Vom Kleinstteilchen zum Eisriesen

Präsentation zum Thema: "Vom Kleinstteilchen zum Eisriesen"—  Präsentation transkript:

1 Vom Kleinstteilchen zum Eisriesen
Neutrino-Detektoren Vom Kleinstteilchen zum Eisriesen

2 Inhalt Historisches Allgemeines über Neutrinos Neutrinoquellen
Neutrino-Detektoren Radiochem. Experimente Echtzeit Experimente (H.E.S.S.)

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4 Geschichte Probleme der Energieerhaltung beim b-Zerfall kontinuierliche Energiespektrum ließ sich nicht erklären 1968 Erste Messungen der Sonnenneutrinos (weniger als 50% des theo. Wertes) 1998 Super-Kamiokande zeigt Evidenz für Neutrino-Oszillation => Neutrinos haben endliche Masse (Nobelpreis an Koshiba 2002) 1930 postuliert Pauli das Neutrino.(Dadurch bleibt der Energie-, Impuls- und Dreherhaltungssatz erhalten) 1934 stellt E.Fermi den b-Zerfall vor(mit Neutrino(das kleine Neutrale)) 1956 Entdeckung des ne (Reines & Cowan Nobelpreis1995) 1962 Entdeckung des nm

5 Allgemeines über Neutrinos

6 Neutrinos elektrisch neutral sind Spin ½ Teilchen
Wechselwirken schwach mittlere freie Weglänge in Blei ~1000 Lichtjahre es sind die häufigsten Elementarteilchen (N=1089)

7 Neutrinos bekannt sind drei Flavours: Leptonenzahl el. Ladung                          

8 Neutrinoquellen Entstehung Sekunden nach dem Urknall
Kosmischen Beschleuniger (Supernova; Active Galactic Nuclei (AGN),Gamma Ray Burst (GRB)) Erdatmosphäre (aus kosmischer Strahlung) Sonne Erde (radioaktive b-Zerfälle) Reaktoren/Beschleuniger (E~ 4MeV; ca. 5*10201/s je Reaktor) GRB hochenergetische Gamma Strahlungsausbrüche AGN sehr helle Galaxienkerne

9 Atmosphärische Neutrinos
Entstehen als Sekundärprodukte der Kosmischen Strahlung

10 Sonnenneutrinos Entstehen in der Sonne
die Fusion von Wasserstoff zu Helium kann in zwei Mechanismen stattfinden: Proton-Proton-Zyklus CNO-Zyklus Nettoreaktion: 4p => 4He + 2e++2ne+26,73 MeV Aus der Solarkonstanten: fn=S/13 MeV~6,5*1010 1/cm2s

11 Proton-Proton-Zyklus
pep-Neutrino pp-Neutrino p+p => 2H+e++ ne (99%) p+e-+p => 2H+ ne (1%) 2H+p => 3He+g 3He+3He => 4He+2p (86%) 3He+4He=>7Be+g (14%) 3He+p =>4He+ne+e+ (<<1%) hep-Neutrino 7Be-Neutrino 7Be + p => 8B + g 8B => 8Be + e++ ne 8Be => 2 4He (1%) 7Be + e- =>7Li + ne 7Li + p => 2 4He (99%) 8B-Neutrino

12 CNO-Zyklus 12C+p => 13N+g 13N => 13C+e++ne 13C+p => 14N+g
14N+p => 15O+g 15O => 15N+e++ne 15N+p => 12C+4He Es spielen auch höhere Elemente eine Rolle. Deshalb nur bei älteren Sternen relevant. Bei der Sonne sind es gerade mal 1,6%

13 Energiespektrum der Sonnenneutrinos

14 Energiespektrum der Sonnenneutrinos
die meisten Neutrinos haben ein kontinuierliches Spektrum bis zur Maximalenergie pep- und 7Be-Neutrinos sind monoenergetische Neutrinos die meisten Experimente haben hohe Energieschwellen, so dass sie nur 8B-Neutrinos messen

15 Hochenergie-Neutrinos
Neutrinos von „kosmischen“ Beschleunigern (Supernova, AGN, GRB, TRS) Sehr energiereich (im TeV-Bereich) Man kann die Quellen genau bestimmen, da keine Absorptionen wie bei Photonen oder Richtungsänderungen wie bei el. Geladener Strahlung stattfindet Es gibt nur einen geringen Fluss von hochenergetischen Neutrinos

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17 Neutrino-Detektoren

18 Eigenschaften der Detektoren
Messungen von Neutrino-Reaktionen erfordern: sehr große Detektor-Massen (wegen des kleinen Wirkungsquerschnittes) sehr gute Abschirmung gegen ungewollte Strahlung Unterdrückung der natürlichen Radioaktivität

19 Verschiedene Detektoren
Radiochemische Echtzeit

20 ANZ+ne => A-1N(Z-1)+e-
Radiochemische Radiochemische: ANZ+ne => A-1N(Z-1)+e- (Z-1) wird extrahiert und im Proportionalzählrohr der Zerfall gemessen Reaktionsrate: Man benötigt 1030 Atome um einen Zerfall pro Tag zu kriegen Wegen den geringen Ereignissen entsteht eine neue Einheit: 1 SNU = Einfänge pro Sekunde und pro Atom Rechnungen von dem guten allgemeinen vortrag. Auch im internet gucken.

21 GALLEX Gallium Experiment startete Anfang der 90er Jahre
Im Bergmassiv Gran Sasso in Italien 110 t GaCl3 Schwellenenergie von 233keV

22 GALLEX Prinzip der Radiochemischen Experimente: 71Ga+ne => 71Ge+e-
niedrige Schwellenenergie bei 244keV erstmals möglich den Fluss von pp-Neutrinos zu messen hat eine Eichquelle welche die Funktion beweist Ergebnisse: ~69, ,0 SNU, was etwas mehr als die Hälft der Theoriewerte entspricht.

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24 Homestake erstes Experiment welches den solaren Neutrinofluss messen sollte. (1968) Nachweis beruhte auf den Neutrinoeinfang durch 37Cl, aus dem dadurch 37Ar wird Durch die Schwellenenergie bei 814 keV, hauptsächlich 8B-Neutrinos nachweisbar

25 SAGE (Soviet-American Gallium Experiment)
Steht tief in einem alten Bergwerk im Kaukasus Reaktionen wie bei GALLEX

26 Nachteile der Radiochemischen Detektoren
keine Informationen über die Richtung des einfallenden Neutrinos Informationen über die Energie nur durch die Schwellenenergie Zeitmittelung

27 Echtzeit Detektoren Als Nachweis wird das Cerenkov-Licht benutzt

28 Cerenkov-Licht Wenn ein relativistisches, geladenes Teilchen ein transparentes Medium wie Wasser oder Eis durchläuft und eine höhere Geschwindigkeit hat, als die des Lichtes in diesem Medium. Dann emittiert es die Cerenkov-Strahlung. cos(QC) = cm/v = c/(n*v) Bei Wasser ca. 40 Grad

29 Echtzeit Vorteile mehr Informationen über detektierte Teilchen (Richtung,Energie, Einfallszeit) Test Möglich, ob Neutrinos von der Sonne kommen zeitabhängige Phänomene besser beobachtbar Prinzipiell alle Neutrino-Flavors detektierbar (nur keine Unterscheidung möglich) Untergrundreduktion durch Elektronik möglich

30 SNO (Sudbury-Neutrino-Observatory)
2 km unter der Erde in einer Mine bei Sudbury (Canada) seit 1997 in Betrieb Kugelförmige Struktur 9600 PMT`s arbeitet mit schwerem Wasser [D2O] Schwellenenergie 1,42MeV

31 SNO Neutrino-Deuteron Reaktion
(CC) ne+D => e- +2 p ( 1,442 MeV) (NC) nx+D =>nx+p+n (2,226 MeV) (ES) nx+e- =>nx+e- n- Nachweis mit n-Einfangsreaktion N+Cl35 => Cl36+g Durch Vergleich der Reaktionen Feststellung von n-Oszillation Im Buch seite 418 beschreibung der reaktionen. Wie auch seite341

32 Hochenergie-Neutrino Detektoren
man benötigt eine größt mögliche Effektive Fläche große Volumen um Teilchen noch länger beobachten zu können als Detektormaterial eignet sich am Besten Wasser oder Eis einige benutzen die Erde als Abschirmung von Atmosphärischen Neutrinos Projekte in der Tiefsee und im Eis

33 Super-Kamiokande Kamioka Nucleon Decay Experiment
1000m unter der Erde in Japan (Mozumi Mine) seit im Betrieb 41,5m hoch und 39,3m Durchmesser 50.000Tonnen reines Wasser (32.000t eff.) PMT (50cm) Schwellenenergie 5MeV Vorgänger: Kamokande fing 1985 mit der Neutrino-Astronomie an

34 Super-Kamiokande

35 Meßprinzip

36 man kann ne und nm unterscheiden, da e- stärker gestreut werden
Reaktionen Elastic scattering (ES) nx+e- => nx+e- man kann ne und nm unterscheiden, da e- stärker gestreut werden nt sind nicht nachweisbar, denn sie erzeugen ein t,das schwer und kurzlebig ist Absorption an Protonen ne+p => n+e+

37 Super-Kamiokande Ereignis ausgelöst von einem Elektron mit einer Energie von 492Mev

38 Super-Kamiokande Ereignis ausgelöst von einem Muon mit einer Energie von 603Mev

39 Pech am 15-25 Millionen $ Innerhalb von 10 sec PMT´s zerstört Selbst 8 km entfernte Seismografen registrierten Signal Wegen eines angeknacksten PMT`s

40 Riesendetektoren AMANDA ICE-CUBE NESTOR Baikal-Projekt

41 AMANDA (Antarctic Myon And Neutrino Detection Array)
steht am Südpol Bauzeit: (2009) effektive Fläche ( m2) RMT´s: ca. 750 Schwelle: ca. 20GeV 1997 ~109 Ereignisse mit 116 Neutrinokandidaten

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46 ICE-CUBE (2003-2009) 1 km2 effektive Fläche
80 Strings mit insgesamt 4800 PMT´s 1 GT Masse mehr Ereignisse als ein anderes Teleskop

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49 NESTOR Vor der Halbinsel Peloponnes, welches durch seine höhere Dichte an PMT´s eine :-* niedrige Energieschwelle haben wird. Dieses kann dann auch vom 1500 km entfernten Cern stammende Neutrinos detektieren und untersuchen

50 Antares

51 Warum? Messungen des Solaren Neutrinoflusses verbessert unser Verständnis vom Aufbau der Sonne. So wurden die errechneten Werte nie erreicht. dadurch Theorie der Neutrino-Oszillation genauere Erkundung des Weltalls bessere Kenntnis über die ersten sec. nach dem Urknall. Supernova - Ausbrüche Neutrinomasse – Dunkle - Materie ?

52 H.E.S.S. (High Energy Stereoscopic System)
Ist nach dem Entdecker der kosmischen Strahlung Victor Hess benannt worden (Nobelpreis 1936) Liegt auf einer Hochebene in Nambia Ist nach dem Prinzip der abbildenen Cherenkovtechnik aufgebaut. Nachweis von Photonen mit einigen 10 GeV