Henning Hünteler Betreuer: Dr. Sven Rakers

Präsentation zum Thema: "Henning Hünteler Betreuer: Dr. Sven Rakers"—  Präsentation transkript:

1 Henning Hünteler 289194 Betreuer: Dr. Sven Rakers 07.07.2004
Solare Neutrinos Henning Hünteler Betreuer: Dr. Sven Rakers

2 Allgemeine Gliederung
Grundlegende Informationen Neutrinoentstehung in der Sonne Bisherige Nachweisversuche Das Neutrinoproblem Aktuelle und zukünftige Experimente

3 Grundlegende Informationen

4 Grundlegende Informationen Der β-Zerfall
Endeckung: Becquerel (1900, Nobelpreis 1903) Hypothese: Probleme dieser Theorie: Kontinuierliches Elektronenspektrum Energie-, Impuls-, Drehimpulserhaltung verletzt

5 Grundlegende Informationen Mögliche Erklärungsversuche
Mehrere Energieniveaus im Kern, Zerfall in angeregten Zustand Problem: Keine γ-Strahlung beobachtet Energieerhaltung modifizieren: Evtl. EAnfang≥EEnde

6 Grundlegende Informationen Paulis Hypothese
Grundlegend neuer Ansatz: Neues Teilchen als „Bilanzfälschung“ des β-Zerfalls Neutrino („kleines Neutrales“) Eigenschaften: Spin: ½, keine Masse, keine Ladung, keine Wechselwirkung

7 Grundlegende Informationen Eigenschaften der Neutrinos

8 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

9 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
Das Savannah-River-Experiment Unterirdisch 12m unterhalb eines Kernreaktors Nachweis der γ-Quanten mit Photomultipliern Nachweis der Neutronen mit Cadmium

10 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

11 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs

12 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
Bei Signal: 1.) 1. Signal von Positron? 2.) 2. Signal von Neutron? 3.) Signal von umgekehrtem β-Zerfall 4.) Ausschluss anderer Signalquellen

13 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
Nobelpreis 1996 für Reines

14 Neutrinoentstehung in der Sonne

15 Neutrinoentstehung in der Sonne Der pp-Zyklus
Der pp-Zyklus liefert 98,4% der solaren Energie: 99,75% Eν≤0,42MeV 0,25% Eν=1,44MeV 2,4*10-5% Eν≤18,77MeV 86% 14% 14% 0,02% 90%: Eν=862keV 10%: Eν=384keV Eν≤14,06MeV

16 Neutrinoentstehung in der Sonne Der CNO-Zyklus

17 Neutrinoentstehung in der Sonne Das Neutrinospektrum
Name Reaktion pp 0.2668 0.423±0.03 pep 1.445 hep 9.628 18.778 0.3855 0.8631 6.735±0.036 14,06 0.7063 1.1982±0.0003 0.9964 1.7317±0.0005 0.9977 1.7364±

18 Neutrinoentstehung in der Sonne Das Neutrinospektrum

19 Bisherige Nachweisversuche

20 Bisherige Nachweisversuche Eine neue Einheit
Zur Beschreibung der Einfangraten wird neue Einheit eingeführt: 1 SNU (solar neutrino unit) =10-36 Einfänge pro Sekunde und Targetatom

21 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment
Aufbau 1968 von R. Davis, erstes Experiment zum Nachweis von Neutrinos Einfangreaktion: Nachweisreaktion:

22 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment
Aufbau: Homestake-Goldmine, South Dakota Abschirmtiefe 1478m (4100mwe) Φµ=4m-2d-1 615t Perchlorethan C2Cl4, n(37Cl)/n(Cl)=0,24 →2,2*1030 Targetatome

23 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment
Die Extraktion des Argon: Ausspülen des Argon mit Helium Abkühlung mit Stickstoff  Kondensation

24 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment
Befüllung von speziellen Zählrohren mit dem gewonnenen Argon unter extrem schwerer Bleiabschirmung Bestimmung der gewonnenen Argonmenge durch den Rückzerfall τ≈35d

25 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment
Schwellenenergie: 7Be, 8B, pep, hep – Neutrinos werden detektiert

26 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment
Mittlere Zählrate gemittelt über die letzten 25 Jahre: Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen-Model beträgt:

27 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO
GALLium EXperiment und Gallium Neutrino Observatory Messungen: (Gallex) (GNO) Einfangreaktion: Nachweisreaktion:

28 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO
Aufbau: Gran Sasso Underground Laboratory Italien Abschirmtiefe: 3300mwe 30,3t Gallium in 101t GaCl3-HCl

29 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO
Bestimmung des Ge-Gehalts: 2GeCl4 wird in Wasser eingeleitet: → GeH4 Bestimmung des Ge-Zerfalls (τ=16,5 d) mit Hilfe von Proportionalzählrohren

30 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO
Schwellenenergie für Galliumexperimente: 0,233MeV  Alle solaren Neutrinos können detektiert werden

31 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO
Mittlere Zählrate gemittelt über 7, bzw. 3 Jahre Messzeit: Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen-Model beträgt:

32 Bisherige Nachweisversuche Kamiokande
Kamioka Neutrino Detektor Experiment, erstes Echtzeit-Experiment Messungen: Einfangreaktion: Nachweis des Cherenkov-Lichtes der Elektronen

33 Bisherige Nachweisversuche Kamiokande
Aufbau: Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) 3000t H2O, 948 PMTs

34 Bisherige Nachweisversuche Kamiokande
Detektion des Cherenkov-Lichtes: Streuung eines Neutrinos an einem Elektron  Elektron emittiert Cherenkov-Licht  Detektion über die PMTs Keine Kernreakion sondern Streuung  Sensitiv für alle Neutrinoflavours σ(νµ)≈ σ(ντ)≈ 0,15*σ(νe) n e

35 Bisherige Nachweisversuche Kamiokande
 Informationen über Einfallwinkel Neutrinoenergie Zeitlicher Verlauf Energieschwelle: 6,75 MeV, nur 8B und hep-Neutrinos Gemessener Neutrinofluss:

36 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande
Super-Kamioka Neutrino Detektor Experiment Messungen: Einfangreaktion: Nachweis des Cherenkov-Lichtes der Elektronen

37 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande
Aufbau: Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) 50000t H2O, cm-PMTs

38 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande
Energieschwelle: 4,75 MeV, nur 8B und hep-Neutrinos Gemessener Neutrinofluss:

39 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande

40 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande
3-dimensionale Simulation der Events: scharf begrenzter Kreis: Myon, verwaschener Kreis: Elektron

41 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande

42 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande
Der Unfall: , 11:01:30: Ein PMT implodiert durch eine Kettenreaktion werden 6665 PMTs zerstört

43 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande
Wiederaufbau bis 2006, 25M$ Seit Ende 2003 vorsichtige Wiederaufnahme des K2K-Experiments

44 Bisherige Nachweisversuche Das Neutrinospektrum

45 Das Neutrinoproblem

46 Das Neutrinoproblem Erste Diskrepanz zwischen Vorhersage und Messung 1968 beim Homestake-Experiment, danach bei allen anderen durchgeführten Versuchen, etwa derselbe Faktor.

47 Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche

48 Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche

49 Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche
Schon 1969: Theorie der Neutrinooszillation von Vladimir Gribov und Bruno Pontecorvo

50 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation
Zunächst: Nur 2 Neutrinos im Vakuum Beschreibung identische mit jener von z.B. Wobei θV der Vakuummischungswinkel ist. νe,µ sind die Flavour-Eigenzustände und ν1,2 die Masseneigenzustände. Dann folgt für die zeit. Entwicklung der Neutrinos:

51 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation
Wahrscheinlichkeit ein νe nach der Zeit t als νe anzutreffen: Unter der Annahme dass die Masseneigenzustände denselben Impuls haben gilt für die Energiedifferenz: OBdA: m2>m1

52 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation
So lässt sich eine Oszillationslänge bestimmen: R ist hier die zurückgelegte Strecke und LV die Oszillationslänge:  Bei gleichen Massen findet keine Oszillation statt Neutrinos besitzen eine endliche Masse!!!

53 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation
Nun werden 3 Flavoureigenzustände betrachtet, die sich als Kombination aus den 3 Masseneigenzuständen auffassen lassen: mit:

54 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation
Die Umwandlungswahrscheinlichkeit in Abhängigkeit der zurückgelegten Strecke

55 Aktuelle und zukünftige Experimente

56 Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO)
Sudbury Neutrino Experiment Messungen: Einfangreaktionen:

57 Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO)
Aufbau: Creighton Mine, Sudbury, Ontario Abschirmtiefe: 2073m (6010mwe) 1000t D2O, cm-PMTs

58 Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO)
Energieschwellen:

59 Aktuelle und zukünftige Experimente Bestätigung der Oszillation durch SNO

60 Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment
Neutrinomassen aus Kinematik von Zerfallsprozessen Bisher: m(νe)≤2,2 eV m(νµ)≤ 170keV m(ντ) ≤15,5MeV Mit KATRIN (erste Testmessungen 2006) kann die Elektron-Neutrinomasse bis auf 0,35eV bestimmt werden Nachweis der Reaktion Halbwertszeit: 12,32a

61 Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment

62 Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment
Aufbau: Reduzierung des Untergrundes im Vorspektrometer, Messung der Energie im MAC-E Spektrometer

63 Aktuelle und zukünftige Experimente Long-Baseline-Experimente
Überprüfung der Theorien zur Neutrinooszillation Experimente mit künstlichen Neutrinos, die bis zu 12000km bis zum Detektor zurücklegen Unterscheidung in Beschleuniger- und Reaktorbasierte Experimente (Neutrinos aus Zerfällen, oder bestehenden Reaktoren)

64 Aktuelle und zukünftige Experimente Long-Baseline-Experimente
Appearance: Detektion von Neutrinos die in der Quelle nicht produziert wurden Disappearance: Diskrepanz der detektierten Neutrinos zum theoretischen Wert

65 Aktuelle und zukünftige Experimente Das K2K-Experiment
Detektion der Myon-Neutrinos: Erste Ergebnisse: : 4,8*1019 der 1020 Protonen abgeschossen. Nachweis von 56 Ereignissen, theoretisch: 80±4,9±9,0

66 Aktuelle und zukünftige Experimente Das MINOS-Experiment
Experiment wie bei K2K Start: Anfang 2005 Baseline: 734 km Protonenfluss: 3,8*1020/a Ferner Detektor: MINOS Sandwich aus 243 Stahlplatten und Szintillatorstreifen, 5kt Naher Detektor: 1kt MINOS

67 Aktuelle und zukünftige Experimente Das CERN-Gran Sasso-Experiment
Start: 2006 Appearence von τ-Neutrinos 4,5*1019Protonen/a

68 Aktuelle und zukünftige Experimente Das JHF-SK-Experiment
Start: 2006 Appearence-Experiment (νe) 1021 Protonen/a Ferner Detektor: Super-Kamiokande

69 Aktuelle und zukünftige Experimente Das JHF-Hyper-Kamiokande-Experiment
Ausbau des Beams auf die 5-fache Leistung Bau des Hyper-Kamiokandes, Tochibora-Zinkmine 1Mt-Wasser, 500m langer Tank

70 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit

71 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
Das Savannah-River-Experiment Unterirdisch 12m unterhalb eines Kernreaktors Nachweis der γ-Quanten mit Photomultipliern Nachweis der Neutronen mit Cadmium

72 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

73 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs

74 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
Bei Signal: 1.) 1. Signal von Positron? 2.) 2. Signal von Neutron? 3.) Signal von umgekehrtem β-Zerfall 4.) Ausschluss anderer Signalquellen

75 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
1.) Einfügen von Bleiplatten zwischen 2 der 3 Detektoren  Signal oben < Signal unten  Signal stammt aus den Wassertanks, Positroniumannihilation

76 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
2.) Verringerung der Cd-Konzentration  Zählrate sinkt  Neutroneneinfang

77 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
3.) Ersetzen des Wassers durch Schweres Wasser Theoretisch ist 15 mal seltener als  Zählrate sinkt  Protonenabhängig

78 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan
4.1 Variation des störenden Hintergrundstrahlung 4.2 Veränderung der Detektorabschirmung  keine Signalveränderung  Neutrinonachweis Nobelpreis 1996 für Reines

79 Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment
Soviet-American-Gallium-Experiment Messungen: Einfangreaktion: Nachweisreaktion:

80 Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment
Aufbau: Baksan Neutrino Observatory, nördlicher Kaukasus Abschirmtiefe 2000m (4700mwe) Φµ=2,6m-2d-1 50t metallisches 71Ga 4,3*1029 Targetatome

81 Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment
Schwellenenergie für Galliumexperimente: 0,233MeV  Alle solaren Neutrinos können detektiert werden

82 Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment
Mittlere Zählrate gemittelt über 11 Jahre Messzeit: Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen-Model beträgt:

83 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation
Neutrinooszillation in Materie Asymetrien zwischen Tag und Nacht lassen auf eine veränderte Neutrinooszillation ind Materie schliessen.