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

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Präsentation zum Thema: "Solare Neutrinos Henning Hünteler 289194 Betreuer: Dr. Sven Rakers 07.07.2004."—  Präsentation transkript:

1 Solare Neutrinos Henning Hünteler Betreuer: Dr. Sven Rakers

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

3 Grundlegende Informationen

4 Grundlegende Informationen Der β-Zerfall Endeckung: Becquerel (1900, Nobelpreis 1903) 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 Mehrere Energieniveaus im Kern, Zerfall in angeregten Zustand Problem: Keine γ-Strahlung beobachtet Energieerhaltung modifizieren: Energieerhaltung modifizieren: Evtl. E Anfang E Ende

6 Grundlegende Informationen Paulis Hypothese Grundlegend neuer Ansatz: 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 Das Savannah-River-Experiment Das Savannah-River-Experiment Unterirdisch Unterirdisch 12m unterhalb eines Kernreaktors 12m unterhalb eines Kernreaktors Nachweis der γ-Quanten mit Photomultipliern Nachweis der γ-Quanten mit Photomultipliern Nachweis der Neutronen mit Cadmium Nachweis der Neutronen mit Cadmium

10 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

11 Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs

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

13 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Nobelpreis 1996 für Reines 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: Der pp-Zyklus liefert 98,4% der solaren Energie: 2,4*10 -5 % Eν18,77MeV 99,75% Eν0,42MeV 0,25% Eν=1,44MeV 86% E ν14,06MeV 14% 0,02% 90%: Eν=862keV 10%: Eν=384keV

16 Neutrinoentstehung in der Sonne Der CNO-Zyklus

17 Neutrinoentstehung in der Sonne Das Neutrinospektrum NameReaktion pp ±0.03 pep hep ± , ± ± ±

18 Neutrinoentstehung in der Sonne Das Neutrinospektrum

19 Bisherige Nachweisversuche

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

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

22 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Aufbau: Aufbau: Homestake-Goldmine, South Dakota Homestake-Goldmine, South Dakota Abschirmtiefe 1478m (4100mwe) Abschirmtiefe 1478m (4100mwe) Φ µ =4m -2 d -1 Φ µ =4m -2 d t Perchlorethan C 2 Cl 4, n( 37 Cl)/n(Cl)=0,24 615t Perchlorethan C 2 Cl 4, n( 37 Cl)/n(Cl)=0,24 2,2*10 30 Targetatome

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

24 Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Befüllung von speziellen Zählrohren mit dem gewonnenen Argon unter extrem schwerer Bleiabschirmung Befüllung von speziellen Zählrohren mit dem gewonnenen Argon unter extrem schwerer Bleiabschirmung Bestimmung der gewonnenen Argonmenge durch den Rückzerfall Bestimmung der gewonnenen Argonmenge durch den Rückzerfall τ35d

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

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

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

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

29 Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Bestimmung des Ge-Gehalts: Bestimmung des Ge-Gehalts: 2GeCl 4 wird in Wasser eingeleitet: GeH 4 GeH 4 Bestimmung des Ge-Zerfalls (τ=16,5 d) mit Hilfe von Proportionalzählrohren

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

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

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

33 Bisherige Nachweisversuche Kamiokande Aufbau: Aufbau: Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) 3000t H 2 O, 948 PMTs 3000t H 2 O, 948 PMTs

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

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

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

37 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Aufbau: Aufbau: Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) 50000t H 2 O, cm-PMTs 50000t H 2 O, cm-PMTs

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

39 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande

40 3-dimensionale Simulation der Events: scharf begrenzter Kreis: Myon, verwaschener Kreis: Elektron

41 Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande

42 Der Unfall: Der Unfall: , 11:01:30: Ein PMT implodiert durch eine Kettenreaktion werden 6665 PMTs zerstört durch eine Kettenreaktion werden 6665 PMTs zerstört

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

44 Bisherige Nachweisversuche Das Neutrinospektrum

45 Das Neutrinoproblem

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

47 Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche

48

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

50 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Zunächst: Nur 2 Neutrinos im Vakuum Zunächst: Nur 2 Neutrinos im Vakuum Beschreibung identische mit jener von z.B. Beschreibung identische mit jener von z.B. Wobei θ V der Vakuummischungswinkel ist. ν e,µ sind die Flavour-Eigenzustände und ν 1,2 die Masseneigenzustände. Dann folgt für die zeit. Entwicklung der Neutrinos:

51 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Wahrscheinlichkeit ein ν e nach der Zeit t als ν e anzutreffen: Wahrscheinlichkeit ein ν e nach der Zeit t als ν e anzutreffen: Unter der Annahme dass die Masseneigenzustände denselben Impuls haben gilt für die Energiedifferenz: Unter der Annahme dass die Masseneigenzustände denselben Impuls haben gilt für die Energiedifferenz: OBdA: m 2 >m 1 OBdA: m 2 >m 1

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

53 Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Nun werden 3 Flavoureigenzustände betrachtet, die sich als Kombination aus den 3 Masseneigenzuständen auffassen lassen: 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 Die Umwandlungswahrscheinlichkeit in Abhängigkeit der zurückgelegten Strecke

55 Aktuelle und zukünftige Experimente

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

57 Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Aufbau: Aufbau: Creighton Mine, Sudbury, Ontario Creighton Mine, Sudbury, Ontario Abschirmtiefe: 2073m (6010mwe) Abschirmtiefe: 2073m (6010mwe) 1000t D 2 O, cm-PMTs 1000t D 2 O, cm-PMTs

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

59 Aktuelle und zukünftige Experimente Bestätigung der Oszillation durch SNO

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

61 Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment

62 Aufbau: Aufbau: Reduzierung des Untergrundes im Vorspektrometer, Reduzierung des Untergrundes im Vorspektrometer, Messung der Energie im MAC-E Spektrometer Messung der Energie im MAC-E Spektrometer

63 Aktuelle und zukünftige Experimente Long-Baseline-Experimente Überprüfung der Theorien zur Neutrinooszillation Überprüfung der Theorien zur Neutrinooszillation Experimente mit künstlichen Neutrinos, die bis zu 12000km bis zum Detektor zurücklegen Experimente mit künstlichen Neutrinos, die bis zu 12000km bis zum Detektor zurücklegen Unterscheidung in Beschleuniger- und Reaktorbasierte Experimente (Neutrinos aus Zerfällen, oder bestehenden Reaktoren) 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 Appearance: Detektion von Neutrinos die in der Quelle nicht produziert wurden Disappearance: Diskrepanz der detektierten Neutrinos zum theoretischen Wert Disappearance: Diskrepanz der detektierten Neutrinos zum theoretischen Wert

65 Aktuelle und zukünftige Experimente Das K2K-Experiment Detektion der Myon-Neutrinos: Detektion der Myon-Neutrinos: Erste Ergebnisse: : 4,8*10 19 der Protonen abgeschossen. Nachweis von 56 Ereignissen, theoretisch: 80±4,9±9,0 Erste Ergebnisse: : 4,8*10 19 der Protonen abgeschossen. Nachweis von 56 Ereignissen, theoretisch: 80±4,9±9,0

66 Aktuelle und zukünftige Experimente Das MINOS-Experiment Experiment wie bei K2K Experiment wie bei K2K Start: Anfang 2005 Start: Anfang 2005 Baseline: 734 km Baseline: 734 km Protonenfluss: 3,8*10 20 /a Protonenfluss: 3,8*10 20 /a Ferner Detektor: MINOS Sandwich aus 243 Stahlplatten und Szintillatorstreifen, 5kt Ferner Detektor: MINOS Sandwich aus 243 Stahlplatten und Szintillatorstreifen, 5kt Naher Detektor: 1kt MINOS Naher Detektor: 1kt MINOS

67 Aktuelle und zukünftige Experimente Das CERN-Gran Sasso-Experiment Start: 2006 Start: 2006 Appearence von τ-Neutrinos Appearence von τ-Neutrinos 4,5*10 19 Protonen/a 4,5*10 19 Protonen/a

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

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

70 Vielen Dank für die Aufmerksamkeit

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

72 Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

73 Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs

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

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

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

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

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

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

80 Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Aufbau: Aufbau: Baksan Neutrino Observatory, nördlicher Kaukasus Baksan Neutrino Observatory, nördlicher Kaukasus Abschirmtiefe 2000m (4700mwe) Abschirmtiefe 2000m (4700mwe) Φ µ =2,6m -2 d -1 Φ µ =2,6m -2 d -1 50t metallisches 71 Ga 50t metallisches 71 Ga 4,3*10 29 Targetatome 4,3*10 29 Targetatome

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

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

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


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