Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Sonne und Neutrinos Sebastian Deppendorf Universität Bielefeld 25.06.2008.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Sonne und Neutrinos Sebastian Deppendorf Universität Bielefeld 25.06.2008."—  Präsentation transkript:

1 Sonne und Neutrinos Sebastian Deppendorf Universität Bielefeld

2 Überblick Erfindung des Neutrinos Erfindung des Neutrinos Arten und Eigenschaften (Masse?) Arten und Eigenschaften (Masse?) Projekte zur Messung Projekte zur Messung Zusammenhang mit der Astrophysik Zusammenhang mit der Astrophysik

3 Erfindung des Neutrinos Liebe Radioaktive Damen und Herren,... Wolfgang Pauli,

4 Gründe für die Einführung Der βˉ -Zerfall als Zwei-Körper-Problem: B (A, Z) C (A, Z + 1) + eˉ Erwartete Energie des Elektrons:

5 Erwartet: Jedes Elektron hat die gleiche Energie ! Erhalten durch Messung: Kontinuierliches Energiespektrum der Elektronenenergie E max = m B - m C

6 ein weiteres Problem: Spin! - Kerne mit geradem A: ganzzahliger Spin - Kerne mit ungeradem A: halbzahliger Spin - Elektron: halbzahliger Spin Aus ganzzahligen müsste halbzahliger Kernspin werden (und umgekehrt) Aus ganzzahligen müsste halbzahliger Kernspin werden (und umgekehrt) Dies ist nicht der Fall!

7 Zusätzliches Teilchen zur Rettung von Energie- und Drehimpulserhaltung ! Pauli über das Teilchen: Elektrisch neutral Elektrisch neutral Schwache Wechselwirkung Schwache Wechselwirkung Vielleicht keine Masse? Vielleicht keine Masse? Nannte es Neutron Nannte es Neutron

8 Entdeckung des echten Neutrons durch Chadwick - Umbenennung von Paulis Geisterteilchen in Neutrino durch Enrico Fermi - Weiterhin keine Spur vom Neutrino...

9 1956 Entdeckung des Neutrinos durch Clyde L. Cowan und Frederick Reines (NP 1995): - Kern-Reaktoren als starke Neutrinoquelle - Spaltprodukte dort sind βˉ-Strahler (Neutronenüberschuss) - Messung durch inversen β-Zerfall - Energie der Neutrinos: einige MeV 1956 Entdeckung des Neutrinos durch Clyde L. Cowan und Frederick Reines (NP 1995): - Kern-Reaktoren als starke Neutrinoquelle - Spaltprodukte dort sind βˉ-Strahler (Neutronenüberschuss) - Messung durch inversen β-Zerfall - Energie der Neutrinos: einige MeV

10 H 2 O + Cd 511 keV Szintillator - Anfliegendes Antineutrino trifft auf Proton - e + e - γ γ mit E γ = 0,511 MeV - Neutron trifft auf Cd-Kern γ – Emission Signatur für eine Reaktion: 2 γ - Signale

11 Neutrino - Arten 3 Leptonen – Generationen: - 1. Generation - Elektron e und Elektron-Neutrino ν e - 2. Generation - Myon μ und Myon-Neutrino ν μ - 3. Generation - Tauon τ und Tauon-Neutrino ν τ - Jeweils Antineutrino

12 Eigenschaften - Zuerst masselos angenommen - Mittlerweile Massebestimmung beim β Zerfall (Abweichung der e - -Energie beim Maximum) - Elektrisch neutral - Spin: ½ - Unterscheidung zum Antiteilchen durch Vorzeichen der elektronischen, myonischen und tauonischen Leptonenzahl - Wirkungsquerschnitt: ca m 2 mittlere freie Weglänge in H 2 O: 30 Lichtjahre mittlere freie Weglänge in H 2 O: 30 Lichtjahre - ABER! : ca 70 Mrd. Neutrinos pro cm 2 Erdoberfläche pro Sekunde!!!

13 ÜbersichtNameSymbol Elektrische Ladung (Ruhemasse * c 2 ) in MeV LebendauerGenerationElektrone0,511Stabil1 Elektron- Neutrino νeνeνeνe0 < 5,1* Stabil1 Myonμ105,66 2,197* s 2 Myon- Neurino νμνμνμνμ0 < 0,17 Stabil2 Tauonτ1777 3,4* s 3 Tauon- Neutrino ντντντντ0 < 71 stabil3

14 Projekte zur Messung von Neutrinos - Generell verschiedene Arten von Detektoren: - Radiochemische Detektoren - Auf dem Cherenkov-Effekt basierende Detektoren

15 Radiochemische Detektoren - Basieren auf dem inversen β-Zerfall: ν e + B(Z) C(Z+1) + e - ν e + B(Z) C(Z+1) + e - Extraktion der Tochterkerne - Tochterkern C ist instabil: weiterer Zerfall C(Z+1) + e - B(Z) + ν e - Messung des dabei emittierten Röntgen- Photons

16 Beispiele für radiochemische Detektoren Cl 37 - Experiment (Homestake) - Seit 1970 in der Homestake Goldmine in South Dakota m unter der Erdoberfläche - Beobachtete Reaktion: ν e + Cl 37 Ar 37 + e - - Nachteil: Nachweisschwelle 0,814 MeV

17 GALLEX - Gallium Experiment - Benutzt den Zerfall von Gallium in Germanium ν e + 71 Ga 71 Ge + e - - Im Gran Sasso-Massiv (Italien) - Entspricht Tiefe von 3200m Wasser (Abschirmung von kosmischer Strahlung) - Vorteil: Nachweisschwelle nur 0,233 MeV

18 Ein weiteres Beispiel ist das Projekt ICARUS (Imaging Cosmic And Rare Underground Signal). ν e + 40 Ar e K

19 Solares Neutrinodefizit - Nur ein Bruchteil der erwarteten Neutrinos wurden gemessen Mögliche Gründe: 1. Die radiochemischen Messungen sind falsch (Richtung?) 2. Fusionsmodell für die Sonne falsch? 3. Unter Annahme einer Ruhemasse Wechsel des flavours?

20 Der Cherenkov-Effekt - Bläulicher Lichtkegel bei Schnellen Elektronen in Wasser - Lichtgeschwindigkeit in Wasser nur km/s - Überschall-Kegel des Lichts - Bestimmung von Geschwindigkeit und Richtung durch Öffnung des Kegels

21

22

23 Super-Kamiokande - Basiert auf dem Cherenkov-Effekt - Nachfolger von Kamiokande (selbes Prinzip) (selbes Prinzip) in Betrieb gegangen nahe Kamioka (Japan)

24 Technische Daten - 1km unter der Erdoberfläche t hochreines Wasser davon im Inneren und in der Hülle - Hülle zur Abschirmung von kosmischer Strahlung - Myonen durchdringen die Wand, e - meist nicht Photomultiplier

25

26 November 2001: Mehrere 1000 PMs in Kettenreaktion implodiert

27 IceCube & Amanda

28 Details - Forschungseinrichtung am Südpol - AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array) 1997 in Betrieb gegangen - Teil von IceCube - Bau von IceCube geplant bis Gesamtgröße des Teleskops 1km 3 - Geplant: 4800 Photomultiplier an 80 Trossen - Gesamtkosten $

29

30 - Neutrinoerzeugung innerhalb der Sterne - Durch sehr schwache Wechselwirkung ungehinderte Ankunft auf der Erde nach 8,3 min - Photonen nur von der Sonnenoberfläche - Auch weite Strecken durchs Universum möglich - Bestätigung der flavour-Änderung beim Flug durchs Vakuum durch Kamiokande, etc Zusammenhang mit der Astrophysik

31 Erzeugung der Sonnenneutrinos 4 Protonen fusionieren zu einem Heliumkern unter Emission von 2e + und 2 ν e. 4p He 4 + 2e ν e

32 Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus)

33 Supernova SN1987a Meilenstein in der Neutrinophysik - Innerhalb von 12s messen 2 Cherenkov-Detektoren Ereignisse - 11 am Kamiokande - 8 am IMB-Detektor - 10 weitere in anderen Anlagen - Alle aus der gleichen Richtung - Energie der e ± zwischen 7,5 und 36 MeV - Stunden bevor die Supernova sichtbar wurde

34 Zukunft der Neutrinophysik - AMANDA, Super-Kamiokande und andere heute Teil des Supernova Early Warning System (SNEWS) - Weitere Informationen über das Innere von Sternen sowie über die Entstehung des Universums - Detektorsysteme für Kernreaktoren (bisher nur Schätzungen über die Menge an erzeugtem Plutonium)

35 Danke für ihre Aufmerksamkeit!

36 Quellen - N.Schmitz – Neutrinophysik - Klapdor-Kleingrothhaus/Zuber – Teilchenastrophysik - Bruni/Navarria/Pelfer – Neutrino and Astroparticle Physics - Bilder: - Wikipedia, - -


Herunterladen ppt "Sonne und Neutrinos Sebastian Deppendorf Universität Bielefeld 25.06.2008."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen