Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Neutrinos von der Sonne Sarah Andreas 16.05.2006 RWTH Aachen.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Neutrinos von der Sonne Sarah Andreas 16.05.2006 RWTH Aachen."—  Präsentation transkript:

1 Neutrinos von der Sonne Sarah Andreas RWTH Aachen

2 Übersicht Sonne: Neutrinoproduktion Experimente: Neutrinonachweis Experimente I Neutrinos fehlen... Solares Neutrino Problem (SNP): Erklärungsversuche Experimente II...gefunden Lösung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

3 DIE SONNE Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

4 Produktion von 1.8 * Neutrinos pro Sekunde signifikanteste Neutrinoquelle im Sonnensystem ca. 100 Milliarden pro Sekunde durch einen Daumennagel mehrere neutrinoliefernde Reaktionen großer Energiebereich ( MeV) nur Elektronneutrinos n e Die Sonne Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

5 Warum solare Neutrinos? 1.window into the interior of the sun kleiner Wirkungsquerschnitt direkte, ungestörte Auskunft aus Sonneninneres Gegensatz zu Photonen (~ Millionen Jahre) 2.Auskunft über Neutrinos lange Strecke und verschiedene Dichten durchquert Untersuchung von Oszillationen (Materie und Vakuum) Solare Neutrinos Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

6 im Sonneninneren bei T C = 15.6 Millionen Kelvin (nur inneren 20% des Sonnenradius) exotherme Fusion von Wasserstoff zu Helium Gesamtreaktion: 4 p + 2 e - 4 He + 2 n e MeV zwei mögliche Abläufe: pp - Kette und CNO - Zyklus Sonnen-Neutrino-Produktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

7 pro Zyklus MeV freiwerdende Energie im Mittel nur ca 2% für beiden n e pro erzeugtes n e ca. 13 MeV Photonenenergie Solarkonstante: S = 8.5 * MeV cm -2 sec -1 Abschätzung n e - Fluss auf Erde f n f n = = 6.5 * cm -2 sec -1 Abschätzung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

8 pp-Kette Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung p + p D + e + + n e p + e - + p D + n e D + p 3 He + g 3 He + 3 He a + 2p 3 He + p a + e + + n e 8 B 8 Be* + e + + n e 8 Be* 2 a 3 He + 4 He 7 Be + g 7 Be + e - 7 Li + n e 7 Be + p 8 B + g 7 Li + p 2 a pp: % pep: 0.25 % 85 % 14 % % 14 % PP I PP III PP II MeV 1.45 MeV MeV 0.86 ; 0.38 MeV MeV <1 %

9 CNO - Zyklus e+e+ e+e+ 4 Protoneinfänge 2 b + - Zerfälle 1 a - Zerfall 12 C nur Katalysator 1.6% der Energieerzeu- gung hohe Temperaturen weit im Sonnen- innern Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung (Bethe-Weizsäcker-Zyklus)

10 CNO - Zyklus Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 3 ineinandergreifende Zyklen Nebenzweige nur 1% bevölkert unbedeutend für Energie- erzeugung Elementgenese 4 neutrinoliefernde b + - Zerfälle (Anteile von 17 F -n und 18 F -n sehr klein) nene nene nene nene

11 Temperaturabhängigkeit Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung CNO: ab T > 13 Mio. Kelvin möglich ab T > 18 Mio. Kelvin dominant vorherrschende Energiequelle schwerer Sterne (älterer Generation, da 12 C benötigt)

12 Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: Verzweigungsverhältnisse der Kernreaktionen n e – Flüsse und Flussspektren f n (E n ) auf Erde verschiedene Versionen (seit 1930er) Standard Sonnen Modell (SSM) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung J. Bahcall

13 Prozess Kurz- notation E n [MeV] n e – Fluss nach SSM [10 10 cm -2 sec -1 ] p p D e + n e p e - p D n e 3 He p 4 He e + n e 7 Be e - 7 Li n e 8 B 8 Be e + n e pp pep hep 7 Be 8 B (90%) (10%) £ ± 0.06 ( 1.40 ± 0.03 ) * ( 9.24 ± 1.48 ) * ± ( 5.05± 1.16 ) * N 13 C e + n e 15 O 15 N e + n e 17 F 17 O e + n e 13 N 15 O 17 F £ ( 5.48± 2.03 ) * ( 4.80± 2.06 ) * ( 5.63± 2.48 ) * Gesamt:6.54 ± 0.16 P-P CNO Solare Neutrinoproduktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

14 Neutrino - Energiespektrum Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

15 EXPERIMENTE I Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

16 Detektoren Masse: 1 Solar Neutrino Unit [SNU] = Einfänge pro Targetatom und Sekunde » 1 n - Wechselwirkung / Tag alle Targetatome N target = Kerne d.h. O(10-100)t Target für O(1) n - WW/Tag Untergrund: kosmische Strahlung tief unter Erde ³ 1000 m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

17 Experimenttypen Radiochemische Experimente (Typ A) Chlor Experimente (Homestake) Gallium Experimente (GALLEX, SAGE) Realzeit Experimente (Typ B) Wasser-Detektoren (Kamiokande, Super-K) Schwer-Wasser-Detektor (SNO) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

18 Radiochemische Experimente (A) Inverser b – Zerfall: n e + B (Z) C (Z+1) + e – Radioaktiver Zerfall des Tochterisotops C : C (Z+1) + e – B (Z) + n e (Elektroneneinfang, meist aus K-Schale) Extraktion und Zerfallsrate von C zählen (z.B. Proporitonalzähler) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung nene n W+W+ p e

19 Realzeit – Experimente (B) Target: reines Wasser Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: (ES) n x + e – n x + e – Čerenkov - Licht des Elektrons Target: schweres Wasser zusätzlich Neutrino - Deuteron - Reaktionen: (CC) n e + D e – + 2 p (NC) n x + D n x + p + n Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

20 Energiebereiche Wasser (A) (B) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

21 Radiochemisch (A) geringe Energie- schwelle lange Expositionszeiten Informationsdefizite (n-Energie und -Richtung) Nur Elektronneutrinos Realzeit (B) Echtzeit evtl n-Energie ungefähre n-Richtung verschiedene Flavour hohe Energieschwelle (5 MeV) Neutrinoart schwer bestimmbar Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Vorteile Nachteile Vergleich

22 Erste Anläufe 1946: Pontecorvos Vorschlag zur Cl-Ar-Methode n e - Einfang : n e + 37 Cl 37 Ar + e – 1951: Begin des ersten radiochemischen Experiment (Davis) 3800l Tank, Brookhaven Reaktor 1955:Aufbau bei einem Fusionsreaktor (Davis) 11400l Tank, Savannah Reaktor 1958:optimistischere Vorhersage solarer Fluss 3800l Tank, Barberton Limestone Mine Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung keine Neutrinos nachgewiesen keine solaren Neutrinos nachgewiesen

23 Homestake (A) Davis:...neutrinos captured me early in my career. 1963: neue Berechnungen von J. Bahcall 8 B -n - Rate höher als zuvor erwartet 1965: Homestake Goldmine, South Dakota (USA) 1478 m Untergrund (kosm. Myonen) 615 t Tetrachlorethylen (C 2 Cl 4 ) n e - Einfang : n e + 37 Cl 37 Ar + e – E s = 814 keV keine pp -n Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

24 Argon-Extraktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung alle 2-3 Monate Tankinhalt durch sog. Eduktoren zirkuliert Helium durch Targetflüssigkeit gespült Atmosphäre in oberen 5% des Tankes

25 Argon-Extraktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Zirkulation durch Kontrollraum Abkühlen in Holzkohlefallen mit flüssigem Stickstoff ( -196 °C) Argon Gefrierpunkt -189 °C Trennung des Argon vom Helium durch vollständige Adsorption an Holzkohle Entfernung von Holz- kohle durch Aufwärmen

26 Argon-Extraktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Extraktionseffizienz (~95%): kleine bekannte Menge inaktives Trägergas ( 36 Ar oder 38 Ar) zu Targetflüssigkeit Vergleich Menge wiedergewonnenes Träger-Argon mit ursprünglicher Beigabe Prozentsatz des extrahierten 37 Ar

27 Ergebnisse Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 37 Ar - Zerfälle in Proportionalzählrohr zählen Bestimmung der Anzahl der durch n e - Einfang erzeugten 37 Ar-Kerne 1967: erster Durchlauf Neutrinofluss kleiner als vorhergesagt (SSM) 20 cm 30 mm

28 Ergebnisse Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 1970:neues System um Untergrund zu reduzieren Wechselwirkung g-Strahlen mit Atomen in Proportionalzählrohr Compton-Elektronen entlang Zählrohr langsam ansteigendes Signal Signal aus 37 Ar-Zerfall Auger-Elektronen schnell ansteigendes Signal pulse rise-time system Proportionalzählrohr in Mine Raum mit Wasser gefüllt

29 Ergebnisse Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung trotz Untergrund-Reduktion: Neutrinofluss: 2.56 ± 0.16 (stat.) ± 0.16 (sys.) SNU (Datenmittelwert von 1970 bis 1994) SSM-Erwartung: 7.6 ± 1.8 SNU 34% des erwarteten Neutrino-Flusses Neutrinodefizit !

30 Davis: The most likely explanation, in my view at the time, was that the solar model was in error. Many physicists believed that there was something wrong with our experiment. Erklärungsversuche für Diskrepanz 1.Experimentelle Seite: Extraktionseffizienz Wirkungsquerschnitt Detektor 2.Sonnen Modell: Temperatur im Sonneninnern Inputparameter 3.Neue Physik: Neutrino Eigenschaften ? Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung weitere Experimente !

31 GALLEX & SAGE (A) 1990er n e -Einfang: n e + 71 Ga 71 Ge + e - E s = 233 keV pp -n dominierender Anteil des solaren Neutrino-Flusses, mit guter Sicherheit bekannt höhere Einfangrate kürzere Expositionszeiten (~20-30 Tage) Nachteil: Gallium ist teuer! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

32 GALLEX & SAGE (A) GALLium European EXperiment (Italien) 30t Gallium in flüssiger Galliumchlorid (GaCl 3 )- Lösung 61% des erwarteten Neutrino-Flusses Soviet-American Gallium Experiment (Russland) 50t flüssiges metallisches Gallium 55% des erwarteten Neutrino-Flusses Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Defizit bestätigt und scheinbar energieabhängig !

33 Kamiokande & Super-K (B) Wasser-Čerenkov-Detektoren Target: reines Wasser Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: (ES) n x + e – n x + e – kleiner Wirkungsquerschnitt vorallem n e - Nachweis (Wirkungsquerschnitt 6mal größer) Energieschwelle > 5 MeV 8 B -n und hep -n große Unsicherheit (nuklearer Wirkungsquerschnitt, stark temperaturabhängig) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung nxnx

34 Prinzip Rückstoß-Elektron schneller als c in Wasser Čerenkov - Licht (Photomultiplier) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Lichtintensität Þ n - Energie Form des LichtmustersÞ n -Richtung (e - - Richtung » n - Richtung)

35 Kamiokande Kamioka Mine, Japan Wasser-Čerenkov-Detektor t reines Wasser ~ Photomultiplier Höhe 16m, Durchmesser 15.6m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

36 Super-Kamiokande 40 m seit t reines Wasser PMTs verglichen mit Kamiokande: 10mal mehr Volumen doppelte Dichte an PM mehr beobachtete Neutrinos (ca. 14 Ereignisse pro Tag) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

37 Ergebnisse n tatsächlich von der Sonne Winkeldifferenz zwischen Sonne und n - Richtung Peak bei cos q = 1 Û q = 0° n - Defizit bestätigt beide nur ca. Hälfte des erwarteten Flusses Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

38 SOLAR NEUTRINO PROBLEM Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

39 Stand nach Super-K Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung alle messen weniger n e als von SSM erwartet Davis lag doch nicht falsch !

40 Erklärungsversuche Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung theoretische Überlegungen verschiedene Versionen von Sonnen Modellen Neutrino - Zerfall (Bahcall, 1972) schnelle Rotation des Sonneninneren verringert zentral Druck und Temperatur (Demarque, 1973) Sonnenenergie nicht aus nuklearer Fusion, sondern Abstrahlung bei Anwachsen eines schwarzen Loches im Sonnenzentrum Neutrino Oszillationen (Wolfenstein, 1978)

41 astrophysikalische Effekte Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Gegenargumente: 1. Konflikt Homestake - Kamiokande Homestake: 8 B -n (78%) und 7 Be -n (15%) Kamiokande: nur 8 B -n Temperaturabhängigkeit: f ( 8 B ) ~ T 18 f ( 7 Be ) ~ T 8 T c - Erniedrigung: 8 B stärker reduziert als bei 7 Be ABER: Defizit bei Homestake größer als bei Kamiokande

42 astrophysikalische Effekte Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Gegenargumente: 2. Defizit an 7 Be -n Übereinstimmung SSM und Kamiokande: nur 50% der 8 B - Neutrino - Vorhersage neue Vorhersagen für Homestake und GALLEX: 8 B - Beitrag größer als gemessener Gesamtwert kein Platz mehr für 7 Be - n ABER: 8 B - n aus 7 Be - Reaktion

43 Neutrino-Eigenschaften Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 1. Neutrinozerfall ausgeschlossen wegen relativistischer Zeitdilatation großer Anteil zerfallender Neutrinos bei kleiner n - Energie SSM-Abweichung bei GALLEX größer als bei Homestake ABER: gemessenes Defizit: GALLEX: 60% Homestake: 33%

44 Neutrino-Eigenschaften Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 2. Neutrino-Oszillationen plausibelste Erklärung energieabhängige Oszillationswahrscheinlichkeit zwei Möglichkeiten: Oszillationen im Vakuum Oszillationen in Materie Þ neue Experimente zur genaueren Untersuchung

45 EXPERIMENTE II (SNO) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

46 Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Schwer-Wasser-Čerenkov-Detektor Ontario, USA Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 1000 t D 2 O Unterstützungsstruktur 9500 PMTs (60% Abdeckung) Kessel, Ø 12m innere Wasserabschirmung 1700 t äußere Wasserabschirmung 5300 t Abschirmung

47 Reaktionen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung (ES) 3 Nachweisreaktionen Neutrino- Deuteron- Reaktionen Neutrino- Elektron- Reaktionen starke Richtungs- sensitivität nur Elektronneutrinos flavourunabhängiger Wirkungsquerschnitt ( > 5 MeV ) ( > MeV ) ( > MeV )

48 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung in Einheiten von 10 6 cm -2 s -1 Analyse Oszillationen SSM Vorhersage korrekt Ergebnisse Falls nur n e, d.h. keine Oszillationen: f CC = f NC = f ES

49 LÖSUNG DES SNP Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

50 Stand nach SNO Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung erwartete Anzahl von solaren Neutrinos aber einige sind n m bzw. n t nicht nur Davis, auch Bahcall hatten Recht !

51 Flavoureigenzustände |n a, a = e,m,t keine scharfe Masse, Mischzustände der Masseneigenzustände Masseneigenzustände |n i, i = 1,2,3 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Neutrino-Oszillationen

52 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Zwei-Flavour-Formalismus

53 Vakuum: mögliche Erklärung für Neutrinodefizite Oszillationslänge in Größenordnung Abstand Sonne - Erde unwahrscheinlicher Zufall Materie: zusätzliche WW durch elastische Streuung Neutrino-Elektron-Streuung wegen CC für n e bzw. (n m, n t ) verschieden Veränderung der Oszillationswahrscheinlichkeit Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Oszillationen

54 Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein-Effekt (1985): Resonante Verstärkung der Neutrino - Oszillationen in Materiegebieten variabler Elektronendichte Wahrscheinlichkeit für Flavourübergang erhöht Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung MSW - Effekt

55 MSW plausibelste Erklärung für SNP bester Fit (LMA) : tan 2 q 0.42 D m * eV 2 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Fazit erlaubte Regionen für n e n m, n t LMA LOW

56 Davis: The collision between solar neutrino experiments and the standard solar model had ended in a spectacular way: nothing was wrong with the experiments or the theory; something was wrong with the neutrinos, in the sense that they behave in ways beyond the standard model. DavisBahcall

57

58

59 pp-Kette (Zusammenfassung) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung pp -n dominierender Beitrag (91%) gut bekannt (s £ 1%), schwach temperaturabhängig ( ~ T -1.2 ) niedrige Energien ( E n £ 0.42 MeV) hochenergetische Neutrinos 8 B -n ( E n £ 15 MeV, selten, ~ T 18 ) hep -n ( E n £ 18.8 MeV, sehr selten ) oberhalb 5 MeV: nur 8 B -n und hep -n signifikante Beiträge

60 pp-Kette (Zusammenfassung) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 98.4% der Energieerzeugung Neutrinoreaktionen: 3 kontinuierliche Energiespektren pp - Reaktion 8 B - Zerfall hep - Reaktion 3 diskrete Linien pep-Reaktion zwei aus 7 Be - Elektroneneinfang

61 Geburt des SNP Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Davis rückblickend zu Homestake - Experiment: The numbers havent changed much: the Sun produces one-third as many neutrinos as expected. Thus, the solar neutrino problem was born in 1967 and lived until the turn of the century.

62 Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: Verzweigungsverhältnisse der einzelnen Kernreaktionen n e – Flüsse und Flussspektren f n (E n ) auf Erde (Flussangaben in SNU) verschiedene Versionen (seit 1930er) Standard Sonnen Modell (SSM) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung J. Bahcall 1 SNU = Einfänge pro Targetatom und Sekunde

63 Vorraussetzungen: Mischungswinkel q 0 Oszillationsamplitude Massendifferenzen d m 2 0 insbesondere nicht alle m n = 0 Oszillationsfrequenz Leptonenflavourzahl nicht streng erhalten Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Oszillationen

64 Vorraussetzungen: Mischungswinkel q 0 Massendifferenzen d m 2 0 insbesondere nicht alle m n = 0 Leptonenflavourzahl nicht streng erhalten in Materie: zusätzliche WW durch elastische Streuung Neutrino-Elektron-Streuung wegen CC für n e bzw. (n m, n t ) verschieden Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Oszillationen

65 Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: Verzweigungsverhältnisse der einzelnen Kernreaktionen n e – Flüsse und Flussspektren f n (E n ) verschiedene Versionen (seit 1930er) Standard Sonnen Modell (SSM) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

66 Detektoren Masse: 1 Solar Neutrino Unit [SNU] » 1 n - Wechselwirkung / Tag alle Targetatome N target = Kerne d.h. O(10-100)t Target für O(1) n - WW/Tag Untergrund: kosmische Strahlung tief unter Erde ³ 1000 m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

67 Standard Sonnen Modell (SSM) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Vorhersagen des Neutrinoflusses [10 10 c m -2 s -1 ] [10 8 cm - 2 s -1 ] [10 3 cm - 2 s -1 ] [10 9 cm - 2 s -1 ] [10 6 cm - 2 s -1 ] [10 8 cm - 2 s -1 ] [10 6 cm - 2 s -1 ] [ SNU ] fnfn vorallem von John Bahcall abhängig von Eingangsparametern Unsicherheiten je nach Temperaturabhängigkeit 1 SNU = Einfänge pro Targetatom und Sekunde


Herunterladen ppt "Neutrinos von der Sonne Sarah Andreas 16.05.2006 RWTH Aachen."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen