Fachausschuß für Kern- und Teilchenphysik 55. Jahrestagung der Österreichischen Physikalischen Gesellschaft Wien, 28. Sep. 2005 Claudia-Elisabeth Wulz.

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1 Fachausschuß für Kern- und Teilchenphysik 55. Jahrestagung der Österreichischen Physikalischen Gesellschaft Wien, 28. Sep. 2005 Claudia-Elisabeth Wulz Institut für Hochenergiephysik der ÖAW & TU Wien Fundamentale offene Fragen der Hochenergiephysik

2 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz2 Teilchenphysik am Ende des 20. Jhdts. Das Standardmodell wurde bis O(100 GeV) eindrucksvoll experimentell bestätigt, teilweise mit höchster Präzision!

3 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz3 Teilchenphysik am Ende des 20. Jhdts. Das Standardmodell kann jedoch nur eine beschränkte Gültigkeit haben, da: - Gravitation nicht inkludiert - keine Lösung des Hierarchieproblems - keine Vereinheitlichung der Kopplungskonstanten - neue Phänomene nicht enthalten (Neutrinomassen, etc.) - etc. Energieskala für Gültigkeit des Standardmodells: < M Planck ~ 10 19 GeV (Gravitationseffekte werden signifikant) Das Standardmodell muß erweitert werden! Mehr als das: eine Revolution hat sich angebahnt … !

4 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz4 Astrophysik - Teilchenphysik 1998: Inflationäre Expansion des Universums aus Beobachtungen von Ia-Supernovae. Erklärbar durch nicht verschwindende kosmologische Konstante bzw. durch nicht verschwindende Komponente dunkler Energie. Hubble-Diagramm z.B. Perlmutter et al. astro-ph/9812133 Bester Fit: M =0.28 =0.72 SN1987A M + = 1 … Universum ist flach

5 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz5 Messung kosmologischer Parameter Heute z.B.: WMAP (NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) SDSS (Sloan Digital Sky Survey) tot (total) = 1.02 0.02 (matter) = 0.27 0.03 (baryons) = 0.045 0.005 (hot dark matter) < 0.015 (95% C.L.) -> Bekannte baryonische Materie: ~ 4% -> Cold dark matter: ~ 23% -> Dark energy: ~ 73% C.L. Bennett et al., 2003, ApJS, 148, 1

6 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz6 Offene Fragen Woher kommen die Massen der bekannten Teilchen? (Wie) kann das Standardmodell erweitert werden? Gibt es mehr als 3 Lepton/Quark-Generationen? Welche Rolle spielen massive Neutrinos? Wie kann man das Confinement verstehen? Was ist die dunkle Materie (schwere SUSY-Teilchen, …?) Können alle Kräfte vereint werden? Wie geht die Gravitation ein? Was ist die dunkle Energie (Einsteins kosmologische Konstante, …?) Gibt es zusätzliche Dimensionen? Wie entstand das Universum? (Warum) ist das Universum flach? (Warum) ist die Antimaterie verschwunden?

7 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz7 Werkzeuge zur Beantwortung Experimente an Beschleunigern z.B. FNAL: Tevatron BNL: RHIC DESY: HERA CERN: Large Hadron Collider (LHC) ?: International Linear Collider, CLIC Experimente in Untergrundlaboratorien Raumsonden Terrestrische Teleskope Experimente an Kernreaktoren SDSS Gran Sasso ATLAS KamLAND WMAP

8 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz8 Ursprung der Masse Elektromagnetische und schwache Wechselwirkung sind durch fundamentale Symmetrien verbunden, dennoch manifestieren sie sich in verschiedener Weise. m = 0 m W ~ 80 GeV/c 2 m Z ~ 91 GeV/c 2 Erklärung: Durch Interaktion mit einem Quantenfeld erhalten Teilchen Masse. Einfachstes Modell hat nur ein neutrales, skalares Higgs-Boson. v = 246 GeV/c 2 … Vakuumerwartungswert des Higgsfeldes … unbekannt -> Higgsmasse von der Theorie nicht vorhergesagt! Warum sind die Massen so verschieden? Higgs-Mechanismus

9 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz9 Status der Higgsmassenbestimmung Direkte Suche bei LEP 2000 beendet. Resultat: m H > 114.4 GeV/c 2 @ 95 c.l. Aus precision electroweak fits (LEP, SLD, CDF, D0) folgt: 1. Higgs, wenn Masse ~ 114 GeV/c 2 ! Dominanter Prozeß bei LEP: e + e - -> HZ Beinhaltet neue Topmassenmessung von 174 GeV/c 2 und Strahlungskorrekturen m H : LEP-2 Grenzwert von 114 GeV c 2 inkludiert : Wahrscheinlichster Wert: m H = (91 +45 - 32) GeV/c 2 m H < 219 GeV/c 2 @ 95 c.l.

10 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz10 Higgssuche am Tevatron In den nächsten Jahren wird Tevatron den Higgsmassenbereich weiter einschränken. Bis 2009 werden ca. 4 bis 8 fb -1 integrierte Luminosität erwartet -> Tevatron kann Higgs bis zumindest ~ 130 GeV/c 2 ausschließen. Eine 5 - Entdeckung weit über den bei LEP erforschten Bereich scheint jedoch nicht möglich. Fermilab-Pub-03/320-E 8 fb -1 4 fb -1

11 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz11 Large Hadron Collider LHC SPS CMS TOTEM ATLAS ALICE Start: Juni 2007

12 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz12 ATLAS Barrel Toroid Barrel Tile Calorimeter

13 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz13 CMS Barrel Magnetjoch mit Müonkammen

14 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz14 Higgssuche bei LHC Verzweigungsverhältnisse 80 GeV, H -> bb 130 GeV ZZ(*) -> 4 ( l = e, ) 500 GeV ZZ -> 2 + 2 Jets 500 GeV ZZ -> 2 + 2 800 GeV WW-> + + Jets 800 GeV ZZ-> 2 + 2 Jets - Bevorzugte Suchkanäle Higgs koppelt proportional zur Masse!

15 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz15 Higgs bei CMS

16 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz16 Higgssignifikanzen am LHC Der gesamte vernünftige Higgsmassenbereich kann überspannt werden. Eine 5 - Entdeckung ist in vielen Fällen bereits möglich bei 2 fb -1 (einige Monate Laufzeit bei Luminosität 2x10 33 cm -2 s -1 )

17 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz17 Supersymmetrie Standardmodell csdu,,, SUSY Um bei hohen Energien unnatürlich große Strahlungskorrekturen zur Higgsmasse zu vermeiden, fordert man zu jedem Fermion des Standardmodells einen supersymmetrischen Boson-Partner und vice versa.

18 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz18 Supersymmetrie - Suchstrategie Suche nach Abweichungen vom Standardmodell leicht! Messung der SUSY Massenskala M SUSY leicht! SUSY SM Effektive Masse M eff = E T miss + E TJet1 + E TJet2 + E TJet3 + E TJet4 Hinchliffe et al., hep-ph/9610544 Beispiel: Beispiel: mSUGRA m 0 = 100 GeV, m 1/2 = 300 GeV tan = 10, A 0 = 0, > 0 Verschiedene SUSY-Modelle mit annähernd gleicher Masse des leichten Higgs

19 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz19 SUSY - Parametermessungen Messung der Modellparameter (z.B. Massen, Kopplungen, Breiten, Spins) schwierig! SUSY Beispiel: Beispiel: Endpoint-Analysen von Kaskadenzerfällen

20 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz20 Neutrinos Sicher ist: es gibt massive Neutrinos! Jedoch sind viele Fragen offen ! Einige davon: Welche absoluten Werte haben die Neutrinomassen? Wie ist die Relation von Flavoreigenzuständen zu Masseneigenzuständen (Mixing)? Wie ist die Massenhierarchie? Gibt es schwere Neutrinogenerationen? Sind Neutrinos Dirac- oder Majoranateilchen?

21 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz21 Neutrino-Mixing l = U li i U : Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (MNSP) Matrix Unitäre Matrix mit 3 Winkeln ( 12, 13, 23 ) und 1 CP-verletzenden Phase Im Gegensatz zum Quark-Mixing ist Neutrino-Mixing groß! e 13 und weitgehend unbekannt! e U = - atmosph., solar, Beschl., Reaktoren (Dirac)

22 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz22 Das solare Neutrinodefizitproblem hep-ph/0412068 m 12 2 8. 10 -5 eV 2, sin 2 2 12 0.8 …. Problem (fast) gelöst! ApJ Letters 621, L85 (2005) Bahcall: … established as early as 1996 that the solution of the Solar Neutrino Problem lay in new particle physics, not new astrophysics …

23 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz23 Neutrinomessungen am SNO - nur e - mißt totalen 8 B -Fluß der Sonne - gleiche Wirkungsquerschnitte für alle aktiven -Flavors NC xx npd - hauptsächlich sensitiv für e, aber auch, CC e-e- ppd e ES e-e- e-e- x x

24 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz24 Bestätigung der Oszillationshypothese Oszillationen Neutrinozerfall Dekohärenz Superkamiokande 2004 hep-ex/0404034 Überlebenswahrscheinlichkeit für : P( –> ) = 1 - sin 2 2 23 sin 2 ___________________________ 1.27 m 23 2 (eV 2 ) L (km) E (GeV) sin 2 2 23 > 0.90 (90% C.L.) 0.0019 eV 2 < m 23 2 < 0.0030 eV 2 (90% C.L.) hep-ex/0406035 KamLAND 2004 Superkamiokande:

25 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz25 Absolute Neutrino-Massenmessungen dN/dE = K x F(E,Z) x p x E tot x (E 0 -E e ) x [ (E 0 -E e ) 2 – m 2 ] 1/2 MAINZ-Experiment 3 H 3 He + e + e - -3 -2 -1 0 E e -E 0 [eV] 1 0.8 0.6 0.4 0.2 0 Rel. Rate [a.u.] m = 0eV m = 1eV Theoretisches -Spektrum nahe dem Endpunkt E 0 C. Kraus et. al., Eur. Phys. J. C 40, 447 (2005) Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment KATRIN ab 2008: Sensitivität um 1 Größenordnung besser m e < 2.3 eV/c 2 (95%CL) m e 2 = (-0.6 ± 2.2 stat ± 2.1 sys ) eV 2 /c 4

26 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz26 Absolute Neutrino-Massenskala U Maj = U Dirac ( 1 0 0 0 e i 2 0 0 0 e i 3 ) Wenn Neutrinos zu leicht (leichter als ca. 0.3 eV) für eine experimentelle Messung sind, bleibt nur der neutrinolose doppelte Beta-Zerfall! Dieser ist nur möglich, wenn Neutrinos massive Majoranateilchen ( = ) sind. Die Zerfallsrate hängt direkt mit den Massen und Mixings der Neutrinos zusammen.

27 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz27 Neutrinoloser doppelter Betazerfall n n p p e _ _ e z.B. 76 Ge 76 Se + 2e - + (2 ) (Heidelberg-Moskau-Experiment) Signal: monochromatische Linie am Endpunkt _ 2 E(2e) e n p p e n

28 Wien, Sep. 2005 C.-E. Wulz28 Zusammenfassung In den letzten Jahrzehnten wurde das Verständnis der Teilchenphysik entscheidend verbessert. Jedoch …. neue, fundamentale Fragen stellten sich! Die Teilchenphysik, die Astrophysik und die Kosmologie werden gemeinsam zu ihrer Beantwortung beitragen. WIR LEBEN IN INTERESSANTEN ZEITEN!