Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Atominstitut Wien, 3. Mai 2005 Claudia-Elisabeth Wulz Institut für Hochenergiephysik der ÖAW & TU Wien Fundamentale Fragen der Teilchenphysik.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Atominstitut Wien, 3. Mai 2005 Claudia-Elisabeth Wulz Institut für Hochenergiephysik der ÖAW & TU Wien Fundamentale Fragen der Teilchenphysik."—  Präsentation transkript:

1 Atominstitut Wien, 3. Mai 2005 Claudia-Elisabeth Wulz Institut für Hochenergiephysik der ÖAW & TU Wien Fundamentale Fragen der Teilchenphysik

2 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz2 Fundamentale Fragen Zwei Kernfragen der Teilchenphysik (heute: Hochenergiephysik): Aus welchen Teilchen besteht die Materie ? Welche Wechselwirkungen herrschen zwischen diesen Teilchen ? Woher kommen wir, wohin gehen wir?

3 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz3 Blick zurück zum Urknall Bester Teilchenbeschleuniger: Weltall! Terrestrische Beschleuniger: können Bedingungen bis s nach dem Urknall erzeugen

4 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz4 Teilchenphysik am Ende des 20. Jhdts. Das Standardmodell wurde bis O(100 GeV) eindrucksvoll experimentell bestätigt, teilweise mit höchster Präzision!

5 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz5 Teilchenphysik am Ende des 20. Jhdts. Es 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 ~ GeV (Gravitationseffekte werden signifikant) Das Standardmodell muß erweitert werden! Mehr als das: eine Revolution hat sich angebahnt … !

6 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz6 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/ Bester Fit: M =0.28 =0.72 SN1987A M + = 1 … Universum ist flach

7 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz7 Kosmische Hintergrundstrahlung

8 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz8 Messung kosmologischer Parameter Heute: WMAP (NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) tot (total) = (matter) = (baryons) = (hot dark matter) < (95% confidence) -> Bekannte baryonische Materie: ~ 4% -> Cold dark matter: ~ 23% -> Dark energy: ~ 73% Ab 2007: PLANCK (ESA) Auflösung: 5 K

9 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz9 Dunkle Energie Tegmark et al., astro-ph/ WMAP, SDSS (Sloan Digital Sky Survey), Supernovae: Das Universum ist flach! M + = 1 - k k = 0

10 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz10 Offene Fragen Woher kommen die Massen der bekannten Teilchen? (Wie) kann das Standardmodell erweitert werden? Gibt es mehr als 3 Generationen? Welche Rolle spielen massive Neutrinos? Wie kann man das Confinement verstehen? Was ist die dunkle Materie (schwere SUSY-Teilchen, Axionen, …?) 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?

11 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz11 Werkzeuge zur Beantwortung Experimente an Beschleunigern z.B. FNAL: Tevatron BNL: RHIC DESY: HERA CERN: Large Hadron Collider (LHC) ?: Linear Collider Experimente in Untergrundlaboratorien Raumsonden Terrestrische Teleskope Experimente an Kernreaktoren GLAST SDSS Gran Sasso ATLAS KamLAND

12 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz12 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

13 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz13 Status der Higgsmassenbestimmung Direkte Suche bei LEP 2000 beendet. Resultat: m H > GeV/c 95 c.l. Aus precision electroweak fits (LEP, SLD, CDF, D0) folgt: 1. Higgs, wenn Masse ~ 115 GeV/c 2 ! Dominanter Prozeß bei LEP: e + e - -> HZ Wahrscheinlichster Wert: m H = ( ) GeV/c 2 m H < 280 GeV/c 95 c.l. Durch neue Topmassenmessung von 178 GeV/c 2 und Strahlungskorrekturen m H um ca. 26 GeV/c 2 erhöht!

14 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz14 Higgssuche am Tevatron M.Spira, hep-hp/ qq HW qq HZ gg H WW (m H > 135 GeV/c 2 ) ~ Experimentell am besten zugängliche Kanäle:

15 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz15 Higgssuche am Tevatron In den nächsten Jahren wird Tevatron den Higgsmassenbereich weiter einschränken. Bis 2008 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

16 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz16 Higgsproduktion am LHC Produktionswirkungsquerschnitte Erzeugungs- prozesse

17 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz17 Large Hadron Collider LHC SPS CMS TOTEM ATLAS ALICE Start: Juni 2007

18 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz18 ATLAS Barrel Toroid Barrel Tile Calorimeter

19 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz19 CMS Barrel Magnetjoch mit Müonkammen

20 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz20 CMS Endkappen Müonkammern

21 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz21 Higgssuche bei LHC Verzweigungsverhältnisse 80 GeV, H -> bb 130 GeV ZZ(*) -> 4 ( l = e, ) 500 GeV ZZ -> Jets 500 GeV ZZ -> GeV WW-> + + Jets 800 GeV ZZ-> Jets - Bevorzugte Suchkanäle Higgs koppelt proportional zur Masse!

22 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz22 Higgs bei CMS

23 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz23 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 )

24 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz24 Motivation für Supersymmetrie Falls SUSY exakte Symmetrie ist, gilt: m m Jedoch wurde bisher kein SUSY-Teilchen gefunden, deshalb muß Symmetrie gebrochen sein: m m ~ ~ Um bei hohen Energien unnatürlich große Strahlungs- korrekturen zur Higgsmasse zu vermeiden, fordert man zu jedem Fermion des Standardmodells einen supersym- metrischen Boson-Partner und vice versa. SUSY

25 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz25 Vereinheitlichung der Kopplungskonstanten Die Kopplungskonstanten können innerhalb von SUSY vereint werden, nicht jedoch im Standardmodell. Wenn die Masse des SUSY-Partners in der Größenordnung m ~ 1 TeV liegt, dann gilt die GUT-Vereinigung bis zu ~ GeV.

26 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz26 Supersymmetrisches Teilchenspektrum Supersymmetrie Standard- Modell csdu,,, SUSY

27 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz27 Schranken von LEP und Tevatron m top = 180 GeV/c 2 m (l, ) > GeV LEP II m (q,g) > 250 GeV Tevatron Run I m ( = LSP) > 47 GeV LEP II ~ ~ ~ ~~ Der ausgeschlossene tan - Bereich hängt stark von m top und m h ab. SUSY

28 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz28 Supersymmetrie - Suchstrategie Suche nach Abweichungen vom Standardmodell leicht! Messung der SUSY Massenskala M SUSY leicht! Messung der Modellparameter (z.B. Massen, Kopplungen, Breiten, Spins) schwierig! SUSY

29 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz29 SUSY-Kaskaden Supersymmetrische Teilchen können spektakuläre Signaturen durch Kaskadenzerfälle aufweisen, die zu Endzuständen mit Leptonen, Jets und fehlender Energie führen. ~ ~ Beispiel eines qg Ereignisses: q -> 2 0 q g -> qq 1 0 ~ ~ ~ e ~ ~ ~ ~ ~ 1 ± q SUSY

30 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz30 Inklusive Suche Beispiel: Beispiel: mSUGRA m 0 = 100 GeV, m 1/2 = 300 GeV tan = 10, A 0 = 0, > 0 Produktion von SUSY-Teilchen am LHC dominiert durch Gluinos und Squarks R = (-1) 2S+3B+L Falls R-Parität R = (-1) 2S+3B+L erhalten ist, findet man charakteristische Ereignisse durch Kaskadenzerfälle: mehrere Jets, Leptonen und fehlende Energie Typische Selektion: N Jet > 4, E T > 100, 50, 50, 50 GeV, E T miss > 100 GeV Effektive Masse M eff = E T miss + E TJet1 + E TJet2 + E TJet3 + E TJet4 SUSY Standardmodell I. Hinchliffe et al., hep-ph/

31 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz31 SUSY-Massenskala Das Maximum der Massenverteilung von M eff bzw. Der Punkt, an an dem das Signal den Untergrund des Standardmodells zu übertreffen beginnt, liefert eine erste Abschätzung der SUSY-Massenskala, die wie folgt definiert ist: Scatterplot für verschiedene SUSY- Modelle mit annähernd gleicher Masse des leichten Higgs m 0 =100 GeV m 1/2 =300 GeV tan =2 M SUSY = 663 GeV -o- SUSY-Signal tt W l, Z, QCD jets _ _ _ SUSY

32 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz32 Bestimmung von SUSY-Parametern Beispiel: Massenbestimmung mit Hilfe von Dileptonspektren 1 SUSY 1 0 ~ … Kandidat für kalte dunkle Materie!

33 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz33 Rekonstruktion von SUSY-Teilchen Endzustand: 2 isolierte e / ( + /-) mit hohem p T 2 (b-) Jets mit hohem E T E T miss ~ ~ bb g pp (26 %) (35 %) (0.2 %) 0 1 ~ ~ (60 %) p p b b l Beispiel: Sbottom-Erzeugung (leichte Squarks analog) SUSY

34 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz34 Massenbestimmung für leichte Squarks Squarks (Punkt B) CMS 1 fb -1 + sign 0A0A0 10 tan 250 GeVm 1/2 100 GeVm0m0 ~ ~ ~ ~ CMS 1 fb -1 m(u L,c L,d L, s L ) ~ 540 GeV ~ ~ m(g) = 595 GeV m( 1 0 ) = 96 GeV m( 2 0 ) = 175 GeV m(b 1 ) = 496 GeV Annahme: m( 1 0 ) bereits bekannt. p( 2 0 ) aus Leptonen: ~ ~ ~ ~ M( 2 0 q) = (536±10) GeV ~ M. Chiorboli

35 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz35 Massenbestimmung für Sbottom und Gluinos M( 2 0 b) = (500±7) GeV ~ M( 2 0 bb) = (594±7) GeV ~ - CMS 10 fb -1 M. Chiorboli

36 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz36 Materie-Antimaterie-Asymmetrie - Die Kosmologie legt nahe, daß es zum Standardmodell eine zusätzliche Quelle von CP-Verletzung geben muß (Materie - Antimaterie - Asymmetrie). Die CP-Verletzung muß vermutlich teilweise durch neue Physik erklärt werden. - Präzisionsmessung der CKM-Matrix ist notwendig. Zur Zeit sind die Experimente BaBar und Belle im Betrieb. LHC-b ist ein zukünftiges LHC-Experiment. B-Factories könnten auch gebaut werden. Zerfallsraten für B und B B0B0 B0B0 - Direkte CP-Verletzung im B-System hep-ex/ v2

37 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz37 Cabbibo-Kobayashi-Maskawa-Matrix V ud V us V ub V CKM = V cd V cs V cb = V CKM (3) + V CKM V td V ts V tb () 1- 2 i V CKM (3) = /2 A 2 A 3 (1- -i ) -A 2 1 () V ij sind proportional zur Stärke der Kopplung von down- artigen (d, s, b) und up-artigen Quarks (u, c, t) an W ±.

38 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz38 B-Physik Beispiele für mögliche Messungen: + B d 0 -> + - B d 0 -> J/ K S - 2 B s 0 -> D S ± K ± B s 0 -> J/ B d 0 -> D 0 K *0, D 0 K *0,... -

39 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz39 Globaler CKM-Fit Gibt es noch Raum für neue Physik? Beiträge von Neuer Physik sind jedenfalls klein!

40 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz40 Neutrinos Viele Fragen offen! Einige davon: Gibt es schwere Neutrinogenerationen? Welche absoluten Werte haben die Neutrinomassen? Wie ist die Relation von Flavoreigenzuständen zu Masseneigenzuständen (Mixing)? Wie ist die Massenhierarchie? Sind Neutrinos Dirac- oder Majoranateilchen?

41 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz41 Neutrinogenerationen 41 Die Anzahl der Generationen von leichten Neutrinos (m < m /2) wurde bei LEP und SLC über die Zerfälle indirekt gemessen. Z = Hadronen) ) + N ( ) - Aus Feynman-Diagrammen berechnet: ( ) = GeV Kompatibilität der Zerfallsbreiten mit Experiment nur wenn: = 3 LSND (Los Alamos) behauptet, ein steriles Neutrino gefunden zu haben … Konfirmation durch MiniBooNE ?

42 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz42 Atmosphärische Neutrinos p + N s + X e e Auf der Erdoberfläche sollte gelten: 2 pro e Produziert als Zerfallsprodukte in Hadronschauern bei Kollisionen von kosmischen Strahlen mit Kernen in der Atmosphäre: p e e

43 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz43 Neutrino-Oszillationen Atmosphärische Neutrinos lieferten Hinweise auf Physik jenseits des Standardmodells -> Neutrinos haben Masse! R = R /e Daten / R /e Monte Carlo ~ 0.65 Messungen verschiedener Experimente ca Keine Oszillationen

44 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz44 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)

45 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz45 Superkamiokande-Experiment Zylinder mit hochreinem Wasser gefüllt. An den Wänden befinden sich Photoelektronenvervielfacher mit je 50 cm Durchmesser. Cerenkoveffekt dient zum Nachweis der Reaktionen: e N e X N X

46 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz46 Unterscheidung von und e Elektronen streuen stärker in Wasser als Müonen, da sie leichter sind. Ihr Cerenkovkegel ist diffuser als der von Müonen. e

47 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz47 Müon-Ereignis Zerfallselektron

48 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz48 Elektron-Ereignis

49 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz49 KamLAND

50 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz50 Bestätigung der Oszillationshypothese Oszillationen Neutrinozerfall Dekohärenz Superkamiokande 2004 hep-ex/ Überlebenswahrscheinlichkeit für : P( –> ) = 1 - sin sin 2 _________________________ 1.27 m 2 (eV 2 ) L (km) E (GeV) sin > 0.90 (90% C.L.) eV 2 < m 23 2 < eV 2 (90% C.L.) hep-ex/ KamLAND 2004 Superkamiokande:

51 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz51 Solare Neutrinos Energiespektrum solarer Neutrinos p + p 2 H + e + + e (pp) MeV p + e - + p 2 H + e (pep) 1.4 MeV 2 H + p 3 He + 3 He + 3 He 4 He + 2p 3 He + 4 He 7 Be + 3 He + p 4 He + e + + e (hep) MeV 7 Be + e - 7 Li + e (Be) 0.38, 0.86 MeV 7 Li + p 4 He + 4 He 7 Be + p 8 B + 8 B 8 Be + e + + e (B) MeV 8 Be * 4 He + 4 He e - Erzeugungsprozesse Energien

52 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz52 Das solare Neutrinodefizit Bahcall: … established as early as 1996 that the solution of the Solar Neutrino Problem lay in new particle physics, not new astrophysics … Klarheit 2001 durch SNO-Resultate (Sudbury Neutrino Observatory). Resultat: Gemessener Fluß: 2.56 SNU Erwartet: 8.5 SNU e + 37 Cl 37 Ar + e - Homestake- Experiment SNO

53 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz53 Neutrinomessungen in 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

54 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz54 Lösung des solaren Neutrinodefizitproblems hep-ph/ …. Problem (fast) gelöst! m eV 2, sin

55 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz55 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 E e -E 0 [eV] Rel. Rate [a.u.] m = 0eV m = 1eV Theoretisches -Spektrum nahe dem Endpunkt 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

56 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz56 Neutrino-Massenhierarchie Warum sind Neutrinomassen so klein? Wie ist die Massenhierarchie? QUASI DEGENERIERT NORMALINVERTIERT atm solar Suche nach Materieeffekten an Long Baseline Neutrino Beams: Unterschiede zwischen Neutrinos und Antineutrinos bzgl. Oszillationslängen und -amplituden.

57 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz57 Absolute Neutrino-Massenskala U Maj = U Dirac ( e i 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.

58 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz58 Neutrinoloser doppelter Betazerfall n n p p e _ _ e z.B. 76 Ge 76 Se + 2e - + (2 ) (Heidelberg-Moskau) Signal: monochromatische Linie am Endpunkt _ 2 E(2e) e n p p e n ~ 2

59 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz59 Sind Neutrinos Majoranateilchen ? Effektive Masse: m eff = m ee = m 1 U e1 2 + m 2 U e2 2 + m 3 U e3 2 INVERTIERT NORMAL DEGENERIERT Experimente: Heidelberg-Moskau, MOON, EXO, NEMO, GENIUS etc.

60 Wien, Mai 2005 C.-E. Wulz60 Zusammenfassung In den letzten Jahrzehnten wurde das Verständnis der Teilchenphysik entscheidend verbessert. Jedoch …. neue, fundamentale Fragen stellten sich! Experimente der Teilchenphysik, der Astrophysik und der Kosmologie werden zu ihrer Beantwortung beitragen. WIR LEBEN IN INTERESSANTEN ZEITEN!


Herunterladen ppt "Atominstitut Wien, 3. Mai 2005 Claudia-Elisabeth Wulz Institut für Hochenergiephysik der ÖAW & TU Wien Fundamentale Fragen der Teilchenphysik."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen