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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 Claudia-Elisabeth Wulz Institut für Hochenergiephysik der ÖAW & TU Wien Fundamentale offene Fragen der Hochenergiephysik

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

4 Wien, Sep 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, Sep C.-E. Wulz5 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 ~ GeV (Gravitationseffekte werden signifikant) Das Standardmodell muß erweitert werden! Mehr als das: eine Revolution hat sich angebahnt … !

6 Wien, Sep 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, Sep C.-E. Wulz7 Messung kosmologischer Parameter Heute z.B.: WMAP (NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) SDSS (Sloan Digital Sky Survey) tot (total) = (matter) = (baryons) = (hot dark matter) < (95% C.L.) -> Bekannte baryonische Materie: ~ 4% -> Cold dark matter: ~ 23% -> Dark energy: ~ 73% C.L. Bennett et al., 2003, ApJS, 148, 1

8 Wien, Sep C.-E. Wulz8 Dunkle Energie Tegmark et al., astro-ph/ WMAP, SDSS (Sloan Digital Sky Survey), Supernovae: Das Universum ist flach! M + = 1 - k k = 0

9 Wien, Sep C.-E. Wulz9 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?

10 Wien, Sep C.-E. Wulz10 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

11 Wien, Sep C.-E. Wulz11 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

12 Wien, Sep C.-E. Wulz12 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 ~ 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 = ( ) GeV/c 2 m H < 219 GeV/c 95 c.l.

13 Wien, Sep C.-E. Wulz13 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:

14 Wien, Sep C.-E. Wulz14 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

15 Wien, Sep C.-E. Wulz15 Higgsproduktion am LHC Produktionswirkungsquerschnitte Erzeugungs- prozesse

16 Wien, Sep C.-E. Wulz16 Large Hadron Collider LHC SPS CMS TOTEM ATLAS ALICE Start: Juni 2007

17 Wien, Sep C.-E. Wulz17 ATLAS Barrel Toroid Barrel Tile Calorimeter

18 Wien, Sep C.-E. Wulz18 CMS Barrel Magnetjoch mit Müonkammen

19 Wien, Sep C.-E. Wulz19 CMS Endkappen Müonkammern

20 Wien, Sep C.-E. Wulz20 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!

21 Wien, Sep C.-E. Wulz21 Higgs bei CMS

22 Wien, Sep C.-E. Wulz22 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 )

23 Wien, Sep C.-E. Wulz23 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.

24 Wien, Sep C.-E. Wulz24 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

25 Wien, Sep C.-E. Wulz25 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/ 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

26 Wien, Sep C.-E. Wulz26 SUSY - Parametermessungen Messung der Modellparameter (z.B. Massen, Kopplungen, Breiten, Spins) schwierig! SUSY Beispiel: Beispiel: Endpoint-Analysen von Kaskadenzerfällen

27 Wien, Sep C.-E. Wulz27 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

28 Wien, Sep C.-E. Wulz28 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

29 Wien, Sep C.-E. Wulz29 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

30 Wien, Sep C.-E. Wulz30 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

31 Wien, Sep C.-E. Wulz31 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 ±.

32 Wien, Sep C.-E. Wulz32 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,... -

33 Wien, Sep C.-E. Wulz33 Globaler CKM-Fit Gibt es noch Raum für neue Physik? Beiträge von Neuer Physik sind jedenfalls klein!

34 Wien, Sep C.-E. Wulz34 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?

35 Wien, Sep C.-E. Wulz35 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)

36 Wien, Sep C.-E. Wulz36 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

37 Wien, Sep C.-E. Wulz37 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

38 Wien, Sep C.-E. Wulz38 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

39 Wien, Sep C.-E. Wulz39 Unterscheidung von und e Elektronen streuen stärker in Wasser als Müonen, da sie leichter sind. Ihr Cerenkovkegel ist diffuser als der von Müonen. e

40 Wien, Sep C.-E. Wulz40 Müon-Ereignis Zerfallselektron

41 Wien, Sep C.-E. Wulz41 Elektron-Ereignis

42 Wien, Sep C.-E. Wulz42 KamLAND

43 Wien, Sep C.-E. Wulz43 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:

44 Wien, Sep C.-E. Wulz44 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

45 Wien, Sep C.-E. Wulz45 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

46 Wien, Sep C.-E. Wulz46 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

47 Wien, Sep C.-E. Wulz47 Das solare Neutrinodefizitproblem hep-ph/ m eV 2, sin …. Problem (fast) gelöst! ApJ Letters 621, L85 (2005)

48 Wien, Sep C.-E. Wulz48 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 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

49 Wien, Sep C.-E. Wulz49 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.

50 Wien, Sep C.-E. Wulz50 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.

51 Wien, Sep C.-E. Wulz51 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

52 Wien, Sep C.-E. Wulz52 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!


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