Vorgetragen von Björn Herold Betreuer: Prof. Dr. Klaus Rith Experimente zur Neutrino-Oszillation

0. Einführung 1. Solare Neutrinos 1.1 Entstehung 1.2 Nachweis Radiochemische Experimente: Homestake, GALLEX Superkamiokande SNO 1.3 Ergebnisse 2. Atmosphärische Neutrinos 2.1 Entstehung 2.2 Nachweis 2.3 Ergebnisse 3.Erdgebundene Oszillationsexperimente 3.1 Reaktor-Neutrinos 3.2 Beschleuniger-Neutrinos 3.3 Ergebnisse 4. Deutung der Ergebnisse Gliederung

● Neutrino 1930 von Wolfgang Pauli postuliert, um Spektrum des ß-Zerfalls erklären zu können ● Erster Nachweis 1956 von Reaktorneutrinos durch Clyde L. Cowan und Frederick Reines durch inversen ß-Zerfall und Neutroneneinfang (Nobelpreis 1995) ● Neutrino im Standardmodell als masselos angenommen ● Gemessener Fluß solarer Neutrinos kleiner, als von Sonnenmodell vorhergesagt ● Erklärung durch flavor change zwischen Entstehung in der Sonne und Nachweis auf der Erde ● Nur möglich, wenn Neutrinos Masse besitzen 0. Einführung

1. Solare Neutrinos

● Bei der Fusion von Wasserstoff zu Helium entstehen Elektronneutrinos e ● Fusion läuft über Zwischenschritte und auf verschiedenen Wegen ab: 1.1 Entstehung

● Je nach Entstehung besitzen Neutrinos unterschiedliche Energien => Spektrum ● Nachweisreaktionen nur für bestimme Energiebereiche empfindlich ● Erwarteter Fluß und Detektionsrate berechenbar ● Energien bis < 20 MeV 1.1 Entstehung

● Neutrinos wechselwirken nur schwach ● Extrem geringer Wirkungsquerschnitt (≈ cm² GeV -1 ) für Elektronstreuung (zum Vergleich: 1 barn = cm²) ● SNU (Solar Neutrino Unit): Neutrinoeinfänge pro Targetatom und Sekunde; Reaktionsraten bei Neutrinoexperimenten sind ungefähr von dieser Größenordnung (Fluß in der Ordnung von / m²s) ● Daher große Detektorvolumina nötig (Beispiel: Homestake: 615 t C 2 Cl 4 entsprichend etwa 8∙10 30 Atomen => sehr geringe Ereignisraten) ● Abschirmung nötig, um Ereignisse durch Hintergrundstrahlung zu eliminieren: - tief unter der Erde gegen kosmische Strahlung / Luftschauer - Bleiwände gegen Radioaktivität im Boden - Verwendung hochreiner Materialien 1.2 Nachweis

Prinzip: ● Durch neutrinoinduzierten inversen ß-Zerfall werden radioaktive Elemente im Detektorvolumen erzeugt ● Die Atome der erzeugten Elemente werden extrahiert ● Durch Messung der Zerfallsrate kann auf die Anzahl der erzeugten Atome geschlossen werden ● Vergleich der gemessenen Reaktionsrate mit der für den erwarteten Neutrinofluß berechneten ● Deckt sich das Ergebnis mit dem Standardsonnenmodell? ● Einschränkung: reine Zählung von Neutrinos, keine Energie- oder Richtungsinformation Radiochemische Experimente

Homestake Experiment

● entwickelt von Dr. Raymond Davis ● Baubeginn in den 1960ern, Ergebnisse seit 1970 ● Tank mit 615 t / 390 m³ flüssigem Perchlorethylen (C 2 Cl 4 ) ● 1480 m tief in Bleimine Homestake Experiment

● erste Ergebnisse 1970 ● Reaktion: e + 37 Cl → e Ar Schwellenenergie 814 keV => hauptsächlich 8 B-Neutrinos Extraktion von 37 Ar: ● kleine Menge Trägergas aus 36 Ar od. 38 Ar im Tank vorhanden ● alle Argon-Isotope werden mit Helium “ausgewaschen” ● Argon wird von Helium getrennt ● Zählrate des Zerfalls von 37 Ar (Halbwertszeit 34,8 d) messen ● nur wenige 37 Ar-Atome pro Monat erzeugt Homestake Experiment

GALLEX (GALLium EXperiment)

● Gran Sasso, Italien ● Tank mit 101 t Salzsäure/Galliumchlorid-Lösung (GaCl 3 ); enthält 30 t natürlichem Gallium, entsprechend 12 t 71 Ga ● Reaktion:  e + 71 Ga → 71 Ge + e - Schwellenenergie 233 keV ● Bereits Neutrinos aus pp-Reaktion werden detektiert ● Daher deutlich höherer Fluß als bei 37 Cl ● Germanium wird extrahiert ● 71 Ge zerfällt mit 11,43 d Halbwertszeit ● Zerfallsrate wird gemessen und daraus Anzahl der erzeugten 71 Ge berechnet ● Meßzeit insgesamt 5 Jahre von 1991 bis 1997 ● Detektorkalibrierung mit 51 Cr-Quelle GALLEX (GALLium EXperiment)

Extraktion von Germanium: ● Vor jeder Messung wird 1 mg stabiles Germanium als Träger in die Lösung gegeben (Ge-72, - 74, -76, -70) ● 3 bis 4 Wochen abwarten ● Tank wird 20 Stunden mit Stickstoff geflutet, GeCl 4 dadurch entfernt ● GeCl 4 wird in Wasser absorbiert, konzentriert und schließlich zu GeH 4 reduziert ● GeH 4 wird in Zählrohre gefüllt, Aktivität 6 Monate gemessen GALLEX (GALLium EXperiment)

1.2.2 Super-Kamiokande

● Kürzel steht für “Kamioka Nucleon Decay Experiment” ● Wasser-Cherenkov-Detektor mit t reinem Wasser ● 41,4 m hoch, 39,3 m Durchmesser ● PMTs mit 50 cm Durchmesser ● 1000 m tief ● Echtzeit-Detektion von Neutrinos durch Streuung an Elektronen ● Gestoßene Elektronen fliegen mit hoher Geschwindigkeit in Richtung des einfallenden Neutrinos (Winkelunsicherheit 5°) ● Entstehender Cherenkov-Lichtkegel läßt auf Richtung, Energie und flavor des Neutrinos schließen ● Detektionsschwelle 5 MeV => nur 8 B-Neutrinos werden detektiert Super-Kamiokande

Wiederholung Cherenkov-Strahlung ● Geladenes Teilchen mit Überlichtgeschwindigkeit im Medium strahlt Lichtkegel mit bestimmten Öffnungswinkel ab ● Für Öffnungswinkel des “Machkegels” gilt: Winkel des Lichtkegels Θ = 90° - α ● Detektorwand wird ringförmig beleuchtet ● Ringintensität läßt auf Energie schließen Super-Kamiokande

Beispiel ● Elektron mit 12 MeV ● Farbe gibt Ankunftszeit des Lichtes an (Skala rechts) Super-Kamiokande

Unfall am um 11 Uhr ● In Kettenreaktion implodieren innerhalb von 5 Sekunden tausende PMTs ● Insgesamt von zerstört Super-Kamiokande ● Betrieb im Dezember 2002 wieder aufgenommen nach Umverteilung der überlebenden PMTs => “SK II” ● Bis März 2006 soll ursprüngliche Zahl PMTs wieder installiert sein => “SK III”

1.2.3 SNO (Sudbury Neutrino Observatory)

● Cherenkov-Detektor mit 9600 PMTs (Echtzeit; Energie- und Richtungsauflösung) ● 1000 t reines schweres Wasser (D 2 O) in Acrylgefäß, abgeschirmt von 7000 t reinem Wasser (H 2 O) ● Schwellenenergie 5 MeV Reaktionen: ● + e - → + e - Neutrino-Elektron-Streuung ● + d → e - + p + p charged current reaction (W-Boson ausgetauscht) ● + d → + p + n neutral current reaction (Z-Boson ausgetauscht) ● Unterschiedliche Wirkungsquerschnitte je flavor und Reaktion SNO

Elektronstreuung: ● + e - → + e - ● Mißt  ( e ) + 0,1553  ( µ,  ) ● Gute Richtungsauflösung ● Schlechte Energieauflösung ● 3 events pro Tag erwartet SNO

Charged current: ● + d → e - + p + p ● Mißt nur  ( e ) ● Gute Energieauflösung ● Winkelverteilung ● 30 events pro Tag erwartet SNO

Neutral current: ● + d → + p + n ● Mißt  ( e ) +  ( µ,  ) ● Detektiert Gammastrahlung bei Neutron-Einfang ● “Phase 1”: Zählrohre mit 3 He gleichmäßig im Gefäß verteilt: n + 3 He → p + T + 2 e - ● “Phase 2”: 2 t NaCl in D 2 O gelöst; Neutron-Einfang am Cl löst 8 MeV Gammastrahlung aus ● 30 events pro Tag erwartet SNO

Beispiel: Sonnenneutrino SNO

Homestake ● Messung von 8 B-Neutrinos ● Gemessener Fluß 2,56 ± 0,16(stat.) ± 0,16 (syst.) SNU; ● Nur etwa ⅓ des nach Standard-Sonnenmodell erwarteten Flusses ● Differenz zu groß, um durch Fehler oder Unsicherheiten im Modell erklärbar zu sein => “Solar Neutrino Problem” 1.3 Ergebnisse

GALLEX ● Erste Messung von pp-Neutrinos ● Gemessener Fluß 78 ± 6 ± 5 SNU ● Faktor 0,60 ± 0,06 ± 0,04 des erwarteten Wertes 1.3 Ergebnisse

Super-Kamiokande ● Bereits Kamiokande: tatsächlicher Nachweis, daß Sonne Neutrinos emittiert ● Gemessener Fluß an Sonnenneutrinos: 2,35 ± 0,02 ± 0,08 · / m²s ● Nur 0,46 des erwarteten Wertes 1.3 Ergebnisse

SNO ● Gesamtfluß aller Neutrinos stimmt gut mit SSM überein ● Gemessene Flüsse (10 10 /m²s):  CC = 1,72 ± 0,05 ± 0,11 (nur e)  ES = 2,34 ± 0,23 ± 0,15 (e + 0,1553  )  NC = 4,81 ± 0,19 ± 0,28 (e +  ) ● Weniger e als erwartet, jedoch µ,  aus Richtung der Sonne festgestellt ● Damit Nachweis der Neutrinooszillation 1.3 Ergebnisse

2. Atmosphärische Neutrinos

● Protonen aus kosmische Strahlung treffen auf Atomkerne der Atmosphäre ● Kaskade von Pionen und Kaonen ● Zerfallen zu Müonen und Müonneutrinos ● Müonen zerfallen zu Elektronen und je ein e und µ ● Verhältnis µ zu e ist 2:1 bei Entstehung ● Hochenergetische kosmische Strahlung ist isotrop verteilt ● Man erwartet symmetrische, vom Zenithwinkel abhängige Verteilung ● Energien im GeV-Bereich 2.1 Entstehung

● Super-Kamiokande ● Richtungsunterscheidung möglich ● Cherenkov-Ring unterscheidet sich für müonische und elektronische Ereignisse ● Elektronen erzeugen verschmierteren Ring, Müonen schärferen ● Messung des Verhältnisses µ zu e abhängig von der Richtung möglich ● Nachweis von Oszillationen bei Neutrinos, die die Erde durchqueren? 2.2 Nachweis

Beispiel Müon 2.2 Nachweis

Beispiel Elektron 2.2 Nachweis

● Verhältnis = 0,63 ± 0,03 ± 0,05 (insgesamt) ● Fluß hochenergetischer KS ist isotrop, daher sollte Verteilung von HE µ bezüglich cos(Zenithwinkel) symmetrisch sein ● Asymmetrie deckt sich mit µ -  - Oszillation 2.3 Ergebnis

● Nachweis von Oszillation an künstlich erzeugten Neutrinos ● Oszillationswahrscheinlichkeit folgt: ● Messung der Oszillationswahrscheinlichkeit abhängig von der Laufstrecke ● Dadurch erlaubte Bereiche für Mischungswinkel und quadratische Massendifferenz 3. Erdgebundene Oszillationsexp.

● Messung des Flusses von aus Kernreaktoren ● Detektion typischerweise in flüssigen Szintillatoren ● gesamter Neutrinofluß von Kernreaktoren gut bekannt (1,9 · s -1 GW -1 ) und als isotrop anzunehmen ● daher Erwartungswert berechenbar 3.1 Reaktor-Neutrinos short baseline – baselines im Bereich von 15 m bis über 200 m (Gösgen Schweiz; Bugey, Frankreich; Krasnoyarsk, Rußland, u.a.): keine Oszillationen nachgewiesen

CHOOZ : ● Frankreich, Ardennen ( ) ● Baseline 1 km ● Hinweise auf Oszillation ● Zu nah für genaue Werte 3.1 Reaktor-Neutrinos

KamLAND ● Kamioka Liquid scintillator Anti Neutrino Detector ● sammelt Daten von 53 umliegenden japanischen Kernkraftwerke ● gemittelte Baseline 180 km ● Detektor: 13 m durchmessender Nylonballon mit 1000 t flüssigem Szintillator in 18 m Stahlkugel ● 1879 PMTs ● Verhältnis gemessen zu erwartet: 0,611 ± 0,085 ± 0, Reaktor-Neutrinos

Lage verschiedener Reaktor-Neutrino-Experimente: 3.1 Reaktor-Neutrinos

K2K (KEK to Kamioka) ● 12 GeV Proton-Synchrotron-Beschleuniger bei KEK ● Protonenstrahl trifft auf Aluminium-Target und erzeugt Pionen ● Pionen gebündelt und in 200 m lange Zerfallsröhre geschickt ● Zerfall in Müonen und Müonneutrinos 3.2 Beschleuniger-Neutrinos

● Müonen werden gestoppt, Neutrinostrahl in erstem Detektor analysiert ● Detektion nach 250 km im Super-Kamiokande ● Neutrinoenergie im GeV-Bereich 3.2 Beschleuniger-Neutrinos Ergebnis: z.B. Messung vom Februar 2004: 108 Ereignisse beobachtet, 151 ± 11 erwartet

● Ergebnisse favorisieren LMA-MSW Lösung für solare Neutrinos ● Alle long baseline Experimente konsistent mit Neutrinooszillation ● Erlaubte Bereiche überschneiden sich mit anderen Experimenten 3.3 Ergebnisse K2K: ●  -  - Oszillation ● Erlaubter Bereich für  m² über sin²(2Θ) schneidet sich mit SK

KamLAND: ● Erlaubte Bereiche schneiden sich mit anderen Sonnenneutrino- Ergebnissen ● Bester fit:  m² = 8,0(+0,6 -0,4) · eV², Θ = 33,9(+2,4 -2,2)° 3.3 Ergebnisse

● Oszillationswahrscheinlichkeit folgt: ● Analyse der Ergebnisse der verschiedenen Versuche ermöglicht, erlaubte Bereiche für quadr. Massendifferenz  m² und Mischungswinkel θ anzugeben ● Superposition aller Ergebnisse führt zu global erlaubten Bereichen von mass splittings und mixing angles 4. Deutung

Ergebnisse für Massen und Mischungswinkel ● Solare Neutrinos: bester fit: Δm² = 7,9 · eV², Θ = 34° ● Atmosphärische Neutrinos: 1,9·10 -3 eV² 0,92 (Θ > 67°) ● LSND: noch unbestätigt, mit KARMEN vereinbar wäre Δm² ≈ 7 eV², sin² 2Θ ≈ ● mögliches 3-flavor-Modell: 4. Deutung Flavor-Anteile grün: e rot:  blau: 

Wieviele Masseneigenzustände gibt es? ● Wegen unterschiedlicher Größenordnungen mindestens ein vierter Masseneigenzustand nötig, um Gleichung zu erfüllen ● Auch SNO-Daten erlauben sterile Neutrinos ● Mögliche 4-flavor-Modelle: 4. Deutung

● Auch mehr als vier Eigenzustände denkbar ● Spektrum paßt besser zu short-baseline Ergebnissen Weitere offene Fragen ● Genaue Neutrinomassen ● Sind Neutrinos ihre eigenen Antiteilchen? 4. Deutung