Atmosphärische Neutrinos Vortragender: C.Oracz Betreuer: O. Pooth 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Übersicht Neutrinos allgemein Neutrinos aus der Atmosphäre Identitätskrise (Oszillation) Detektion von Neutrinos (SuperKamiokande) Experimente /Ergebnisse Zukünftige Experimente (MINOS) 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Neutrinos allgemein 1930 postuliert Pauli ein neues Teilchen: NEUTRINO (zuerst Neutron genannt, später umgetauft) es ist neutral, sehr leicht bzw. massenlos Neutrino wurde nötig, um Energieerhaltung beim ß-Zerfall aufrechtzuerhalten. E M c² - M c² auch die quantenmechanische Spinbetrachtung beim ß-Zerfall verlangte ein weiteres Teilchen n  p + e + v ≤ z atom1 atom2 _ e 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos …entstehen durch kosmische Strahlung in der Erdatmosphäre p + N  K , p , … Folgereaktionen: p  µ + v (v ) K  µ + v (v ) µ  e + v (v ) + v (v )  Luftschauer (atmosphärische Kaskade) ± ± Kosmische Strahlung: ~99% Hadronen ~ 1% Elektronen ~0,1% Photonen ± ± µ µ ± ± µ µ ± ± e e µ µ 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Kaskade P, He Auf der Erde kommen Elektronen, Positronen, Photonen, atmosphärische Myonen sowie die für uns interessanten atmosphärische Neutrinos an. Typische v- Energie: 1 GeV 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Man misst: µ (V + V ) µ-like Bei niedrigen Energien (alle µ zerfallen) ergibt sich ein Verhältnis von 2:1 Bei höheren Energien (nicht alle µ zerfallen) steigt der Wert auf über 2 Atmosphärische µ im Detektor als Untergrund µ µ = = e (V + V ) e-like e e 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Genauere Vorhersagen der V -, V - Flüsse aus Monte Carlo Simulationen der Luftschauer (Input: µ-Flüsse) Energiespektrum der v-Flüsse: 10 - 10 GeV e µ -1 3 MC-berechnetes (v +v )Flusspektrum MC-berechnetes Ratio (v + v )/(v +v ) vs E µ µ µ µ e e v 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos In höheren Bereichen deutlichere Unterschiede zwischen horizontalen/ vertikalen- Einfall. 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Man betrachtet das Verhältnis DATA/MC des µ/e-Verhältnisses (µ/e) DATA (µ/e) MC R = 1 für eine „perfekte“ Vorhersage Neueste Ergebnisse für R (SuperKamiokande): R = 0,638 ± 0,052 Sub-GeV Ev < 1,33 GeV R = 0.658 ± 0,084 Multi-GeV Ev > 1,33 GeV R<1 wird als „atmosphärische Neutrinoanomalie“ bezeichnet V - Defizit oder V – Überschuss? R = µ e 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Neutrino-Oszillation Übergang V  V (Flavor-Übergang) Erzeugung Nachweis Ist ein quantenmechanischer Effekt Das klappt nur, wenn: - nicht alle Neutrinos massenlos sind (dm²) - Leptonflavorzahlen nicht streng erhalten sind  Nicht mit dem bisherigen Standard-Modell vereinbar a b 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Allgemeiner Fall: Oszillation im Vakuum Zwei orthonormierte Systeme von v-Zuständen Flavor-Eigenzustände Massen-Eigenzustände Zustände der beiden System i.A. verknüpft durch unitäre Transformation (unitäre n x n Mischungsmatrix U) + + mit UU = U U= 1 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Zahl der Parameter: U hat (n-1)² unabhängige Parameter, nämlich: n(n-1) / 2 Mischungswinkel (n-1) (n-2) / 2 CP- verletzende Phasen n=2: 1 Mischungswinkel, keine Phase n=3: 3 Mischungswinkel, 1 Phase Einfachster Fall: n = 2 (V ,V )  (V ,V ) mit dm² = m² - m² e µ 1 2 1 2 q Mischungswinkel 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Übergangswahrscheinlichkeit: Flavoränderung V V (appearance of V ) Überleben von V (non-disappearance of V ) L/E-Abhängigkeit von P (V  V ) und P (V  V ) für sin² 2q = 0.4 a b b a a a a a b 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Superkamiokande 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Messung in Superkamiokande Cherenkov-Licht-Detektor mit 50 000 t Wasser und 13000 Photomultipliern in einer Zinkmine in den Japanischen Alpen in 1000m Tiefe. 40m x 42m groß Seit 1.4.96 im Betrieb, 12.11.2001 Störung, Betrieb wieder aufgenommen am 06.12.2002 (mit halber Kraft) 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Messprinzip: das einfallende Neutrino wechselwirkt mit dem Tankinhalt und erzeugt je nach Flavor bei der Kollision e oder µ. Diese werden dann dank des Cherenkov-Effektes detektiert. Neutrino-Nachweis: CC v + p  l + X v + n  l + X l=Leptonen(emt) ES v + e  v + e v + e  v + e _ + l l _ _ _ _ l l l l 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Cherenkov-Zähler Ein geladenes Teilchen emittiert beim durchqueren eines Mediums mit einer Geschwindigkeit > c/n eine charakteristische elektromagnetische Strahlung. Grund für die Strahlung: Polarisation der Atome entlang der Bahn. 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Der Winkel zwischen der emittierten Cherenkov-Photonen und der Bahn des geladenen Teilchens beläuft sich auf: tc/n 1 c tßc nß v (n Brechungsindex, ß = v/c) Aus dem Winkel kann man auch noch die Energie des Teilchens ableiten (ähnliches Prinzip beim Mach-Kegel beim Schall) n cos Q = = = 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Das Cherenkov-Licht macht gute Unterscheidung zwischen myonenartigen und elektronenartigen Ereignis möglich. e : elektromagnetischer Schauer: diffuser C-Ring µ : weitaus weniger Wechselwirkung: scharfer C-Ring e-Event µ-Event 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Cherenkov-Ringe 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Photomultiplier In einen Photomultiplier wird ein sehr schwaches Eingangssignal stark verstärkt und messbar gemacht. 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Als erstes kommt eine Photokathode zum Einsatz, die durch den Photoeffekt Photonen in Elektronen umwandelt. Jede dahinter befindlich Dynode beschleunigt die erzeugten Elektronen bis zur nächsten und fügt durch Sekundäremission ein Vielfaches an Elektronen hinzu. Im Normalfall ergibt sich eine Signalverstärk- ung der Größenordnung von 10 – 10  Signal gut messbar! 4 7 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Vier interessante Ereignistypen Ereignis von oben, ganz enthalten ~1 GeV Ereignis von oben, teils enthalten ~10 GeV Ereignis(µ) von unten, teils enthalten ~100 GeV Ereignis(µ) von unten, ganz enthalten ~10 GeV 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Einfluss des Zenitwinkels Aufschluss darüber liefert die Untersuchung, wie das R von dem Zenitwinkel Q abhängt. (Q ist der Winkel zwischen der Flugrichtung des Neutrinos und der Vertikalen) Q = 0°, von oben kommend: L = 15 km Q = 180°, von unten kommend: L = 13000 km L = 15 km ~ 13000 km  Ausreichend großer Bereich um Oszillation zu untersuchen 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos e-like Events V Fluß stimmt mit der Monte Carlo Simulation überein  Kein Überschuss an V e e 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos µ-like Events V Fluss zeigt Defizit, für Multi-GeV bei Q >90° ganz deutlich µ-Neutrinos verschwinden, e-Neutrinos bleiben gleich  Oszillation V  V Es gibt Oszillation  Massendifferenz der Neutrinos! µ µ t 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Myonen „von unten kommend“ durchgehende Myonen gestoppte Myonen Fits für Oszillation führen zu diversen dm²-Werten 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Verhältnis DATA/MC als Funktion von L/E Klares, längenabhängiges Defizit von Myonenneutrinos 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Ergebnis der Oszillationsanalyse Für v  v in der sin²2Q;dm² -Ebene erlaubtes Gebiet (68%,90%,99%CL) Bester fit: dm² = 3,2 * 10 eV²; sin²2Q=1 L = 775 km E /GeV µ t -3 osz v 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Tau-Ereignisse Durch V  V Übergänge entstehende V können CC – Reaktionen machen v + n  t + X Aber Energieschwelle sehr hoch E = 3,46 GeV Tau-Ereignisse sind sehr schwer zu identifizieren, da Tau „sofort“ zerfällt Tau- Auswahlkriterien: multi-GeV, multi-Ring-Ereignisse Energiereichster Ring ist e-artig (t  enn) µ t t _ t s 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Tau-Ereignis, Maximum Likelihood-Analyse Ergebnisse der Analyse (v 2002): gemessen: 506 t-Ereignisse erwartet: 37 CCv + 461 BG-Ereignisse (43.1% CCv 24,5%CCv 32,4% NC) Es wurde eine erhöhte Anzahl-t bei großen Q gemessen Konsistent mit v  v Zenitwinkel-Verteilung t e µ z µ t 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Zukünftige Experimente Anhand von LongBaseLine-Experimenten will man kleinere dm² eingrenzen dm² = E/GeV * km/L eV² 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

MINOS - Main Injektion Neutrino Oszillation Search Sucht Vµ  Vx „Disappearance“ Ferner Detektor: tracking-Kalorimeter aus Stahl, Szintillator mit toroidalem Magnetfeld Naher Detektor, wie fern, nur kleiner Im Prinzip misst man das Vorhandensein der Neutrinos am Entstehungsort und 735km weiter. Man erwartet 9000 Mess-Ereignisse im Jahr. 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos „Lageplan“ MINOS 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Zusammenfassung Erkenntnisse belegen die Oszillation der atmospärischen Neutrinos; Neutrinos haben Masse! Hinweis auf Physik jenseits des Standardmodells Mit kontrollierteren Neutrinostrahlen will man weitere Erkenntnisse sammeln 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Anhang - Zusatzbilder Atmosphärische Kaskade Zerstörte Photomultiplier im Superkamiokande 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos Superkamiokande 12.01.2004 Atmosphärische Neutrinos