Henning Hünteler 289194 Betreuer: Dr. Sven Rakers 07.07.2004 Solare Neutrinos Henning Hünteler 289194 Betreuer: Dr. Sven Rakers 07.07.2004

Allgemeine Gliederung Grundlegende Informationen Neutrinoentstehung in der Sonne Bisherige Nachweisversuche Das Neutrinoproblem Aktuelle und zukünftige Experimente

Grundlegende Informationen

Grundlegende Informationen Der β-Zerfall Endeckung: Becquerel (1900, Nobelpreis 1903) Hypothese: Probleme dieser Theorie: Kontinuierliches Elektronenspektrum Energie-, Impuls-, Drehimpulserhaltung verletzt

Grundlegende Informationen Mögliche Erklärungsversuche Mehrere Energieniveaus im Kern, Zerfall in angeregten Zustand Problem: Keine γ-Strahlung beobachtet Energieerhaltung modifizieren: Evtl. EAnfang≥EEnde

Grundlegende Informationen Paulis Hypothese Grundlegend neuer Ansatz: Neues Teilchen als „Bilanzfälschung“ des β-Zerfalls Neutrino („kleines Neutrales“) Eigenschaften: Spin: ½, keine Masse, keine Ladung, keine Wechselwirkung

Grundlegende Informationen Eigenschaften der Neutrinos

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Das Savannah-River-Experiment Unterirdisch 12m unterhalb eines Kernreaktors Nachweis der γ-Quanten mit Photomultipliern Nachweis der Neutronen mit Cadmium

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Bei Signal: 1.) 1. Signal von Positron? 2.) 2. Signal von Neutron? 3.) Signal von umgekehrtem β-Zerfall 4.) Ausschluss anderer Signalquellen

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Nobelpreis 1996 für Reines

Neutrinoentstehung in der Sonne

Neutrinoentstehung in der Sonne Der pp-Zyklus Der pp-Zyklus liefert 98,4% der solaren Energie: 99,75% Eν≤0,42MeV 0,25% Eν=1,44MeV 2,4*10-5% Eν≤18,77MeV 86% 14% 14% 0,02% 90%: Eν=862keV 10%: Eν=384keV Eν≤14,06MeV

Neutrinoentstehung in der Sonne Der CNO-Zyklus

Neutrinoentstehung in der Sonne Das Neutrinospektrum Name Reaktion pp 0.2668 0.423±0.03 pep 1.445 hep 9.628 18.778 0.3855 0.8631 6.735±0.036 14,06 0.7063 1.1982±0.0003 0.9964 1.7317±0.0005 0.9977 1.7364± 0.0003

Neutrinoentstehung in der Sonne Das Neutrinospektrum

Bisherige Nachweisversuche

Bisherige Nachweisversuche Eine neue Einheit Zur Beschreibung der Einfangraten wird neue Einheit eingeführt: 1 SNU (solar neutrino unit) =10-36 Einfänge pro Sekunde und Targetatom

Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Aufbau 1968 von R. Davis, erstes Experiment zum Nachweis von Neutrinos Einfangreaktion: Nachweisreaktion:

Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Aufbau: Homestake-Goldmine, South Dakota Abschirmtiefe 1478m (4100mwe) Φµ=4m-2d-1 615t Perchlorethan C2Cl4, n(37Cl)/n(Cl)=0,24 →2,2*1030 Targetatome

Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Die Extraktion des Argon: Ausspülen des Argon mit Helium Abkühlung mit Stickstoff  Kondensation

Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Befüllung von speziellen Zählrohren mit dem gewonnenen Argon unter extrem schwerer Bleiabschirmung Bestimmung der gewonnenen Argonmenge durch den Rückzerfall τ≈35d

Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Schwellenenergie: 7Be, 8B, pep, hep – Neutrinos werden detektiert

Bisherige Nachweisversuche Das Homestake-Experiment Mittlere Zählrate gemittelt über die letzten 25 Jahre: Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen-Model beträgt:

Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO GALLium EXperiment und Gallium Neutrino Observatory Messungen: 1991-1997 (Gallex) 1998-2000 (GNO) Einfangreaktion: Nachweisreaktion:

Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Aufbau: Gran Sasso Underground Laboratory Italien Abschirmtiefe: 3300mwe 30,3t Gallium in 101t GaCl3-HCl

Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Bestimmung des Ge-Gehalts: 2GeCl4 wird in Wasser eingeleitet: → GeH4 Bestimmung des Ge-Zerfalls (τ=16,5 d) mit Hilfe von Proportionalzählrohren

Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Schwellenenergie für Galliumexperimente: 0,233MeV  Alle solaren Neutrinos können detektiert werden

Bisherige Nachweisversuche Gallex und GNO Mittlere Zählrate gemittelt über 7, bzw. 3 Jahre Messzeit: Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen-Model beträgt:

Bisherige Nachweisversuche Kamiokande Kamioka Neutrino Detektor Experiment, erstes Echtzeit-Experiment Messungen: 1987-1995 Einfangreaktion: Nachweis des Cherenkov-Lichtes der Elektronen

Bisherige Nachweisversuche Kamiokande Aufbau: Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) 3000t H2O, 948 PMTs

Bisherige Nachweisversuche Kamiokande Detektion des Cherenkov-Lichtes: Streuung eines Neutrinos an einem Elektron  Elektron emittiert Cherenkov-Licht  Detektion über die PMTs Keine Kernreakion sondern Streuung  Sensitiv für alle Neutrinoflavours σ(νµ)≈ σ(ντ)≈ 0,15*σ(νe) n e

Bisherige Nachweisversuche Kamiokande  Informationen über Einfallwinkel Neutrinoenergie Zeitlicher Verlauf Energieschwelle: 6,75 MeV, nur 8B und hep-Neutrinos Gemessener Neutrinofluss:

Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Super-Kamioka Neutrino Detektor Experiment Messungen: 1996-2001 Einfangreaktion: Nachweis des Cherenkov-Lichtes der Elektronen

Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Aufbau: Kamioka mine (200 km westlich Tokio) Abschirmtiefe: 1000m (2700mwe) 50000t H2O, 11146 50cm-PMTs

Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Energieschwelle: 4,75 MeV, nur 8B und hep-Neutrinos Gemessener Neutrinofluss:

Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande

Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande 3-dimensionale Simulation der Events: scharf begrenzter Kreis: Myon, verwaschener Kreis: Elektron

Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande

Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Der Unfall: 12.11.2001, 11:01:30: Ein PMT implodiert durch eine Kettenreaktion werden 6665 PMTs zerstört

Bisherige Nachweisversuche Super-Kamiokande Wiederaufbau bis 2006, 25M$ Seit Ende 2003 vorsichtige Wiederaufnahme des K2K-Experiments

Bisherige Nachweisversuche Das Neutrinospektrum

Das Neutrinoproblem

Das Neutrinoproblem Erste Diskrepanz zwischen Vorhersage und Messung 1968 beim Homestake-Experiment, danach bei allen anderen durchgeführten Versuchen, etwa derselbe Faktor.

Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche

Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche

Das Neutrinoproblem Erklärungsversuche Schon 1969: Theorie der Neutrinooszillation von Vladimir Gribov und Bruno Pontecorvo

Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Zunächst: Nur 2 Neutrinos im Vakuum Beschreibung identische mit jener von z.B. Wobei θV der Vakuummischungswinkel ist. νe,µ sind die Flavour-Eigenzustände und ν1,2 die Masseneigenzustände. Dann folgt für die zeit. Entwicklung der Neutrinos:

Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Wahrscheinlichkeit ein νe nach der Zeit t als νe anzutreffen: Unter der Annahme dass die Masseneigenzustände denselben Impuls haben gilt für die Energiedifferenz: OBdA: m2>m1

Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation So lässt sich eine Oszillationslänge bestimmen: R ist hier die zurückgelegte Strecke und LV die Oszillationslänge:  Bei gleichen Massen findet keine Oszillation statt Neutrinos besitzen eine endliche Masse!!!

Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Nun werden 3 Flavoureigenzustände betrachtet, die sich als Kombination aus den 3 Masseneigenzuständen auffassen lassen: mit:

Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Die Umwandlungswahrscheinlichkeit in Abhängigkeit der zurückgelegten Strecke

Aktuelle und zukünftige Experimente

Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Sudbury Neutrino Experiment Messungen: 1999-2002 Einfangreaktionen:

Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Aufbau: Creighton Mine, Sudbury, Ontario Abschirmtiefe: 2073m (6010mwe) 1000t D2O, 9456 20cm-PMTs

Aktuelle und zukünftige Experimente Sudbury Neutrino Observatory (SNO) Energieschwellen:

Aktuelle und zukünftige Experimente Bestätigung der Oszillation durch SNO

Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment Neutrinomassen aus Kinematik von Zerfallsprozessen Bisher: m(νe)≤2,2 eV m(νµ)≤ 170keV m(ντ) ≤15,5MeV Mit KATRIN (erste Testmessungen 2006) kann die Elektron-Neutrinomasse bis auf 0,35eV bestimmt werden Nachweis der Reaktion Halbwertszeit: 12,32a

Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment

Aktuelle und zukünftige Experimente Das KATRIN-Experiment Aufbau: Reduzierung des Untergrundes im Vorspektrometer, Messung der Energie im MAC-E Spektrometer

Aktuelle und zukünftige Experimente Long-Baseline-Experimente Überprüfung der Theorien zur Neutrinooszillation Experimente mit künstlichen Neutrinos, die bis zu 12000km bis zum Detektor zurücklegen Unterscheidung in Beschleuniger- und Reaktorbasierte Experimente (Neutrinos aus Zerfällen, oder bestehenden Reaktoren)

Aktuelle und zukünftige Experimente Long-Baseline-Experimente Appearance: Detektion von Neutrinos die in der Quelle nicht produziert wurden Disappearance: Diskrepanz der detektierten Neutrinos zum theoretischen Wert

Aktuelle und zukünftige Experimente Das K2K-Experiment Detektion der Myon-Neutrinos: Erste Ergebnisse: 1999-2001: 4,8*1019 der 1020 Protonen abgeschossen. Nachweis von 56 Ereignissen, theoretisch: 80±4,9±9,0

Aktuelle und zukünftige Experimente Das MINOS-Experiment Experiment wie bei K2K Start: Anfang 2005 Baseline: 734 km Protonenfluss: 3,8*1020/a Ferner Detektor: MINOS Sandwich aus 243 Stahlplatten und Szintillatorstreifen, 5kt Naher Detektor: 1kt MINOS

Aktuelle und zukünftige Experimente Das CERN-Gran Sasso-Experiment Start: 2006 Appearence von τ-Neutrinos 4,5*1019Protonen/a

Aktuelle und zukünftige Experimente Das JHF-SK-Experiment Start: 2006 Appearence-Experiment (νe) 1021 Protonen/a Ferner Detektor: Super-Kamiokande

Aktuelle und zukünftige Experimente Das JHF-Hyper-Kamiokande-Experiment Ausbau des Beams auf die 5-fache Leistung Bau des Hyper-Kamiokandes, Tochibora-Zinkmine 1Mt-Wasser, 500m langer Tank

Vielen Dank für die Aufmerksamkeit

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Das Savannah-River-Experiment Unterirdisch 12m unterhalb eines Kernreaktors Nachweis der γ-Quanten mit Photomultipliern Nachweis der Neutronen mit Cadmium

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Maximale Verzögerung zwischen Annihilation und Neutroneneinfang: 10µs

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan Bei Signal: 1.) 1. Signal von Positron? 2.) 2. Signal von Neutron? 3.) Signal von umgekehrtem β-Zerfall 4.) Ausschluss anderer Signalquellen

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan 1.) Einfügen von Bleiplatten zwischen 2 der 3 Detektoren  Signal oben < Signal unten  Signal stammt aus den Wassertanks, Positroniumannihilation

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan 2.) Verringerung der Cd-Konzentration  Zählrate sinkt  Neutroneneinfang

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan 3.) Ersetzen des Wassers durch Schweres Wasser Theoretisch ist 15 mal seltener als  Zählrate sinkt  Protonenabhängig

Grundlegende Informationen Nachweis durch Reines und Cowan 4.1 Variation des störenden Hintergrundstrahlung 4.2 Veränderung der Detektorabschirmung  keine Signalveränderung  Neutrinonachweis Nobelpreis 1996 für Reines

Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Soviet-American-Gallium-Experiment Messungen:1990-2001 Einfangreaktion: Nachweisreaktion:

Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Aufbau: Baksan Neutrino Observatory, nördlicher Kaukasus Abschirmtiefe 2000m (4700mwe) Φµ=2,6m-2d-1 50t metallisches 71Ga 4,3*1029 Targetatome

Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Schwellenenergie für Galliumexperimente: 0,233MeV  Alle solaren Neutrinos können detektiert werden

Bisherige Nachweisversuche Das Sage-Experiment Mittlere Zählrate gemittelt über 11 Jahre Messzeit: Der theoretische Wert nach dem Standard-Sonnen-Model beträgt:

Das Neutrinoproblem Neutrinooszillation Neutrinooszillation in Materie Asymetrien zwischen Tag und Nacht lassen auf eine veränderte Neutrinooszillation ind Materie schliessen.