Sebastian Deppendorf Universität Bielefeld 25.06.2008 Sonne und Neutrinos Sebastian Deppendorf Universität Bielefeld 25.06.2008

Überblick „Erfindung“ des Neutrinos Arten und Eigenschaften (Masse?) Projekte zur Messung Zusammenhang mit der Astrophysik

„Erfindung“ des Neutrinos „Liebe Radioaktive Damen und Herren,...“ Wolfgang Pauli, 4.12.1930

Gründe für die Einführung Der βˉ -Zerfall als Zwei-Körper-Problem: B (A, Z) → C (A, Z + 1) + eˉ Erwartete Energie des Elektrons:

Erwartet: Jedes Elektron hat die gleiche Energie ! Erhalten durch Messung: Emax = mB - mC Kontinuierliches Energiespektrum der Elektronenenergie

ein weiteres Problem: Spin! Kerne mit geradem A: ganzzahliger Spin Kerne mit ungeradem A: halbzahliger Spin Elektron: halbzahliger Spin → Aus ganzzahligen müsste halbzahliger Kernspin werden (und umgekehrt) Dies ist nicht der Fall!

Zusätzliches Teilchen zur Rettung von Energie- und Drehimpulserhaltung ! Pauli über das Teilchen: Elektrisch neutral Schwache Wechselwirkung Vielleicht keine Masse? Nannte es Neutron

1932 Entdeckung des echten Neutrons durch Chadwick Umbenennung von Pauli‘s „Geisterteilchen“ in Neutrino durch Enrico Fermi Weiterhin keine Spur vom Neutrino...

1956 Entdeckung des Neutrinos durch Clyde L 1956 Entdeckung des Neutrinos durch Clyde L. Cowan und Frederick Reines (NP 1995): Kern-Reaktoren als starke Neutrinoquelle Spaltprodukte dort sind βˉ-Strahler (Neutronenüberschuss) Messung durch „inversen β-Zerfall“ Energie der Neutrinos: einige MeV 1956 Entdeckung des Neutrinos durch Clyde L. Cowan und Frederick Reines (NP 1995): Kern-Reaktoren als starke Neutrinoquelle Spaltprodukte dort sind βˉ-Strahler (Neutronenüberschuss) Messung durch „inversen β-Zerfall“ Energie der Neutrinos: einige MeV

Anfliegendes Antineutrino trifft auf Proton 511 keV H2O + Cd 511 keV Szintillator Anfliegendes Antineutrino trifft auf Proton e+e- → γ γ mit Eγ = 0,511 MeV Neutron trifft auf Cd-Kern → γ – Emission Signatur für eine Reaktion: 2 γ - Signale

Neutrino - Arten 3 Leptonen – Generationen: 1. Generation Elektron e und Elektron-Neutrino νe 2. Generation Myon μ und Myon-Neutrino νμ 3. Generation Tauon τ und Tauon-Neutrino ντ Jeweils Antineutrino

Eigenschaften Zuerst masselos angenommen Mittlerweile Massebestimmung beim β—Zerfall (Abweichung der e- -Energie beim Maximum) Elektrisch neutral Spin: ½ Unterscheidung zum Antiteilchen durch Vorzeichen der elektronischen, myonischen und tauonischen Leptonenzahl Wirkungsquerschnitt: ca. 10 -47 m2 → mittlere freie Weglänge in H2O: 30 Lichtjahre ABER! : ca 70 Mrd. Neutrinos pro cm2 Erdoberfläche pro Sekunde!!!

Übersicht e νe μ νμ τ ντ Name Symbol Elektrische Ladung (Ruhemasse * c2) in MeV Lebendauer Generation Elektron e -1 0,511 Stabil 1 Elektron-Neutrino νe < 5,1* 10-6 Myon μ 105,66 2,197* 10-6 s 2 Myon-Neurino νμ < 0,17 Tauon τ 1777 3,4* 10-13 s 3 Tauon-Neutrino ντ < 71 stabil

Projekte zur Messung von Neutrinos Generell verschiedene Arten von Detektoren: Radiochemische Detektoren Auf dem Cherenkov-Effekt basierende Detektoren

Radiochemische Detektoren Basieren auf dem inversen β-Zerfall: νe + B(Z) → C(Z+1) + e- →Extraktion der Tochterkerne Tochterkern C ist instabil: weiterer Zerfall C(Z+1) + e- → B(Z) + νe Messung des dabei emittierten Röntgen-Photons

Beispiele für radiochemische Detektoren Cl37- Experiment (Homestake) Seit 1970 in der Homestake Goldmine in South Dakota - 1480m unter der Erdoberfläche - Beobachtete Reaktion: νe + Cl37 → Ar37 + e- - Nachteil: Nachweisschwelle 0,814 MeV

GALLEX - Gallium Experiment Benutzt den Zerfall von Gallium in Germanium νe + 71Ga → 71Ge + e- Im Gran Sasso-Massiv (Italien) - Entspricht Tiefe von 3200m Wasser (Abschirmung von kosmischer Strahlung) - Vorteil: Nachweisschwelle nur 0,233 MeV

Ein weiteres Beispiel ist das Projekt ICARUS (Imaging Cosmic And Rare Underground Signal). νe + 40Ar → e- + 40K

Solares Neutrinodefizit Nur ein Bruchteil der erwarteten Neutrinos wurden gemessen Mögliche Gründe: Die radiochemischen Messungen sind falsch (Richtung?) Fusionsmodell für die Sonne falsch? Unter Annahme einer Ruhemasse Wechsel des flavours?

Der Cherenkov-Effekt Bläulicher Lichtkegel bei Schnellen Elektronen in Wasser Lichtgeschwindigkeit in Wasser nur 225.000 km/s „Überschall-Kegel“ des Lichts Bestimmung von Geschwindigkeit und Richtung durch Öffnung des Kegels

Super-Kamiokande Basiert auf dem Cherenkov-Effekt Nachfolger von Kamiokande (selbes Prinzip) 1996 in Betrieb gegangen nahe Kamioka (Japan)

Technische Daten 1km unter der Erdoberfläche 50.000 t hochreines Wasser davon 32.000 im Inneren und 18.000 in der Hülle Hülle zur Abschirmung von kosmischer Strahlung Myonen durchdringen die Wand, e- meist nicht 11.200 Photomultiplier

November 2001: Mehrere 1000 PMs in Kettenreaktion implodiert

IceCube & Amanda

Details Forschungseinrichtung am Südpol AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array) 1997 in Betrieb gegangen Teil von IceCube Bau von IceCube geplant bis 2011 Gesamtgröße des Teleskops 1km3 Geplant: 4800 Photomultiplier an 80 Trossen Gesamtkosten 272.000.000 $

Zusammenhang mit der Astrophysik Neutrinoerzeugung innerhalb der Sterne Durch sehr schwache Wechselwirkung ungehinderte Ankunft auf der Erde nach 8,3 min Photonen nur von der Sonnenoberfläche Auch weite Strecken durchs Universum möglich Bestätigung der flavour-Änderung beim Flug durchs Vakuum durch Kamiokande, etc

Erzeugung der Sonnenneutrinos 4 Protonen fusionieren zu einem Heliumkern unter Emission von 2e+ und 2νe . 4p → He4 + 2e+ + 2νe

Bethe-Weizsäcker-Zyklus (CNO-Zyklus)

Supernova SN1987a 23.2.1987 Meilenstein in der Neutrinophysik Innerhalb von 12s messen 2 Cherenkov-Detektoren Ereignisse 11 am Kamiokande 8 am IMB-Detektor 10 weitere in anderen Anlagen Alle aus der gleichen Richtung Energie der e± zwischen 7,5 und 36 MeV Stunden bevor die Supernova sichtbar wurde

Zukunft der Neutrinophysik AMANDA, Super-Kamiokande und andere heute Teil des Supernova Early Warning System (SNEWS) Weitere Informationen über das Innere von Sternen sowie über die Entstehung des Universums Detektorsysteme für Kernreaktoren (bisher nur Schätzungen über die Menge an erzeugtem Plutonium)

Danke für ihre Aufmerksamkeit!

Quellen N.Schmitz – Neutrinophysik Klapdor-Kleingrothhaus/Zuber – Teilchenastrophysik Bruni/Navarria/Pelfer – Neutrino and Astroparticle Physics Bilder: Wikipedia, http://icecube.wisc.edu/index.php http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index1.html