Neutrinos aus Himmel und Hölle Physik Modern 6. Nov 2008 Ludwig-Maximilians-Universität Neutrinos aus Himmel und Hölle Georg Raffelt Max-Planck-Institut für Physik München

Periodensystem der Elementarteilchen Quarks Leptonen Ladung +2/3 Up Charm Top Gravitation Schwache Wechselwirkung Starke Wechselwirkung Elektromagnetische Wechselwirkung Ladung -1/3 Down Strange Bottom Ladung -1 Elektron Myon Tauon Ladung 0 e-Neutrino m-Neutrino t-Neutrino nt nm ne e m t d s b u c 1. Familie 2. Familie 3. Familie Quarks Leptonen Ladung +2/3 Up Ladung -1/3 Down Ladung -1 Elektron Ladung 0 e-Neutrino ne e d u Neutron Proton

Wo treten Neutrinos in der Natur auf? Kernreaktoren  Sonne  Teilchenbeschleuniger  Supernovae (Kollabierende Sterne) SN 1987A  Erdatmosphäre (Kosmische Strahlung)  Astrophysikalische Beschleuniger Bald ? Erdkruste (Natürliche Radioaktivität)  Urknall des Universums (Heute 330 n/cm3) Indirekte Evidenz

Neutrinos aus der Sonne Hans Bethe (1906-2005, Nobelpreis 1967) Thermonukleare Reaktionsraten (1938) Helium Reaktions- ketten Energie 26.7 MeV Sonnenabstrahlung: 98 % Licht 2 % Neutrinos Hier 66 Milliarden Neutrinos/cm2 sec

Sonnenbrille für Neutrinos? 8.3 Lichtminuten Eine Bleischicht der Dicke von mehreren Lichtjahren nötig Bethe & Peierls 1934 „ … dies bedeutet, dass man offen- sichtlich niemals in der Lage sein wird, ein Neutrino zu beobachten.”

Erster Nachweis (1954-1956) g p n Cd e+ e- Clyde Cowan (1919-1974) Fred Reines (1918-1998) Nobelpreis 1995 Detektor-Prototyp Anti-Elektron Neutrinos vom Hanford Kernreaktor 3 Gammas in Koinzidenz p n Cd e+ e- g

Erste Messung der Sonnenneutrinos Inverser Beta-Zerfall („Neutrino-Einfang”) 600 Tonnen Tetrachlorkohlenstoff Homestake Sonnenneutrino- Observatorium (1967-2002)

Physik-Nobelpreis 2002 für Neutrino-Astronomie Ray Davis Jr. (1914-2006) Masatoshi Koshiba (*1926) „für Pionierbeiträge zur Astrophysik, insbeson- dere für den Nachweis kosmischer Neutrinos”

Wasser Tscherenkow Effekt Streuung oder Reaktion Elektron oder Myon Ring Streuung oder Reaktion Licht Elektron oder Myon (Geladenes Teilchen) Neutrino Wasser

Super-Kamiokande Neutrino Detektor

Super-Kamiokande: Sonne im Neutrinolicht Winkel relativ zur Sonne Jahreszeit

Das Problem der „fehlenden” Sonnenneutrinos Homestake Chlorine 7Be 8B CNO Messungen (1970 – 1995) Berechnung des Sonnenneutrinoflusses aus verschiedenen Quellreaktionen John Bahcall 1934 - 2005 Raymond Davis Jr. 1914 - 2006

„Neutrino-Verwandlung” des Rätsels Lösung Sonne Detektor Sonne Detektor

„Fehlende Sonnenneutrinos” in vielen Experimenten Homestake 7Be 8B CNO Chlor Gallex/GNO SAGE pp Gallium Elektron-Neutrino Detektoren (Super-) Kamiokande Water ne+ e- ne+ e- SNO ne+ d  p + p + e- Schweres Wasser n + d  p + n + n Alle Flavors Wasser n + e- n + e-

Neutrino-Oszillationen Zwei-Flavor Mischung Jeder Masseneigenzustand propagiert mit wobei Der Phasenunterschied bewirkt Oszillationen Wahrscheinlichkeit für ne  nm sin2(2q) Bruno Pontecorvo (1913-1993) Erfinder der Neutrino Oszillationen z Oszillations- Länge

Oszillation von Reaktorneutrinos in KamLAND Oszillationsmuster für Elektron-Anti-Neutrinos als Funktion der Energie bei festem Abstand KamLAND Szintillator-Detektor (1000 t)

Atmosphärische Neutrino-Oszillationen Zenitwinkelverteilung der atmosphärischen Neutrinos in Super-Kamiokande Die Hälfte der Myon-Neutrinos von unten fehlen Super-Kamiokande misst Neutrinofluss abhängig vom Zenitwinkel

Japanisches „Long-Baseline (LBL)” Experiment K2K (KEK to Kamiokande) bestätigt atmosphärische Neutrino- Oszillationen

Gegenwärtige Long-Baseline Experimente FermiLab–Soudan (MINOS) CERN – Gran Sasso

Gewogen und zu leicht befunden Dunkle Energie 73% (Kosmologische Konstante) Neutrinos 0.1-2% Dunkle Materie 23% Normale Materie 4% (davon nur ca. 10% leuchtend)

Sonnen-Neutrino-Spektrum 7-Be Linie von Borexino (seit 2007) gemessen

Gran Sasso Untergrundlabor (Italien) Physik im Untergrund Gran Sasso Untergrundlabor (Italien) Unterdrückung von Störsignalen grundlegend für Neutrino-Messungen Abschirmung kosmischer Strahlung in Untergrundlabors Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München Tag der offenen Tür, MPI für Physik, München, 13. Okt. 2007

Sonnen-Neutrino-Spektroskopie mit Borexino Neutrino-Elektron-Streuung Flüssig-Szintillator-Technik (~ 300 Tonnen) Niedrige Energieschwelle (~ 60 keV) In Betrieb seit 16. Mai 2007 Erwartetes Signal ohne Oszillationen 75 ± 4 counts/100t/d Erwartet mit Oszillationen 49 ± 4 counts/100t/d BOREXINO (Mai 2008) 49 ± 3stat ± 4sys cnts/100t/d arXiv:0805.3843 (25. Mai 2008)

Helioseismologie: Sonne als pulsierender Stern Schwingungen der Sonne sind Schallwellen (p-Moden), Stochastische Anregung durch Konvektionsströme Mehr als 105 Moden (5-Minuten Oszillationen) Innerer Umkehrpunkt hängt stark von der Knotenzahl ab Erlaubt Rekonstruktion des Dichte- und Temperaturprofils

Dopplergramm der ganzen Sonnenscheibe

Sonnenmodell mit alten und neuen Elementhäufigkeiten Schallgeschwindingkeit Dichteprofil Spektroskopisch neu bestimmte Elementhäufigkeiten: Theoretische und seismische Sonnenmodelle weichen stark voneinander ab Wo liegt der Fehler? Neutrinomessungen der seltenen CNO Reaktionen kann die Häufigkeit von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff im Prinzip bestimmen

CNO Zyklus des Wasserstoffbrennens (p,g) (p,a) (p,g) (p,a)

Geoneutrinos: Worum geht es? Wir wissen erstaunlich wenig über das Innere der Erde Tiefstes Bohrloch ~ 12 km Proben der Kruste für chemische Analyse vorhanden (z.B. Vulkane) Aus seismischen Messungen Rekonstruktion des Dichteprofils Wärmefluss aus gemessenen Temperaturgradienten 30-44 TW (Erwartung aus kanonischem BSE Modell ~ 19 TW aus Kruste und Mantel, nichts aus dem Kern) Neutrinos entweichen ungehindert Tragen Information über die chemische Zusammensetzung, radioaktive Energieproduktion oder sogar einen hypothetischen Reaktor im Erdzentrum

Erwartete Geoneutrino-Flüsse S. Dye, Talk 5/25/2006 Baltimore

Geoneutrinos Erwarteter Geoneutrino-Fluss KamLAND Szintillator-Detektor (1000 t) Reaktor-Hintergrund

KamLAND Geoneutrino-Messung Erste vorläufige Geoneutrino-Messung durch KamLAND in 2005 (~ 2-Sigma-Effekt) Schwierig wegen des Reaktorhintergrunds (Reaktorneutrinos sind Hauptzweck von KamLAND wegen Neutrinooszillationen)

Neutrino-Monitor für Kernreaktoren San Onofre Kernreaktor (Kalifornien) Neutrino-Messungen Mit SONGS1-Detektor (1m3 Szintillator) 3.4 GW thermische Leistung Produziert ~ 3800 Neutrino-Reaktionen pro Tag in 1 m3 Flüssig- szintillator Mit relativ kleinen Detektoren können Reaktoren “von außen” genau überwacht werden Interessant für Nuklearüberwachung durch Internationale Atomenergiekommission?

IAEA N.Bowden, Neutrino 2008

Applied Antineutrino Physics 2007

Sanduleak -69 202 Supernova 1987A 23. Februar 1987 Tarantel Nebel Große Magellan’sche Wolke Abstand 50 kpc (160.000 Lichtjahre)

Supernova Neutrinos 20 Jahre nach SN 1987A

Cluster of Excellence: Origin and Structure of the Universe Crab Nebula Cluster of Excellence: Origin and Structure of the Universe

Sternkollaps und Supernova-Explosion Zwiebelschalenstruktur Hauptreihenstern Wasserstoff-Brennen Kollaps (Implosion) Roter Riese Helium- Brennen Wasserstoff- Entarteter Eisenkern r  109 g cm-3 T  1010 K MFe  1.5 MSonne RFe  8000 km

Sternkollaps und Supernova-Explosion Neugeborener Neutronenstern ~ 50 km Proto-Neutronenstern r  rnuc = 3  1014 g cm-3 T  30 MeV Kollaps (Implosion) Neutrino Kühlung

Sternkollaps und Supernova-Explosion Neugeborener Neutronenstern ~ 50 km Proto-Neutronenstern r  rnuc = 3  1014 g cm-3 T  30 MeV Neutrino Kühlung Gravitations-Bindungs-Energie Eb  3  1053 erg  17% MSonne c2 Dies zeigt sich als 99% Neutrinos 1% Kinetische Explosionsenergie (1% davon in Kosm. Strahlung) 0.01% Licht, heller als Muttergalaxie Neutrino-Leuchtkraft Ln  3  1053 erg / 3 sec  3  1019 LSonne Energieumsatz größer als der des restlichen sichtbaren Universums

Neutrino-Signal der Supernova 1987A Kamiokande (Japan) Wasser-Tscherenkow-Detektor 2140 Tonnen Zeitunsicherheit 1 min Irvine-Michigan-Brookhaven (US) Wasser-Tscherenkow-Detektor 6800 Tonnen Zeitunsicherheit 50 ms Baksan Szintillator Teleskop (Soviet Union), 200 Tonnen Zeitunsicherheit +2/-54 s Innerhalb der Zeitunsicherheit gleichzeitige Signale

Große Detektoren für Supernova-Neutrinos MiniBooNE (200) LVD (400) Borexino (100) Baksan (100) Super-Kamiokande (104) KamLAND (400) In Klammern Zahl der Ereignisse für eine “typische Supernova” im Abstand von 10 kpc IceCube (106)

SuperNova Early Warning System (SNEWS) Neutrino-Detektoren geben Frühwarnung für eine bevorstehende Supernovaexplosion in unserer Milchstraße (ein paar Stunden) Super-K IceCube Koinzidenz Server @ BNL Alarm LVD Supernova 1987A Frühe Lichtkurve Others ? http://snews.bnl.gov astro-ph/0406214

Simuliertes Supernova-Signal für Super-Kamiokande Akkretions- Phase Kelvin-Helmholtz Kühlphase Simulation eines Super-Kamiokande SN-Signals (10 kpc), basierend auf einem numerischen Modell (Livermore) [Totani, Sato, Dalhed & Wilson, ApJ 496 (1998) 216]

Standing Accretion Shock Instability (SASI) Mezzacappa et al., http://www.phy.ornl.gov/tsi/pages/simulations.html

LAGUNA - Approved FP7 Design Study Large Apparati for Grand Unification and Neutrino Astrophysics (see also arXiv:0705.0116)

LAGUNA Kollaboration EU Finanzierung (1.7 Mio Euro) zur Evaluierung verschiedener Standorte für ein mögliches europäisches großskaliges Neutrino-Observatorium

Kosmische Strahlung („Höhenstrahlung”) Woher kommt die primäre kosmische Strahlung? Kosmische Strahlung („Höhenstrahlung”) Luftschauer: 1019 eV primäres Teilchen 100 Milliarden sekundäre Teilchen auf Meereshöhe Victor Hess (1911)

Globales Spektrum der kosmischen Strahlung

Neutrino-Strahlen: Himmel und Erde Target: Protonen oder Photonen Vergleichbare Flüsse von Photonen und Neutrinos Gleiche Flüsse aller Flavors durch Oszillationen F. Halzen (2002)

Kern der Aktiven Galaxie NGC 4261

IceCube Neutrino Teleskop am Südpol 1 km3 antarktisches Eis mit Photosensoren instrumentiert 40 Trossen von 80 installiert (2008) Fertigstellung bis 2011 geplant

Scott-Amundsen-Station am Südpol

Neutrino-Himmel von AMANDA (2000-2006) 6595 Neutrinos aus nördlichen Richtungen, von AMANDA registriert (2000-2006) Vor allem atmosphärische Neutrinos, noch keine astrophysikalischen Quellen IceCube Collaboration, arXiv:0809.1646 (Sept. 2008)

ANTARES – Neutrinoteleskop im Mittelmeer Fertiggestellt 2008

Leuchtende Lebewesen der Tiefsee

Komplementarität zwischen Mittelmeer und Südpol

Drei Mittelmeer-Pilotprojekte Antares Nemo

Auf dem Weg zu einem km3 Detektor im Mittelmeer http://www.km3net.org

Neutrinos als astrophysikalische Botschafter Kernreaktoren  Sonne  Teilchenbeschleuniger  Supernovae (Kollabierende Sterne) SN 1987A  Erdatmosphäre (Kosmische Strahlung)  Astrophysikalische Beschleuniger Bald ? Erdkruste (Natürliche Radioaktivität)  Urknall des Universums (Heute 330 n/cm3) Indirekte Evidenz