Atmosphärische Neutrinos

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

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

2 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 Atmosphärische Neutrinos

3 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 e e Atmosphärische Neutrinos

4 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 Atmosphärische Neutrinos

5 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 = = e (V + V ) e-like e e Atmosphärische Neutrinos

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

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

8 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 = ± 0,084 Multi-GeV Ev > 1,33 GeV R<1 wird als „atmosphärische Neutrinoanomalie“ bezeichnet V - Defizit oder V – Überschuss? R = e Atmosphärische Neutrinos

9 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 Atmosphärische Neutrinos

10 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 Atmosphärische Neutrinos

11 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 1 2 1 2 q Mischungswinkel Atmosphärische Neutrinos

12 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 Atmosphärische Neutrinos

13 Atmosphärische Neutrinos
Superkamiokande Atmosphärische Neutrinos

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

15 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 Atmosphärische Neutrinos

16 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. Atmosphärische Neutrinos

17 Atmosphärische Neutrinos
Der Winkel zwischen der emittierten Cherenkov-Photonen und der Bahn des geladenen Teilchens beläuft sich auf: tc/n 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 = = = Atmosphärische Neutrinos

18 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 Atmosphärische Neutrinos

19 Atmosphärische Neutrinos
Cherenkov-Ringe Atmosphärische Neutrinos

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

21 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 Atmosphärische Neutrinos

22 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 Atmosphärische Neutrinos

23 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 = km L = 15 km ~ km  Ausreichend großer Bereich um Oszillation zu untersuchen Atmosphärische Neutrinos

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

25 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! t Atmosphärische Neutrinos

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

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

28 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 t -3 osz v Atmosphärische Neutrinos

29 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) t t _ t s Atmosphärische Neutrinos

30 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 z t Atmosphärische Neutrinos

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

32 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. Atmosphärische Neutrinos

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„Lageplan“ MINOS Atmosphärische Neutrinos

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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 Atmosphärische Neutrinos

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Anhang - Zusatzbilder Atmosphärische Kaskade Zerstörte Photomultiplier im Superkamiokande Atmosphärische Neutrinos

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Superkamiokande Atmosphärische Neutrinos