Neutrinos von der Sonne

Präsentation zum Thema: "Neutrinos von der Sonne"—  Präsentation transkript:

1 Neutrinos von der Sonne
Sarah Andreas RWTH Aachen

2 Übersicht Sonne: Experimente: Solares Neutrino Problem (SNP): Lösung
Neutrinoproduktion Experimente: Neutrinonachweis Experimente I Neutrinos fehlen... Solares Neutrino Problem (SNP): Erklärungsversuche Experimente II ...gefunden Lösung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

3 DIE SONNE Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

4 Die Sonne → signifikanteste Neutrinoquelle im Sonnensystem
Produktion von 1.8 * 1039 Neutrinos pro Sekunde → signifikanteste Neutrinoquelle im Sonnensystem → ca. 100 Milliarden pro Sekunde durch einen Daumennagel mehrere neutrinoliefernde Reaktionen großer Energiebereich ( MeV) nur Elektronneutrinos ne Abstand 1AE = 150 Millionen Kilometer Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

5 Solare Neutrinos Warum solare Neutrinos?
„window into the interior of the sun“ kleiner Wirkungsquerschnitt → direkte, ungestörte Auskunft aus Sonneninneres Gegensatz zu Photonen (~ Millionen Jahre) Auskunft über Neutrinos lange Strecke und verschiedene Dichten durchquert → Untersuchung von Oszillationen (Materie und Vakuum) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

6 Sonnen-Neutrino-Produktion
im Sonneninneren bei TC= Millionen Kelvin (nur inneren 20% des Sonnenradius) exotherme Fusion von Wasserstoff zu Helium Gesamtreaktion: 4 p e- → 4He ne MeV zwei mögliche Abläufe: pp - Kette und CNO - Zyklus Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

7 Abschätzung → Abschätzung ne - Fluss auf Erde fn
pro Zyklus MeV freiwerdende Energie im Mittel nur ca 2% für beiden ne pro erzeugtes ne ca. 13 MeV Photonenenergie Solarkonstante: S = 8.5 * 1011 MeV cm-2 sec-1 → Abschätzung ne - Fluss auf Erde fn fn = = 6.5 * 1010 cm-2 sec-1 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

8 pp-Kette PP I PP II PP III
p + p D + e+ + ne p + e- + p D + ne D + p He + g 3 He + 3 He a + 2p 3 He + p a + e+ + ne 8 B Be* + e+ + ne 8 Be* a 3 He + 4 He Be + g 7 Be + e Li + ne 7 Be + p B + g 7 Li + p a pp: % pep: 0.25 % 85 % 14 % 0.015 % PP I PP III PP II MeV 1.45 MeV MeV 0.86 ; 0.38 MeV MeV <1 % Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

9 CNO - Zyklus 4 Protoneinfänge 2 b+ - Zerfälle 1 a - Zerfall
(Bethe-Weizsäcker-Zyklus) e+ 4 Protoneinfänge 2 b+ - Zerfälle 1 a - Zerfall 12C nur Katalysator 1.6% der Energieerzeu- gung hohe Temperaturen → weit im Sonnen- innern Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

10 CNO - Zyklus 3 ineinandergreifende Zyklen Nebenzweige nur 1% bevölkert
→ unbedeutend für Energie- erzeugung → Elementgenese 4 neutrinoliefernde b+ - Zerfälle (Anteile von 17F-n und 18F-n sehr klein) ne ne ne ne Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

11 Temperaturabhängigkeit
CNO: ab T > 13 Mio. Kelvin möglich ab T > 18 Mio. Kelvin dominant vorherrschende Energiequelle schwerer Sterne (älterer Generation, da 12C benötigt) y-Achse: abgestrahlte Energie pro Zeit normiert auf die Dichte für z.B. 1kg Sternmaterie Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

12 Standard Sonnen Modell (SSM)
Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: Verzweigungsverhältnisse der Kernreaktionen ne – Flüsse und Flussspektren fn (En) auf Erde verschiedene Versionen (seit 1930er) J. Bahcall Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

13 Solare Neutrinoproduktion
Prozess Kurz- notation En [MeV] ne – Fluss nach SSM [1010 cm-2 sec-1] p p → D e+ ne p e- p → D ne 3He p → 4He e+ ne 7Be e- → 7Li ne 8B → 8Be e+ ne pp pep hep 7Be 8B 0.423 1.445 18.778 (90%) (10%) £ 15 ± ( ± ) * 10-2 ( ± ) * 10-7 0.477 ± ( 5.05 ± ) * 10-4 13N → 13C e+ ne 15O → 15N e+ ne 17F → 17O e+ ne 13N 15O 17F 1.198 1.732 £ 1.736 ( 5.48 ± ) * 10-2 ( 4.80 ± ) * 10-2 ( 5.63 ± ) * 10-4 Gesamt: 6.54 ± 0.16 P-P CNO Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

14 Neutrino - Energiespektrum
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

15 EXPERIMENTE I Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

16 Detektoren Masse: 1 Solar Neutrino Unit [SNU]
= Einfänge pro Targetatom und Sekunde » 1 n - Wechselwirkung / Tag alle 1030 Targetatome → Ntarget = 1030 Kerne d.h. O(10-100)t Target für O(1) n - WW/Tag Untergrund: kosmische Strahlung → tief unter Erde ³ 1000 m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

17 Experimenttypen Radiochemische Experimente (Typ A)
Chlor Experimente (Homestake) Gallium Experimente (GALLEX, SAGE) Realzeit Experimente (Typ B) Wasser-Detektoren (Kamiokande, Super-K) Schwer-Wasser-Detektor (SNO) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

18 Radiochemische Experimente (A)
ne n W+ p e Inverser b – Zerfall: ne + B (Z) → C (Z+1) + e – Radioaktiver Zerfall des Tochterisotops C : C (Z+1) + e – → B (Z) + ne (Elektroneneinfang, meist aus K-Schale) → Extraktion und Zerfallsrate von C zählen (z.B. Proporitonalzähler) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

19 Realzeit – Experimente (B)
Target: reines Wasser Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: (ES) nx + e – → nx + e – → Čerenkov - Licht des Elektrons Target: schweres Wasser zusätzlich Neutrino - Deuteron - Reaktionen: (CC) ne + D → e – p (NC) nx + D → nx + p + n Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

20 Energiebereiche (A) (B) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Wasser (A) (B) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

21 Vergleich Radiochemisch (A) Realzeit (B) geringe Energie- schwelle
lange Expositionszeiten Informationsdefizite (n-Energie und -Richtung) Nur Elektronneutrinos Realzeit (B) Echtzeit evtl n-Energie ungefähre n-Richtung verschiedene Flavour hohe Energieschwelle (5 MeV) Neutrinoart schwer bestimmbar Vorteile Nachteile Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

22 Erste Anläufe 1946: Pontecorvo‘s Vorschlag zur Cl-Ar-Methode
ne - Einfang : ne Cl → 37Ar + e – 1951: Begin des ersten radiochemischen Experiment (Davis) 3800l Tank, Brookhaven Reaktor 1955: Aufbau bei einem Fusionsreaktor (Davis) 11400l Tank, Savannah Reaktor 1958: optimistischere Vorhersage solarer Fluss 3800l Tank, Barberton Limestone Mine keine Neutrinos nachgewiesen keine solaren Neutrinos nachgewiesen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

23 Homestake (A) Davis: „...neutrinos captured me early in my career.“
1963: neue Berechnungen von J. Bahcall 8B-n - Rate höher als zuvor erwartet 1965: Homestake Goldmine, South Dakota (USA) 1478 m Untergrund (kosm. Myonen) 615 t Tetrachlorethylen (C2 Cl4 ) ne - Einfang : ne Cl → 37Ar + e – Es = 814 keV → keine pp-n Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

24 Argon-Extraktion alle 2-3 Monate
Tankinhalt durch sog. Eduktoren zirkuliert Helium durch Targetflüssigkeit gespült → Atmosphäre in oberen 5% des Tankes Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

25 Argon-Extraktion Zirkulation durch Kontrollraum
Abkühlen in Holzkohlefallen mit flüssigem Stickstoff (-196 °C) Argon Gefrierpunkt °C → Trennung des Argon vom Helium durch vollständige Adsorption an Holzkohle Entfernung von Holz- kohle durch Aufwärmen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

26 Argon-Extraktion Extraktionseffizienz (~95%):
kleine bekannte Menge inaktives Trägergas (36Ar oder 38Ar) zu Targetflüssigkeit Vergleich Menge wiedergewonnenes Träger-Argon mit ursprünglicher Beigabe → Prozentsatz des extrahierten 37Ar Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

27 Ergebnisse 37Ar - Zerfälle in Proportionalzählrohr zählen
20 cm 30 mm Ergebnisse 37Ar - Zerfälle in Proportionalzählrohr zählen → Bestimmung der Anzahl der durch ne - Einfang erzeugten 37Ar-Kerne 1967: erster Durchlauf → Neutrinofluss kleiner als vorhergesagt (SSM) prebomb battleship gun barrels for shielding Kriegsschiff Bomben-Gehäuse Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

28 Ergebnisse „pulse rise-time system“
1970: neues System um Untergrund zu reduzieren Wechselwirkung g-Strahlen mit Atomen in Proportionalzählrohr → Compton-Elektronen entlang Zählrohr langsam ansteigendes Signal Signal aus 37Ar-Zerfall → Auger-Elektronen schnell ansteigendes Signal „pulse rise-time system“ Proportionalzählrohr in Mine Raum mit Wasser gefüllt Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

29 Ergebnisse 34% des erwarteten Neutrino-Flusses Neutrinofluss:
trotz Untergrund-Reduktion: Neutrinofluss: 2.56 ± 0.16 (stat.) ± 0.16 (sys.) SNU (Datenmittelwert von 1970 bis 1994) SSM-Erwartung: 7.6 ± 1.8 SNU 34% des erwarteten Neutrino-Flusses Neutrinodefizit ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

30 Erklärungsversuche für Diskrepanz
Experimentelle Seite: Extraktionseffizienz Wirkungsquerschnitt Detektor Sonnen Modell: Temperatur im Sonneninnern Inputparameter Neue Physik: Neutrino Eigenschaften Davis: „The most likely explanation, in my view at the time, was that the solar model was in error. Many physicists believed that there was something wrong with our experiment.“ ? weitere Experimente ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

31 GALLEX & SAGE (A) 1990er ne-Einfang: ne + 71Ga → 71Ge + e-
Es = 233 keV → pp-n dominierender Anteil des solaren Neutrino-Flusses, mit guter Sicherheit bekannt höhere Einfangrate → kürzere Expositionszeiten (~20-30 Tage) Nachteil: Gallium ist teuer! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

32 GALLEX & SAGE (A) Defizit bestätigt und scheinbar energieabhängig !
GALLium European EXperiment (Italien) 30t Gallium in flüssiger Galliumchlorid (GaCl3)-Lösung 61% des erwarteten Neutrino-Flusses Soviet-American Gallium Experiment (Russland) 50t flüssiges metallisches Gallium 55% des erwarteten Neutrino-Flusses Defizit bestätigt und scheinbar energieabhängig ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

33 Kamiokande & Super-K (B)
nx Wasser-Čerenkov-Detektoren Target: reines Wasser Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: (ES) nx + e – → nx + e – kleiner Wirkungsquerschnitt vorallem ne - Nachweis (Wirkungsquerschnitt 6mal größer) Energieschwelle > 5 MeV → 8B-n und hep-n große Unsicherheit (nuklearer Wirkungsquerschnitt, stark temperaturabhängig) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

34 Prinzip Rückstoß-Elektron schneller als c in Wasser → Čerenkov - Licht
(Photomultiplier) Lichtintensität Þ n - Energie Form des Lichtmusters Þ n -Richtung (e- - Richtung » n - Richtung) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

35 Kamiokande 1987 - 1995 Kamioka Mine, Japan Wasser-Čerenkov-Detektor
3 000 t reines Wasser ~ Photomultiplier Höhe 16m, Durchmesser 15.6m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

36 Super-Kamiokande seit 1996 50 000 t reines Wasser 13 000 PMTs
verglichen mit Kamiokande: 10mal mehr Volumen doppelte Dichte an PM mehr beobachtete Neutrinos (ca. 14 Ereignisse pro Tag) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

37 Ergebnisse n tatsächlich von der Sonne Winkeldifferenz zwischen
Sonne und n - Richtung Peak bei cos q = 1 Û q = 0° n - Defizit bestätigt beide nur ca. Hälfte des erwarteten Flusses Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

38 SOLAR NEUTRINO PROBLEM
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

39 Davis lag doch nicht falsch !
Stand nach Super-K alle messen weniger ne als von SSM erwartet Davis lag doch nicht falsch ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

40 Erklärungsversuche theoretische Überlegungen
verschiedene Versionen von Sonnen Modellen Neutrino - Zerfall (Bahcall, 1972) schnelle Rotation des Sonneninneren verringert zentral Druck und Temperatur (Demarque, 1973) Sonnenenergie nicht aus nuklearer Fusion, sondern Abstrahlung bei Anwachsen eines schwarzen Loches im Sonnenzentrum Neutrino Oszillationen (Wolfenstein, 1978) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

41 astrophysikalische Effekte
Gegenargumente: Konflikt Homestake - Kamiokande Homestake: 8B-n (78%) und 7Be-n (15%) Kamiokande: nur 8B-n Temperaturabhängigkeit: f (8B) ~ T18 f (7Be) ~ T8 Tc - Erniedrigung: 8B stärker reduziert als bei 7Be ABER: Defizit bei Homestake größer als bei Kamiokande Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

42 astrophysikalische Effekte
Gegenargumente: Defizit an 7Be-n Übereinstimmung SSM und Kamiokande: nur 50% der 8B - Neutrino - Vorhersage neue Vorhersagen für Homestake und GALLEX: 8B - Beitrag größer als gemessener Gesamtwert kein Platz mehr für 7Be-n ABER: 8B-n aus 7Be - Reaktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

43 Neutrino-Eigenschaften
Neutrinozerfall ausgeschlossen wegen relativistischer Zeitdilatation großer Anteil zerfallender Neutrinos bei kleiner n - Energie → SSM-Abweichung bei GALLEX größer als bei Homestake ABER: gemessenes Defizit: GALLEX: % Homestake: 33% Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

44 Neutrino-Eigenschaften
Neutrino-Oszillationen plausibelste Erklärung energieabhängige Oszillationswahrscheinlichkeit zwei Möglichkeiten: Oszillationen im Vakuum Oszillationen in Materie Þ neue Experimente zur genaueren Untersuchung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

45 EXPERIMENTE II (SNO) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

46 Sudbury Neutrino Observatory (SNO)
Schwer-Wasser-Čerenkov-Detektor Ontario, USA Kessel, Ø 12m 1000 t D2O Unterstützungsstruktur 9500 PMTs (60% Abdeckung) innere Wasserabschirmung 1700 t äußere Wasserabschirmung 5300 t Abschirmung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

47 Reaktionen 3 Nachweisreaktionen
(ES) Reaktionen 3 Nachweisreaktionen Neutrino- Deuteron- Reaktionen Elektron- starke Richtungs- sensitivität nur Elektronneutrinos flavourunabhängiger Wirkungsquerschnitt ( > 5 MeV ) ( > MeV ) ( > MeV ) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

48 Ergebnisse Oszillationen SSM Vorhersage korrekt Analyse
in Einheiten von 106 cm-2 s-1 Analyse Falls nur ne , d.h. keine Oszillationen: fCC = fNC = fES Oszillationen Bänder erklären!!!!!!!!!!!!!! SSM Vorhersage korrekt Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

49 LÖSUNG DES SNP Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

50 Stand nach SNO erwartete Anzahl von solaren Neutrinos
aber einige sind nm bzw. nt nicht nur Davis, auch Bahcall hatten Recht ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

51 Neutrino-Oszillationen
Flavoureigenzustände |na , a = e,m,t keine scharfe Masse, → Mischzustände der Masseneigenzustände Masseneigenzustände |ni , i = 1,2,3 kommt in anderer Vorlesung noch genauer.... Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

52 Zwei-Flavour-Formalismus
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53 Oszillationen Vakuum: → unwahrscheinlicher Zufall Materie:
mögliche Erklärung für Neutrinodefizite Oszillationslänge in Größenordnung Abstand Sonne - Erde → unwahrscheinlicher Zufall Materie: zusätzliche WW durch elastische Streuung Neutrino-Elektron-Streuung wegen CC für ne bzw. (nm, nt) verschieden → Veränderung der Oszillationswahrscheinlichkeit Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

54 MSW - Effekt Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein-Effekt (1985):
Resonante Verstärkung der Neutrino - Oszillationen in Materiegebieten variabler Elektronendichte → Wahrscheinlichkeit für Flavourübergang erhöht Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

55 erlaubte Regionen für ne → nm, nt
Fazit erlaubte Regionen für ne → nm, nt LMA LOW MSW plausibelste Erklärung für SNP bester Fit (LMA) : tan2 q  0.42 Dm2  5.0 * 10-5 eV2 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

56 nothing was wrong with the experiments or the theory;
Davis: „The collision between solar neutrino experiments and the standard solar model had ended in a spectacular way: nothing was wrong with the experiments or the theory; something was wrong with the neutrinos, in the sense that they behave in ways beyond the standard model.“ Davis Bahcall

57

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59 pp-Kette (Zusammenfassung)
pp-n dominierender Beitrag (91%) gut bekannt (s £ 1%), schwach temperaturabhängig (~ T-1.2) niedrige Energien (En £ 0.42 MeV) hochenergetische Neutrinos 8B-n (En £ 15 MeV, selten, ~ T18) hep-n (En £ 18.8 MeV, sehr selten) oberhalb 5 MeV: nur 8B-n und hep-n signifikante Beiträge Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

60 pp-Kette (Zusammenfassung)
98.4% der Energieerzeugung Neutrinoreaktionen: 3 kontinuierliche Energiespektren pp - Reaktion 8B - Zerfall hep - Reaktion 3 diskrete Linien pep-Reaktion zwei aus 7Be - Elektroneneinfang Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

61 Geburt des SNP Davis rückblickend zu Homestake - Experiment:
„The numbers haven‘t changed much: the Sun produces one-third as many neutrinos as expected. Thus, the „solar neutrino problem“ was born in 1967 and lived until the turn of the century.“ Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

62 Standard Sonnen Modell (SSM)
Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: Verzweigungsverhältnisse der einzelnen Kernreaktionen ne – Flüsse und Flussspektren fn (En) auf Erde (Flussangaben in SNU) verschiedene Versionen (seit 1930er) 1 SNU = Einfänge pro Targetatom und Sekunde J. Bahcall Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

63 Oszillationen Vorraussetzungen: Mischungswinkel q  0
→ Oszillationsamplitude Massendifferenzen dm2  0 insbesondere nicht alle mn = 0 → Oszillationsfrequenz Leptonenflavourzahl nicht streng erhalten Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

64 Oszillationen Vorraussetzungen: Mischungswinkel q  0
Massendifferenzen dm2  0 insbesondere nicht alle mn = 0 Leptonenflavourzahl nicht streng erhalten in Materie: zusätzliche WW durch elastische Streuung Neutrino-Elektron-Streuung wegen CC für ne bzw. (nm, nt) verschieden Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

65 Standard Sonnen Modell (SSM)
Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: Verzweigungsverhältnisse der einzelnen Kernreaktionen ne – Flüsse und Flussspektren fn (En) verschiedene Versionen (seit 1930er) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

66 Detektoren 1 Solar Neutrino Unit [SNU] Masse:
» 1 n - Wechselwirkung / Tag alle 1030 Targetatome → Ntarget = Kerne d.h. O(10-100)t Target für O(1) n - WW/Tag Untergrund: kosmische Strahlung → tief unter Erde ³ 1000 m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

67 Standard Sonnen Modell (SSM)
vorallem von John Bahcall abhängig von Eingangsparametern Unsicherheiten je nach Temperaturabhängigkeit Vorhersagen des Neutrinoflusses [1010cm-2s-1] [108cm-2s-1] [103cm-2s-1] [109cm-2s-1] [106cm-2s-1] [SNU] fn 1 SNU = Einfänge pro Targetatom und Sekunde Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung