ppt - Server der Fachgruppe Physik der RWTH Aachen

Atmosphärische Neutrinos
Vortragender: C.Oracz
Betreuer: O. Pooth
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
0
Übersicht
•
•
•
•
•
•
Neutrinos allgemein
Neutrinos aus der Atmosphäre
Identitätskrise (Oszillation)
Detektion von Neutrinos (SuperKamiokande)
Experimente /Ergebnisse
Zukünftige Experimente (MINOS)
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
1
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.
Ez ≤ Matom1 c² - Matom2 c²
auch die quantenmechanische Spinbetrachtung beim
ß-Zerfall verlangte ein weiteres Teilchen
_
n  p + e + ve
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
2
Atmosphärische Neutrinos
…entstehen durch kosmische Strahlung in der Erdatmosphäre
±
±
p+N  K, p ,…
Folgereaktionen:
p± µ± + vµ (v µ)
±
Kosmische Strahlung:
~99% Hadronen
~ 1% Elektronen
~0,1% Photonen
±
K  µ + vµ (vµ)
±
±
µ  e + v e(ve ) + vµ (vµ )
 Luftschauer (atmosphärische Kaskade)
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
3
Atmosphärische Kaskade
Auf der Erde kommen
Elektronen, Positronen,
Photonen, atmosphärische
Myonen sowie die für uns
interessanten atmosphärische
Neutrinos an.
P, He
Typische v- Energie:
1 GeV
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
4
Man misst:
µ (Vµ + Vµ )
=
e (Ve + Ve )
µ-like
=
e-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
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
5
Genauere Vorhersagen der Ve-, Vµ- Flüsse aus Monte
Carlo Simulationen der Luftschauer (Input: µ-Flüsse)
-1
3
Energiespektrum der v-Flüsse: 10 - 10 GeV
MC-berechnetes (vµ+vµ )Flusspektrum
12.01.2004
MC-berechnetes Ratio (vµ+ vµ)/(ve +ve ) vs Ev
Atmosphärische Neutrinos
6
In höheren
Bereichen
deutlichere
Unterschiede
zwischen
horizontalen/
vertikalenEinfall.
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
7
Man betrachtet das Verhältnis DATA/MC des µ/e-Verhältnisses
(µ/e) DATA
R=
(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 = 0.658 ± 0,084 Multi-GeV Ev > 1,33 GeV
R<1 wird als „atmosphärische Neutrinoanomalie“ bezeichnet
Vµ- Defizit oder Ve – Überschuss?
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
8
Neutrino-Oszillation
Übergang Va  Vb (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
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
9
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
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
10
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
(Ve ,Vµ )  (V1 ,V2 ) mit dm² = m²1 - m²2
q Mischungswinkel
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
11
Übergangswahrscheinlichkeit:
Flavoränderung Va V
b
(appearance of Vb)
Überleben von Va
(non-disappearance of Va )
L/E-Abhängigkeit von P (Va  Va ) und P (Va  Vb)
für sin² 2q = 0.4
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
12
Superkamiokande
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
13
Messung in Superkamiokande
Cherenkov-Licht-Detektor
mit 50 000 t Wasser und
13000 Photomultipliern in
einer Zinkmine in den
Japanischen Alpen in
1000m Tiefe.
40m x 42m groß
Seit 1.4.96 im Betrieb,
12.11.2001 Störung, Betrieb
wieder aufgenommen am
06.12.2002 (mit halber Kraft)
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
14
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 l + p  l + X
vl + n  l+ + X
l=Leptonen(emt)
ES
_
_
vl + e  vl + e
12.01.2004
_
_
vl + e  vl + e
Atmosphärische Neutrinos
15
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.
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
16
Der Winkel zwischen der emittierten Cherenkov-Photonen
und der Bahn des geladenen Teilchens beläuft sich auf:
tc/n
1
cn
cos Q =
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)
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
17
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
12.01.2004
µ-Event
Atmosphärische Neutrinos
18
Cherenkov-Ringe
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
19
Photomultiplier
In einen Photomultiplier wird ein sehr schwaches
Eingangssignal stark verstärkt und messbar gemacht.
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
20
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 Signalverstärkung der Größenordnung von 104 – 10 7  Signal gut messbar!
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
21
Vier interessante Ereignistypen
Ereignis
von oben,
ganz
enthalten
~1 GeV
Ereignis(µ)
von unten,
ganz
enthalten
~10 GeV
12.01.2004
Ereignis
von oben,
teils
enthalten
~10 GeV
Ereignis(µ)
von unten,
teils
enthalten
~100 GeV
Atmosphärische Neutrinos
22
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 = 13000 km
L = 15 km ~ 13000 km  Ausreichend
großer Bereich um Oszillation zu untersuchen
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
23
e-like Events
Ve Fluß stimmt mit der Monte Carlo Simulation überein
 Kein Überschuss an Ve
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
24
µ-like Events
Vµ Fluss zeigt Defizit, für Multi-GeV bei Q >90° ganz deutlich
µ-Neutrinos verschwinden, e-Neutrinos bleiben gleich
 Oszillation Vµ  Vt
Es gibt Oszillation  Massendifferenz der Neutrinos!
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
25
Myonen „von unten kommend“
durchgehende Myonen
gestoppte Myonen
Fits für Oszillation führen
zu diversen dm²-Werten
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
26
Verhältnis DATA/MC als Funktion von L/E v
Klares, längenabhängiges
Defizit von Myonenneutrinos
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
27
Ergebnis der Oszillationsanalyse
Für vµ vt in der sin²2Q;dm² -Ebene
erlaubtes Gebiet (68%,90%,99%CL)
Bester fit: dm² = 3,2 * 10-3eV²; sin²2Q=1
Losz= 775 km Ev /GeV
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
28
Tau-Ereignisse
Durch Vµ  Vt Übergänge entstehende Vt können
CC – Reaktionen machen
_
vt + n  t + X
Aber Energieschwelle sehr hoch Es= 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)
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
29
Tau-Ereignis, Maximum Likelihood-Analyse
Ergebnisse der Analyse (v 2002):
- gemessen: 506 t-Ereignisse
- erwartet: 37 CCvt
+ 461 BG-Ereignisse
Zenitwinkel-Verteilung
(43.1% CCve 24,5%CCvµ 32,4% NC)
Es wurde eine erhöhte Anzahl-t
bei großen Qz gemessen
Konsistent mit vµ v t
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
30
Zukünftige Experimente
Anhand von LongBaseLine-Experimenten will man
kleinere dm² eingrenzen
dm² = E/GeV * km/L eV²
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
31
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.
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
32
„Lageplan“ MINOS
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
33
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
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
34
Anhang - Zusatzbilder
Atmosphärische Kaskade
12.01.2004
Zerstörte Photomultiplier im Superkamiokande
Atmosphärische Neutrinos
35
Superkamiokande
12.01.2004
Atmosphärische Neutrinos
36