Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
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Neutrinos von der Sonne Sarah Andreas 16.05.2006 RWTH Aachen Übersicht Sonne: Neutrinoproduktion Experimente: Neutrinonachweis Experimente I Neutrinos fehlen... Solares Neutrino Problem (SNP): Erklärungsversuche Experimente II ...gefunden Lösung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung DIE SONNE Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Die Sonne 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 (0 - 19 MeV) nur Elektronneutrinos ne Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Solare Neutrinos Warum solare Neutrinos? 1. „window into the interior of the sun“ kleiner Wirkungsquerschnitt → direkte, ungestörte Auskunft aus Sonneninneres Gegensatz zu Photonen (~ Millionen Jahre) 2. Auskunft über Neutrinos lange Strecke und verschiedene Dichten durchquert → Untersuchung von Oszillationen (Materie und Vakuum) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Sonnen-Neutrino-Produktion im Sonneninneren bei TC= 15.6 Millionen Kelvin (nur inneren 20% des Sonnenradius) exotherme Fusion von Wasserstoff zu Helium Gesamtreaktion: 4 p + 2 e- → 4 He + 2 ne + 26.73 MeV zwei mögliche Abläufe: pp - Kette und CNO - Zyklus Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Abschätzung pro Zyklus 26.73 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 Sonne S = 13MeV Experimente I = SNP 6.5 * 1010 cm-2 sec-1 Experimente II Lösung pp-Kette p+p D+ e+ 0 0.43 MeV + ne pp: 99.75 % + 3 He 3 D+p PP I 3 He p + e- + p 85 % a 7 Be + 2p 3 He + e- 14 % 7 Li 7 Li PP II +p + 4 He 8 0.86 ; 0.38 MeV Experimente I +g 8 B 8 PP III Sonne 1.45 MeV 3 He 0.0 15 7 Be + p% + ne 2a pep: 0.25 % He + g 14 % 7 Be SNP D + ne Be* + 8B <1 p% +g a + e+ + ne 0 18.78 MeV Be* + e+ + ne 2a 0 - 15 MeV Experimente II Lösung CNO - Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) 4 Protoneinfänge 2 b+ - Zerfälle 1 a - Zerfall 12C e+ e+ nur Katalysator 1.6% der Energieerzeugung hohe Temperaturen → weit im Sonneninnern Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung CNO - Zyklus ne 3 ineinandergreifende Zyklen ne Nebenzweige nur 1% bevölkert ne → unbedeutend für Energieerzeugung ne → Elementgenese 4 neutrinoliefernde b+ - Zerfälle (Anteile von 17F-n und 18F-n sehr klein) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Temperaturabhängigkeit CNO: ab T > 13 Mio. Kelvin möglich ab T > 18 Mio. Kelvin dominant Sonne Experimente I SNP vorherrschende Energiequelle schwerer Sterne (älterer Generation, da 12C benötigt) Experimente II Lösung Standard Sonnen Modell (SSM) Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: J. Bahcall Verzweigungsverhältnisse der Kernreaktionen ne – Flüsse und Flussspektren fn (En) auf Erde verschiedene Versionen (seit 1930er) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Solare Neutrinoproduktion Kurznotation Prozess → D e+ n e p e- p → D ne 3He p → 4He e+ pp ne 7Be 8B e- → 7Li ne → 8Be e+ ne pp pep hep P-P 7Be 8B En [MeV] 5.95 0.06 1.445 ( 1.40 0.03 ) 10-2 18.7 78 (90%) 0.386 (10%) Sonne Experimente I [1010 cm-2 sec-1] 0.423 0.863 CNO ne – Fluss nach SSM * ( 9.24 1.48 ) * 10-7 0.477 0.057 ( 5.05 15 1.16 ) * 10-4II SNP Experimente Lösung Neutrino - Energiespektrum Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung EXPERIMENTE I Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Detektoren Masse: 1 Solar Neutrino Unit [SNU] = 10-36 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 1000 m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 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 Radiochemische Experimente (A) Inverser b – Zerfall: ne + B (Z) → e ne C (Z+1) + e – W+ p n 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 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 (NC) nx + D Sonne Experimente I → → e– + 2p SNP Experimente II nx + p + n Lösung Energiebereiche Wasser (A) (B) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Vergleich Radiochemisch (A) Realzeit (B) Vorteile geringe Energieschwelle Echtzeit evtl n-Energie ungefähre n-Richtung verschiedene Flavour Nachteile lange Expositionszeiten Informationsdefizite (n-Energie und -Richtung) Experimente I (5 MeV) Neutrinoart schwer bestimmbar Nur Elektronneutrinos Sonne hohe Energieschwelle SNP Experimente II Lösung Erste Anläufe 1946: Pontecorvo‘s Vorschlag zur Cl-Ar-Methode ne - Einfang : ne + 37 Cl → 37 Ar + 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 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Homestake (A) Davis: „...neutrinos captured me early in my career.“ 1963: neue Berechnungen von J. Bahcall 8 B-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 + 37 Cl → 37 Ar + e – Es = 814 keV → keine pp-n Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 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 Argon-Extraktion Zirkulation durch Kontrollraum Abkühlen in Holzkohlefallen mit flüssigem Stickstoff (-196 °C) Argon Gefrierpunkt -189 °C → Trennung des Argon vom Helium durch vollständige Adsorption an Holzkohle Entfernung von Holzkohle durch Aufwärmen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 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 20 cm 30 mm Ergebnisse 37 Ar - Zerfälle in Proportionalzählrohr zählen → Bestimmung der Anzahl der durch ne - Einfang erzeugten 37Ar-Kerne 1967: erster Durchlauf → Sonne Neutrinofluss kleiner als vorhergesagt (SSM) Experimente I SNP Experimente II Lösung Ergebnisse 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 Ergebnisse 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 Erklärungsversuche für Diskrepanz 1. Experimentelle Seite: Davis: Extraktionseffizienz Wirkungsquerschnitt Detektor 2. Sonnen Modell: Temperatur im Sonneninnern Inputparameter 3. Neue Physik: „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.“ ? Neutrino Eigenschaften weitere Experimente ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung GALLEX & SAGE (A) 1990er ne-Einfang: ne + 71 Ga → 71 Ge + 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 GALLEX & SAGE (A) GALLium European EXperiment (Italien) Soviet-American Gallium Experiment (Russland) 30t Gallium in flüssiger Galliumchlorid (GaCl3)Lösung 50t flüssiges metallisches Gallium 61% des erwarteten Neutrino-Flusses 55% des erwarteten Neutrino-Flusses Defizit bestätigt und scheinbar energieabhängig Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung ! Kamiokande & Super-K (B) nx Wasser-Čerenkov-Detektoren Target: reines Wasser Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: nx + e – (ES) → nx + e – kleiner Wirkungsquerschnitt vorallem ne - Nachweis (Wirkungsquerschnitt 6mal größer) Energieschwelle > → 8B-n 5 MeV und hep-n große Unsicherheit (nuklearer Wirkungsquerschnitt, stark temperaturabhängig) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Prinzip Rückstoß-Elektron schneller als c in Wasser → Čerenkov - Licht (Photomultiplier) Lichtintensität Form des Lichtmusters (e- - Richtung Sonne Experimente I SNP n - Energie n -Richtung n - Richtung) Experimente II Lösung Kamiokande 1987 - 1995 Kamioka Mine, Japan Wasser-Čerenkov-Detektor 3 000 t reines Wasser ~ 1 000 Photomultiplier Höhe 16m, Durchmesser 15.6m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Super-Kamiokande seit 1996 40 m 50 000 t reines Wasser 13 000 PMTs 40 m 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 Ergebnisse n tatsächlich von der Sonne Winkeldifferenz zwischen Sonne und n - Richtung Peak bei cos q =1 q = 0° n - Defizit bestätigt beide nur ca. Hälfte des erwarteten Flusses Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung SOLAR NEUTRINO PROBLEM Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Stand nach Super-K alle messen weniger ne als von SSM erwartet Davis lag doch nicht falsch ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 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 astrophysikalische Effekte Gegenargumente: 1. Konflikt Homestake - Kamiokande Homestake: Kamiokande: 8 B-n (78%) nur 8B-n Temperaturabhängigkeit: und 7Be-n (15%) 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 astrophysikalische Effekte Gegenargumente: 2. Defizit an 7Be-n Übereinstimmung SSM und Kamiokande: nur 50% der 8B - Neutrino - Vorhersage neue Vorhersagen für Homestake und GALLEX: 8 B - Beitrag größer als gemessener Gesamtwert kein Platz mehr für 7Be-n ABER: 8B-n Sonne aus 7Be - Reaktion Experimente I SNP Experimente II Lösung Neutrino-Eigenschaften 1. Neutrinozerfall ausgeschlossen wegen relativistischer Zeitdilatation großer Anteil zerfallender Neutrinos bei kleiner n - Energie → SSM-Abweichung bei GALLEX größer als bei Homestake ABER: Sonne gemessenes Defizit: GALLEX: 60% Homestake: 33% Experimente I SNP Experimente II Lösung Neutrino-Eigenschaften 2. Neutrino-Oszillationen plausibelste Erklärung energieabhängige Oszillationswahrscheinlichkeit zwei Möglichkeiten: Oszillationen im Vakuum Oszillationen in Materie neue Experimente zur genaueren Untersuchung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung EXPERIMENTE II (SNO) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 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 (ES) Reaktionen 3 Nachweisreaktionen NeutrinoElektronReaktionen starke Richtungssensitivität ( > 5 MeV ) ( > 1.442 MeV ) nur Elektronneutrinos NeutrinoDeuteronReaktionen ( > 2.226 MeV ) flavourunabhängiger Wirkungsquerschnitt Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Ergebnisse SNO 2.39 0.26 ES SNO CC 1.76 0.10 SNO ES e , SNO Analyse CC e SNO NC e , tot SNO NC 5.09 0.62 in Einheiten von 106 cm-2 s-1 Falls nur ne , d.h. keine Oszillationen: fCC = fNC = fES Oszillationen SSM tot 5.0510..01 81 SSM Vorhersage korrekt Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung LÖSUNG DES SNP Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 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 Neutrino-Oszillationen Flavoureigenzustände |na , a = e,m,t keine scharfe Masse, → Mischzustände der Masseneigenzustände Masseneigenzustände |ni , i unitäre Transforma tion : U = ,i 1,2,3 i Parameter : 3 Mischungswinkel, 1 CP - verletzende Phase Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Zwei-Flavour-Formalismus e Transforma tion : cos sin sin cos 1 2 Übergangsw ahrscheinl ichkeit : P( ) sin 2 sin 2 2 2 mit 2 L m 2 E Mischungswinkel Amplitude Massendifferenz δm 2 Frequenz Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Oszillationen Vakuum: 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, verschieden nt) → Veränderung der Oszillationswahrscheinlichkeit Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung MSW - Effekt Oszillatio nsamplitud e : sin 2 2 mat sin 2 2 2 A 2 cos 2 sin 2 2 m A ~ E N e 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 Fazit erlaubte Regionen für ne → MSW plausibelste Erklärung für SNP bester Fit (LMA) : nm, n t LMA LMA LOW LOW tan2 q 0.42 Dm2 5.0 * 10-5 eV2 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 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; Davis Bahcall something was wrong with the neutrinos, in the sense that they behave in ways beyond the standard model.“ 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 8 B-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 pp-Kette (Zusammenfassung) 98.4% der Energieerzeugung Neutrinoreaktionen: 3 kontinuierliche Energiespektren pp - Reaktion 8 B - Zerfall hep - Reaktion 3 diskrete Linien pep-Reaktion zwei aus 7Be - Elektroneneinfang Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung 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 Standard Sonnen Modell (SSM) Beschreibung der Vorgänge in der Sonne Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas Vorhersagen: 1 SNU = 10-36 Einfänge pro Targetatom und Sekunde verschiedene Versionen (seit 1930er) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung J. Bahcall Verzweigungsverhältnisse der einzelnen Kernreaktionen ne – Flüsse und Flussspektren fn (En) auf Erde (Flussangaben in SNU) 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 Oszillationen Vorraussetzungen: Mischungswinkel q Massendifferenzen dm2 0 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 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 Detektoren Masse: 1 Solar Neutrino Unit [SNU] 1 n - Wechselwirkung / Tag alle 1030 Targetatome → Ntarget = 1029 - 1030 Kerne d.h. O(10-100)t Target für O(1) n - WW/Tag Untergrund: kosmische Strahlung → tief unter Erde 1000 m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung Standard Sonnen Modell (SSM) vorallem von John Bahcall abhängig von Eingangsparametern Unsicherheiten je nach Temperaturabhängigkeit Vorhersagen des Neutrinoflusses f 1 SNU = 10-36 Einfänge pro Targetatom und Sonne Experimente I SNP Experimente II n 10 [10 c m-2s-1] [108cm2s-1] [103cm2s-1] [109cm2s-1] [106cm2s-1] [108cm2s-1] [108cmSekunde 2s-1] [106cm- Lösung 2 -1
