Nachweis der Neutrinooszillationen mit SNO

Nachweis der
Neutrinooszillationen mit
SNO
Nachweis der Neutrinooszillationen mit SNO
Geschichte des Neutrinos
Neutrinos im Standardmodell
Neutrinos von der Sonne
Homestake-Experiment
Solares Neutrinoproblem
Neutrinooszillationen
SNO-Experiment
Datennahme und Auswertung
Ergebnisse
2
Nina Hernitschek 18.06.10
Geschichte des Neutrinos
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
1930: Pauli postuliert neues leichtes Spin-1/2-Teilchen
damit die Energieerhaltung beim β -Zerfall gegeben ist
1933: Fermi formuliert erste Theorie des nuklearen β -Zerfalls
und nennt das Teilchen „Neutrino“
7. SNO-Experiment
8. Datennahme und Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
1956: Cowan und Reines detektieren von einem Reaktor emittierte
Elektron-Antineutrinos
1957: Pontecorvo sagt Neutrino-Oszillationen theoretisch voraus
1957: Goldhaber-Experiment: Neutrinos linkshändig und masselos
1962: zweite Neutrinosorte (Myon-Neutrino) wird entdeckt
1968: Homestake-Experiment „solares Neutrino-Defizit“
1978: Entdeckung des τ Leptons Tauon-Neutrino
1998: Super-Kamiokande entdeckt Evidenz für Neutrino-Massen
2001: erstmals Neutrino-Oszillationen aus SNO-Daten
nachgewiesen
Nina Hernitschek 18.06.10
3
Neutrinos im Standardmodell
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme und Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Eigenzustände der schwachen Wechselwirkung, die sie
erzeugt und vernichtet
keine Ladung, keine Masse nur schwachen Wechselwirkung
Leptonenzahlerhaltung im Standardmodell: Übergänge nur
innerhalb der Leptonenfamilien
Nina Hernitschek 18.06.10
4
Warum Interesse an Neutrinos?
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
„Only neutrinos, with their extremely small interaction cross sections,
can enable us to see into the interior of a star,
and thus verify directly the hypothesis of nuclear energy generation
in stars.“
8. Datennahme u. Auswertung
John N. Bahcall (1964)
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Fusion von Wasserstoff zu Helium
CNO-Zyklus
pp-Zyklus
98.4 % der Sonnenenergie
98.6 % der solaren Neutrinos
1.6 % der Sonnenenergie
1.4 % der solaren Neutrinos
5
Nina Hernitschek 18.06.10
pp-Zyklus
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
hohe Temperatur
Kerne vollständig
ionisiert
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
nur Elektron-Neutrinos
7. SNO-Experiment
sehr energiereiche
8B-Neutrinos
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
hauptsächlich produzierte
pp-Neutrinos tragen zu
den meisten
Experimenten nicht bei
8B-Neutrino
Netto-Reaktion: 4p 4He +2e+ +2 ν e
Nina Hernitschek 18.06.10
6
CNO-Zyklus
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
CNO-Zyklus ist theoretisch
noch nicht sehr gut verstanden
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
spielt in unserer Sonne für
Temperatur und Neutrinoerzeugung nur untergeordnete
Rolle
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
wäre die Sonne etwas heißer,
würde Anteil des CNO-Zyklus
stark zunehmen
10. Ausblick
Netto-Reaktion: 4p He4 +2e+ +2 ν e
Nina Hernitschek 18.06.10
7
Das Standard-Sonnenmodell
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
wurde von John N. Bahcall (1934 – 2005) entwickelt
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
beschreibt die Sonne als Plasmaball im hydrodynamischen
Gleichgewicht
8. Datennahme und Auswertung
9. Ergebnisse
Grundlage für die Berechnung fast aller stellaren Entwicklungen
10. Ausblick
beschreibt quantitativ die solaren Kernreaktionen
beschreibt detailliert die Neutrinoerzeugung
war zur Zeit der ersten Neutrinoversuche noch nicht gesichert
8
Nina Hernitschek 18.06.10
Solares Neutrinospektrum
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Notation:
pp: p + p e+ +ν e + d
7Be: e- + 7Be ν + 7Li
e
pep: p + e- + p ν e+ d
8Be: 8B 8Be + e+ + ν
e
hep: 3He + p 4He + e+ +ν e
Nina Hernitschek 18.06.10
9
Erwarteter Neutrinofluss
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
Luminosität der Sonne:
L∗ = 3.846 × 10 26 W = 2.401 × 10 39 MeV / s
Neutrinoemissionsrate:
dN (ν e ) / dt = 2 L∗ / Q ≈ 1.84 × 10 38 s −1
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
10
−2 −1
Neutrinofluss auf der Erde: Φ (ν e ) ≈ 6.4 × 10 cm s
9. Ergebnisse
10. Ausblick
10
Nina Hernitschek 18.06.10
Homestake-Experiment
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
seit 1970 in der Homestake
Goldmine in South Dakota
in einer Tiefe von 1480 m
zur Abschirmung der kosmischen
und atmosphärischen Strahlung
615 t Perchlorethylen (C2Cl4)
2002: Nobelpreis an Davis, Koshiba und Giacconi
11
Nina Hernitschek 18.06.10
Nachweismethode Homestake-Experiment
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5.
Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
Nachweis über radiochemische Messung von 37Ar:
ν e + 37Cl e- +37Ar, ES=0.814 MeV
da ES=0.814 MeV: sensitiv ab 7Be-Neutrinos
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
aus 615 t Perchlorethylen (C2Cl4) werden nach 60 – 70 Tagen
Messzeit (Sättigung erreicht) alle Argonatome mit Hilfe von
Helium ausgespült
in Proportionalzählern wird 37Ar-Zerfall gemessen (t1/2 = 37 Tage)
37Ar
+ e- Cl + ν e + γ
12
Nina Hernitschek 18.06.10
Ergebnisse Homestake-Experiment
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5.
Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
nach Messzeit von 108 Zyklen (1970 – 1994):
Resultat: 0.482 ± 0.042 Neutrinoereignisse pro Tag
Rexp = 2.56 ± 0.22 SNU
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Anm.: 1 SNU (Solar Neutrino Unit)
= 1 Neutrino-Einfang pro sec und 1036 Targetkernen
aus Sonnenmodell erwartet: RSSM = 8.0 ± 3.0 SNU
Rexp
RSSM
≈
1
3
solares Neutrinodefizit
13
Nina Hernitschek 18.06.10
Solares Neutrinoproblem
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
gemessener Neutrinofluss deutlich zu gering gegenüber solarem
Standardmodell
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
Zwei Hauptmöglichkeiten:
8. Datennahme und Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Solares Standardmodell ist falsch oder zumindest
teilweise fehlerhaft
Neutrinooszillationen, d.h. Umwandlungen von einem
Neutrinoflavour in das andere
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Nina Hernitschek 18.06.10
Lösungsansätze für das Solare Neutrinoproblem
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5.
Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
fehlerhaft angenommene Neutrinoeigenschaften
Neutrinozerfall
Umwandlung in Antineutrinos
Umwandlung in rechtshändige Neutrinos
Neutrinooszillationen im Vakuum
Neutrinooszillationen in Materie
15
Nina Hernitschek 18.06.10
Neutrinooszillationen
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
Neutrinooszillation als Erklärung für solares
und atmosphärisches Neutrinoproblem:
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
Defizit im Neutrino-Fluss der Sonne (Homestake-Experiment):
ν e ν µ Umwandlung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Defizit in den durch kosmische Strahlung erzeugten Neutrinos
In der Atmosphäre (Kamiokande-Experiment):
ν µ ν e Umwandlung
16
Nina Hernitschek 18.06.10
Annahmen
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
stabile, ultrarelativistische Neutrinos im Vakuum
reiner Dirac- oder Majorana-Charakter
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
CP-Erhaltung
mindestens ein Neutrino besitzt eine von Null verschiedene
Ruhemasse
Mischung der Flavourzustände möglich
Leptonenzahlerhaltung verletzt!
Allgemein:
n Flavour-Eigenzustände (Leptonenzahl-Eigenzustände)
n Masse-Eigenzustände
νa
νi
Flavour- und Masse-Eigenzustände sind über eine unitäre
3x3 Mischungsmatrix U miteinander verbunden: ν = U ν
a
Nina Hernitschek 18.06.10
i
17
Zustandsmischungen
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
für kleines
θ ist
cos θ ≈ 1 →
mit m1 und ν µ ≈
ν 2 mit m2
für θ = π / 4 (maximaler Mischungswinkel) bestehen die
Zustände gleichermaßen aus den Masseneigenzuständen
ν2
9. Ergebnisse
10. Ausblick
ν e ≈ ν1
νµ
sin θ
cos θ
cos θ
θ
νe
sin θ
θ
ν1
18
Nina Hernitschek 18.06.10
Zustandsmischungen
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
bei zwei Flavour-Eigenzuständen:
ν e   cos Θ sin Θ ν 1 
  = 
 
ν 
sin
cos
−
Θ
Θ
ν 2 
 µ 
mit Mischungswinkel Θ
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Übergangswahrscheinlichkeit:
P(ν e → ν µ ) =
 1  cos Θ sin Θ  e

 
0
−
sin
Θ
cos
Θ
 0
 
− iE1t
00  cos Θ − sin Θ  0 

 
− iE2t 
sin
Θ
cos
Θ
e
 1 

2
19
Nina Hernitschek 18.06.10
Oszillationslänge im Vakuum
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
 ∆m 2 L 

Oszillationswahrscheinlichkeit: P(ν e → ν µ ) = sin (2Θ) ⋅ sin 
 4 E
2
2
nur Oszillationen, falls Θ und ∆ m nicht verschwinden
nur Massendifferenz, nicht Masse fließt mit ein
Nina Hernitschek 18.06.10
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Anforderungen für Experiment
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
Homestake-Experiment ergab solares Neutrinodefizit
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
eben Genanntes erklärt Ergebnisse aus Homestake-Experiment
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
aber: Homestake-Experiment konnte Neutrinos nicht unterscheiden
10. Ausblick
Experiment zur Messung der Elektron-Neutrinos und der gesamten
Neutrinos nötig
21
Nina Hernitschek 18.06.10
Sudbury Neutrino Observatory - Messmethode
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
Neutrinos nicht direkt messbar
indirekte Messung über Elektronen
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
Cerenkov-Detektor mit 1000 t reinem schwerem Wasser (D2O)
geladenes Teilchen mit v>cMedium strahlt Lichtkegel
in bestimmtem Öffnungswinkel ab
10. Ausblick
Öffnungswinkel des „Machkegels“:
1
sin α =
nβ
für Lichtkegel: θ = 90° − α
Cerenkov-Licht
θ
θ
α
α
Lichtkegel beleuchtet Detektorwand
ringförmig
Ringintensität lässt Rückschluss auf
Energie zu
Nina Hernitschek 18.06.10
22
Sudbury Neutrino Observatory
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
der Detektor befindet sich ca. 2 km unter der Erdoberfläche
in der Creighton Mine
Schutz gegen kosmische Strahlung
23
Nina Hernitschek 18.06.10
Sudbury Neutrino Observatory
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
Photomultiplier-Tubes
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Acryl-Hohlkugel
12 m Durchmesser
1000 t D2O (kleiner Neutrino-WQ)
umgeben von 1700 t leichtem Wasser
Support Sphere
9456 20-cm-Photomultiplier-Tubes
54 % von 4 π
umgeben von 5700 t leichtem Wasser
91 nach außen gerichtete Photomultiplier
23 nach innen gerichtete Photomultiplier
24
Nina Hernitschek 18.06.10
Reaktionen im SNO Detektor
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
Verwendung von D2O hat einen entscheidenden Vorteil gegenüber
anderen Experimenten: SNO ist für alle Neutrino-Flavours sensitiv
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
direkter Vergleich zwischen den einzelnen Neutrino-Flüssen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
Cerenkov-Licht
v
n
9. Ergebnisse
10. Ausblick
v
v
p
Deuteron
e-
v
ES-Reaktion (Streuung)
fast nur Elektron-Neutrinos
ve
p
e-
n
35Cl
γ
e-
Cerenkov-Licht
γ
n
36Cl
γ
γ
NC-Reaktion
(mit Z-Bosonen)
alle Neutrinos
p
Deuteron
p
p
CC-Reaktion
(mit W-Bosonen)
nur Elektron-Neutrinos
ES: Kinematisch klar korreliert
NC: nicht korreliert (viele Zwischenschritte)
CC: etwas korreliert
25
Nina Hernitschek 18.06.10
Reaktionen im SNO Detektor
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
Elastic-Scattering-Reaktion
4. Homestake-Experiment
Cerenkov-Licht
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
v
e-
9. Ergebnisse
10. Ausblick
e-
v
ν x + e- ν x + e genügend Intensität: Ee > 5 MeV
Wirkungsquerschnitt für ν µ und ν τ um Faktor 7 kleiner als für ν e
3 Events/Tag erwartet
entgegen der Sonne gerichtet
Nina Hernitschek 18.06.10
26
Reaktionen im SNO Detektor
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
Neutral-Current-Reaktion
4. Homestake-Experiment
ν x + d ν x+ p + n
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
v
v
sensitiv für alle drei Flavours
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
n
p
Neutron-Einfang: γ -Strahlung
p
n
Deuteron
35Cl
γ
γ
e- beschleunigt
36Cl
γ
Streuung an Elektronen
(Compton-Effekt)
γ
Cerenkov-Licht
30 Events / Tag erwartet
isotrop
27
Nina Hernitschek 18.06.10
Reaktionen im SNO Detektor
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
Charged-Current-Reaktion
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
Cerenkov-Licht
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
ve
e-
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
n
p
p
Deuteron
p
ν e + d p + p + e Nachweis: nur für ν e
30 Events/Tag erwartet
ca. 30 % anti-gepeakt
28
Nina Hernitschek 18.06.10
SNO Phase I und Phase II
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
SNO Phase I
Verwendung von 1000 Tonnen D2O wie beschrieben
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
SNO Phase II
Zusatz von 2 Tonnen NaCl
Erhöhung der Neutrinoeinfang-Kapazität
und des Cherenkov-Lichts
Neutroneneinfang von 35Cl produziert mehrere γ -Strahlen
während CC- und ES-Reaktionen nur einen Strahl erzeugen
gute statistische Trennung der Event-Arten
29
Nina Hernitschek 18.06.10
Berücksichtigung von Untergrundeffekten
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
viele verschiedene Quellen für Untergrund
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
214Bi u. 208Tl aus Zerfallsketten von U u. Th
γ erzeugen freie Neutronen durch
Spaltung des Deuteron
Cerenkov-Licht wie bei NC-Reaktion
atmosphärische Neutrinos
Neutrinos aus kosmischer Strahlung
Neutrinos aus Kernreaktoren
30
Nina Hernitschek 18.06.10
SNO Phase I
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
2. November 1999 – 28. Mai 2001
306.4 Tage Messzeit
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
Rohwerte reduziert auf 2929 Events im Bereich von 5 – 20 MeV
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
Neutronendetektion mit 252Cf-Neutronenquelle kalibriert
10. Ausblick
31
Nina Hernitschek 18.06.10
SNO Phase I
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
Trennung der drei Reaktionen durch drei Verteilungen
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Volumen R < 550 cm, Teff > 5MeV
cos θ : Cosinus des Winkels zwischen Richtung des
Cherenkov-Events und der Sonnenrichtung
Nina Hernitschek 18.06.10
32
SNO Phase I
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
Vorhersagen für CC, NC, ES
gemessene Daten mit Maximum-Likelihood-Methode (Statistik)
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
jeweils in Einheiten
von 106 cm−2s−1
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
(Ergebnisse aus Paper von Mai 2002)
33
Nina Hernitschek 18.06.10
SNO Phase I
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
Ausklammern des Standard-Neutrino-Spektrums
unabhängig von Standard-Sonnen-Modell
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
Vorhersage des Standard-Sonnen-Modells für 8B-Neutrinos: 5.05
10. Ausblick
Ergebnis von SNO Phase I
8B-Neutrinos unterliegen Flavour-Oszillationen
Gesamtneutrinofluss aus NC-Reaktion stimmt im Rahmen
der Fehlergrenzen mit dem SSM-Modell für 8B überein
34
Nina Hernitschek 18.06.10
SNO Phase II
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
26. Juli 2001 – 10. Oktober 2002 254.2 Tage Messzeit
435,721,068 Rohwerte
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
reduziert auf 3055 Events
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
Neutronendetektion mit 252Cf-Neutronenquelle kalibriert
Effizienz gegenüber Phase I um etwa den Faktor 3 gesteigert
10. Ausblick
Vorhersagen für CC, NC, ES
gemessene Daten mit Maximum-Likelihood-Methode (Statistik)
jeweils in Einheiten
von 106 cm−2s−1
35
Nina Hernitschek 18.06.10
Zusammenfassung der Ergebnisse
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
SNO: Gesamtfluss der solaren Neutrinos entspricht sehr genau dem
berechneten Fluss an
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
ein Drittel ν e : 1,76 Mio (cm s)-1
zwei Drittel ν µund ν τ : 3,41 Mio (cm s)-1 für Ev ≥ 5 MeV
9. Ergebnisse
10. Ausblick
Nachweis von Tag-Nacht-Schwankungen bzw. jahreszeitlichen
Schwankungen der gemessenen Neutrinoverteilungen
Asymmetrien zwischen Tag und Nacht lassen auf eine veränderte
Neutrinooszillation in Materie schließen: gewisser Anteil der
Neutrinos wird bei Durchgang durch die Erde (also nachts) wieder
zu Elektron-Neutrinos
Neutrinos haben Masse (sonst keine Oszillationen)
Durchgang durch Materie beeinflusst Neutrino-Oszillationen
36
Nina Hernitschek 18.06.10
Oszillation in Materie: MSW-Effekt
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
MSW-Effekt geht zurück auf Mikheyev und Smirnow
auf Grundlage theoretischer Vorarbeit von Wolfenstein:
Anwesenheit von Materie beeinflusst entscheidend
Neutrino-Oszillation
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
10. Ausblick
kohärente, elastische Vorwärtsstreuung von Neutrinos in
Materie führt zu Abhängigkeit des Mischungswinkels und der
Oszillationslänge von der Elektronendichte
alle Neutrinos streuen über Z0-Austauschteilchen der
schwachen WW
Elektron-Neutrinos streuen zusätzlich über W+/--Austausch
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Nina Hernitschek 18.06.10
Ausblick: Massenhierarchie der Neutrinos
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
Neutrinooszillations-Experimente messen nur Massendifferenzen
5. Solares Neutrinoproblem
mögliches Neutrino-Massenspektrum
Die drei Masseneigenzustände sind
jeweils Mischungen aus den FlavorEigenzuständen ν e, ν µ und ν τ
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme u. Auswertung
9. Ergebnisse
so oder entgegengesetzt?
10. Ausblick
Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment (KATRIN) hat die
direkte Bestimmung der Elektron-Neutrinomasse zum Ziel
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Nina Hernitschek 18.06.10
Quellen
1. Geschichte des Neutrinos
2. Neutrinos im Standardmodell
3. Neutrinos von der Sonne
4. Homestake-Experiment
5. Solares Neutrinoproblem
6. Neutrinooszillationen
7. SNO-Experiment
8. Datennahme und Auswertung
9. Ergebnisse
Brookhaven National Laboratory
www.bnl.gov
The Neutron Oscillation Industry
http://www.neutrinooscillation.org/
Direct evidence for neutrino flavor transformation from neutral current
interactions in the Sudbury Neutrino Observatory.*
By SNO Collaboration (Q.R. Ahmad/ et al.)
e-Print: *nucl-ex/0204008*
Measurement of day and night neutrino energy spectra at SNO and
constraints on neutrino mixing parameters.*
By SNO Collaboration (Q.R. Ahmad/ et al.)
e-Print: *nucl-ex/0204009*
Measurement of the total active B-8 solar neutrino flux at the Sudbury
Neutrino Observatory with enhanced neutral current sensitivity.*
By SNO Collaboration (S.N. Ahmed/ et al.)
e-Print: *nucl-ex/0309004*
C. Amsler et al. (Particle Data Group-Kollaboration), Review of Particle Physics,
Phys. Lett. B667 (2008), 1.
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Nina Hernitschek 18.06.10