Solare Neutrinos
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Standard Sonnenmodell & Solare Neutrinos Max Camenzind Akademie für Ältere April 2014 Die Sonne mit SDO im Januar 2014 Die Photosphäre der Sonne: T = 5770 K Unsere Themen • Neutrinos sind stabile Elementarteilchen • Wie konstruiere ich ein StandardSonnenmodell? • Welche Solaren Neutrinoexperimente gibt es? • Was sind Neutrino-Oszillationen? • Was bedeutet SNO? … SNU? • Was und wo misst Borexino? Elementarteilchen Kernreaktoren Natürliche Neutrino-Quellen Erdkruste (Natürliche Radioaktivität) Kernreaktoren Teilchenbeschleuniger Erd-Atmosphäre (Cosmic Rays) Sonne Supernovae (Stellar Collapse) SN 1987A Cosmic Big Bang (Heute 330 n/cm3) Indirect Evidence Kosmische Beschleuniger Bald ? Solare Neutrinos p + p d + e+ + ne 8B 8Be + e+ + n e Uranium und Thorium in der Erdkruste etwa 15 TW an Energie. Neutrinofluss an Erdoberfläche (aus dem Inneren) ~ 5×1010 s-1 m-2 Sonne emittiert ne 2×1038 s-1 Neutrino Quellen Ein 5-10 GW ReaktorKomplex erzeugt NeutrinoFluss von ~1020 s-1 Neutrinos aus Cosmic Rays ~100 m-2 s-1 Neutrinos from the Sun Sonnen-Modelle Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China Bildung des Sonnensystems Es begann vor 4,57 Mrd. Jahren Molekülwolke Nach 10 Mio. Jahren: Planeten 100.000 Jahre Nach 1 Mio. Jahren Nach 50 Mio. Jahren: pp-Ketten Der Solare Nebel Asteroiden & Planeten Stern-Struktur Gleichungen Annahme: sphärische Symmetrie und statische Struktur (keine Expansion) Vergesse: Rotation, Magnetfelder, … Hydrostatisches Glgew. G M dP N r dr r2 Energieerhaltung dLr 4 r 2 dr Strahlungstransport 4 r 2 d(aT 4 ) Lr 3 dr Konvektion meist adiabatisch Literatur • Kippenhahn & Weigert: Stellar structure and evolution (Springer 1990) r P GN Mr Lr Radius der Kugelschale Gas-Druck Newton’s Konstante Massendichte Integrierte Masse bis r Leuchtkraft einer Schale Lokale EnergieProduktionsrate [W/kg] nuc grav n Opazität 1 1 c1 Radiative Opazität 1 Rosseland c Wärmeleitung Elektronen Input Standard-Sonnenmodell Löse die Sternstrukturgleichungen mit bekannter Mikrophysik, starte von Alter-Null-Modell ZAMS (chemisch homogener Stern) und integriere bis heute Input Größen Sonnenmasse Alter der Sonne M⊙ = 1,989 1030 kg 0,1% t⊙ = 4,57 109 yrs 0,5% Kepler’s 3. Gesetz Meteoriten Nebenbedingungen Sonnenleuchtkraft Sonnenradius Metallhäufigkeit L⊙ = 3,842 1026 Watt 0,4% R⊙ = 6,9598 108 m 0,1% (Z/X)⊙ = 0,0229 Solarkonstante Winkeldurchmesser Photosphäre und Meteoriten Adapted from A. Serenelli’s lectures at Scottish Universities Summer School in Physics 2006 Sonnen-Modell: Freie Parameter 3 freie Parameter: • Konvektionstheorie hat 1 freien Parameter: Mischungsweg-Parameter aMLT bestimmt die Temperatur-Schichtung, wo Konvektion nicht adiabatisch ist (oberste Schichten in der solaren Hülle). • 2 der 3 von den Anfangszusammensetzung: Xini, Yini, Zini (es gilt: Xini + Yini + Zini = 1). Individuelle Elemente in Zini haben relative Häufigkeiten, die in Häufigkeitsmessungen bestimmt werden • Konstruiere ein 1 M⊙ Anfangsmodell mit Xini, Zini, Yini = 1 Xini Zini und aMLT • entwickle dieses Modell bis t⊙ • iteriere bis (Z/X)⊙, L⊙ und R⊙ besser als 1 in 105 passen. Adapted from A. Serenelli’s lectures at Scottish Universities Summer School in Physics 2006 Output Standard-Sonnenmodell 8 Neutrinoflüsse: Produktionsprofile und integrierte Werte. Nur 8B Fluss bisher direkt gemessen (SNO) Chemische Profile X(r), Y(r), Zi(r) Elektron und Neutronen Dichteprofile ( für Materie-Effekte bei Neutrino Propagation) Thermodynamische Var. als Funktion des Radius: T, P, Dichte , Schallgeschwindigkeit cS Helium Häufigkeit Ysurf auf Oberfläche (Z/X and 1 = X + Y + Z 1 Freiheitsgrad) Tiefe der Konvektionszone, RCZ Adapted from A. Serenelli’s lectures at Scottish Universities Summer School in Physics 2006 Main Regions of Sonnen-Modell: the Sun Standard Struktur Standard Sonnen-Modell Standard Sonnen-Modell: Profile Temperatur Dichte Energieproduktion Standard-Sonnenmodell Dichte Standard-Sonnenmodell Strahlung Fusion Konvektion Temperatur Standard-Sonnenmodell Spektrum Standard-Sonnenmodell Erdoberfläche Neutrinos from the Sun Solare Neutrinos Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China Bethe’s Paper “Kernreaktionen in Sternen” Noch keine Neutrinos von Kernreaktionen 1938 … Sonne produziert e-Neutrinos Zwei Protonen fusionieren zu Deuterium, ein Positron und ein Elektron-Neutrino p p n p e+ ne 100 Milliarden Neutrinos von der Sonne strömen jede Sekunde durch Ihre Fingerspitzen ! Der größte nukleare Reaktor ... Neutrino Produktion in der Sonne pp chain: pp, pep, 7Be, hep ,and 8B n CNO cycle: 13N, 15O, and 17F n Davide Franco – APC CNRS – GdR Neutrino 2012 Proton-Proton Ketten mit ne Energien p p 2H e ne < 0,420 MeV p e p 2H ne 1,442 MeV 100% 2 pp-I 85% 3 3 He 3 He 4 He 2p 0.24% H p 3 He Be e 7 Li n e 0,862 MeV pp-II 7 7 hep He 4 He 7 Be 90% 7 15% 10% He p 4 He e n e < 18,8 MeV 0.02% Be e 7 Li* n e 0,384 MeV Li p 4 He 4 He 3 pp-III 7 Be p 8 B 8 B 8 Be* e n e < 15 MeV 8 Be* 4 He 4 He Sonnen-Neutrino Spektrum @ 1 AE Homestake Gallex GNO Sage Borexino (real time) Davide Franco – APC CNRS – GdR Neutrino 2012 SNO SuperKamioka (real time) Pioniere der Sonnen-Neutrino Forschung Homestake Chlor-Experim 8B Pionier in der Berechnung von Ereignisraten für verschiedene experimentelle Setups John Bahcall 1934 2005 CNO 7Be 1. Messungen (1970 – 1995) Raymond Davis Jr. 1914 2006 1. Messungen von Sonnen-Neutrinos Inverser beta-Zerfall von Chlor 600 t Perchlorethylen Homestake solar neutrino observatory (19672002) 600 Tonnen “Reinigungsmittel” Neutrinos verändern ChlorAtoms zu Argon-Atomen via Inverser Beta-Zerfall Cl + ne Ar + e- n + ne p + eMesse die Argon-Atome, die in einem Monat erzeugt werden ... undfinde 10 Atome in einer Flüssigkeit von 1030 Atomen 21st/22nd March 2002 Resultate des Chlor-Experimentes Average Rate Average (19701994) 2,56 0,16stat 0,16sys SNU (SNU = Solar Neutrino Unit = 1 Absorption / sec / 1036 Atoms) Theoretische Vorhersage 69 SNU “Solar Neutrino Problem” seit 1970 GALLEX / GNO / SAGE 1991-2003 radiochemische Detektion von solaren n Solare Modelle : 121-128 SNU 30,3 Tonnen Gallium in wässeriger Lösung (GaCl3 + HCl) ne + 71Ga 71Ge + e- Schwelle = 233 keV detektiert alle n GALLEX : 77,5 ± 7,8 SNU (73,4 ± 7,2 SNU) GNO : 62.9 ± 6,0 SNU GALLEX/GNO : 69,3 ± 5,5 SNU (67,6 ± 5,1 SNU) ~ 60% des solaren Modells W.Hampel et al., Phys. Lett. B447 (1999) 127 M.Altmann et al., Phys. Lett. B616 (2005) 174 F.Kaether et al., Phys. Lett. B685 (2010) 47 Sonnen-Neutrino Summary ~ 2000 Verschiedene Experimente sind sensitiv auf verschiedene solare Prozesse. Jedoch zeigen alle Experimente ein signifikantes Defizit an Neutrinos. Könnte das Sonnenmodell falsch sein? Lösung liegt in der Quantenmechanik! 2 Neutrino Quantenmechanik nm n2 n2 nm ne ne q n1 nm n1 n2 ne n e cos q n 1 sin q n 2 n m sin q n 1 cos q n 2 n1 Neutrino Mischung n e cos q n sin q m sin q n 1 cos q n 2 Weak Flavour Basis Massen Basis Wichtig! m1 m2 Neutrino Wahrscheinlichkeit Falls n e ( x , t ) 1 und n m ( x, t ) 0 t=0 P(n e n m ) n m ( x, t ) 2 ( E2 E1 )t sin (2q ) sin [ ] 2 2 2 m L P(n e n m ) sin ( 2q ) sin [ ] 4 E 2 2 2 Neutrino Überleben 2 m L 2 2 P(n e n m ) sin (2q ) sin [ ] 4 E m1 m2 Super-Kamiokande 11 Stockwerke hoch 1.000 Meter Untergrund 50.000 Tonnen Wasser 22.500 Tonnen Volumen 11.200 Photomultiplier 0,5 Meter O Photomultiplier Verlassene Zink-Mine Cerenkow-Strahlung im Reaktor SuperKamiokande Entdeckung Bekanntmachung am 5. Juni 1998: Gist: “There are fewer upcoming muon neutrinos than expected from downgoing neutrino flux. Data consistent with neutrino oscillations.” Super-Kamiokande: Sonne im Licht der Neutrinos Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China 2002 Physik Nobelpreis Neutrino Astronomie Ray Davis Jr. (1914 2006) Masatoshi Koshiba (*1926) “for pioneering contributions to astrophysics, in particular for the detection of cosmic neutrinos” Reaktor Anti-Neutrino Experimente KamLAND = Kamioka Liquid Scintillator Antineutrino Detektor 53 Reaktor Anti-Neutrinos KamLAND Oszillation auf km P(νe→νe) = 1 - sin2 2θ sin2(1,27 [Δm2(eV2) L(km)] / Eν(MeV)), Distanz zum Reaktor [m] KamLAND Resultate 2002-2004 KamLAND 2008 Double Chooz 3 Flavour Zustände Q13 Double Chooz – 3 Oszillationen KamLAND Reaktor Anti-Neutrino Spektrum Anti-Neutrino Oszillation SNO löst das Sonnen-Neutrino P 2039 m Tiefe 1000 Tonnen schweres Wasser (D20) 10.000 PM Detektoren SNO Sudbury Neutrino Observatory In Sudbury, Ontario • Cerenkov Detektoren • Schweres Wasser • 2039 m Untergrund • 9600 PMTs Sudbury Neutrino Observatory Sudbury Neutrino Observatory SNO 1000 tonnes D2O Support Structure for 9500 PMTs, 60% coverage 12 m Diameter Acrylic Vessel 1700 tons Inner Shielding H2O 5300 tons Outer Shield H2O Urylon Liner and Radon Seal SNO misst alle Neutrinos • Im beta-Zerfall werden die Elektron-Neutrinos erfasst ne + d p + p + e •Alle Neutrinos brechen Deuterium auf (Elektron, Muon oder Tau) nalle + d p + nalle+ n • Messe e oder n über Lichtblitze • Mit Oszillationen Anzahl ne Anzahl nalle <1 SNO Reaktionen Geladene Ströme: Beta Zerfall Neutrale Ströme Elektron Streuung Charged interactions convert neutron to proton. Sensitive only to ne. 30 events/day Neutral interactions disassociate deuteron into neutron and proton. Sensitive to ne, nm, nt. 30 events/day Electron scattering mostly sensitive to ne, with small contribution from nm , nt . 3 events/day SNO Physics and Results Announcement: June 18, 2001 Comparison of SNO results with Super K indicates that the neutrino flux from the sun contains muon neutrinos, supporting neutrino oscillations. Sonnen-Neutrino Problem gelöst Solare Neutrino-Spektroskopie BOREXINO 7-Be line measured by Borexino (since 2007) Borexino Gran Sasso Stainless Steel Sphere: 2212 PMTs 1350 m3 Scintillator: 270 t PC+PPO in a 150 mm thick nylon vessel Water Tank: and n shield m water Č detector 208 PMTs in water 2100 m3 Nylon vessels: Inner: 4.25 m Outer: 5.50 m Carbon steel plates Davide Franco – APC CNRS – GdR Neutrino 2012 Solare Neutrino Spektroskopie mit BOREXINO • Neutrino electron scattering • Liquid scintillator technology (~ 300 tons) • Low energy threshold (~ 60 keV) • Online since 16 May 2007 • Expected without flavor oscillations 75 ± 4 counts/100t/d • Expected with oscillations 49 ± 4 counts/100t/d • BOREXINO result (May 2008) 49 ± 3stat ± 4sys cnts/100t/d arXiv:0805.3843 (25 May 2008) Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München, Germany Neutrino Physics & Astrophysics, 17-21 Sept 2008, Beijing, China Elektron Rückstoss Spektrum Borexino The Borexino Solar neutrino spectroscopy Davide Franco – APC CNRS – GdR Neutrino 2012 Zukunft LENA Zusammenfassung • Theoretische Sonnenmodelle sind recht gut verstanden. Damit können auch die theoretischen Hauptreihen-Modelle ad acta gelegt werden. • Sonnen-Modelle werden durch NeutrinoMessungen gestützt. • Dies führte zur Entdeckung der NeutrinoOszillationen, die ein völlig neuer Aspekt der Physik sind – nicht Teil des Standard-Modells. • Mit Reaktor-Experimenten wird heute der Parameterbereich untersucht.
