Atmosphrische Neutrinos Vortragender C Oracz Betreuer O Pooth
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 (Super. Kamiokande) 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 ≤ Matom 1 c² - Matom 2 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 Ge. V 12. 01. 2004 Atmosphärische Neutrinos 4
Man misst: µ e = (Vµ + Vµ ) (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 Ge. V 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/ vertikalen. Einfall. 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 (Super. Kamiokande): R = 0, 638 ± 0, 052 Sub-Ge. V Ev < 1, 33 Ge. V R = 0. 658 ± 0, 084 Multi-Ge. V Ev > 1, 33 Ge. V 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 ) (V 1 , V 2 ) mit dm² = m² 1 - m² 2 q Mischungswinkel 12. 01. 2004 Atmosphärische Neutrinos 11
Übergangswahrscheinlichkeit: Flavoränderung Va Vb (appearance of Vb) Überleben von Va (non-disappearance of Va ) L/E-Abhängigkeit von P (Va Va ) und P (Va Vb ) für sin² 2 q = 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 1000 m Tiefe. 40 m x 42 m 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 dank des Cherenkov-Effektes detektiert. Neutrino-Nachweis: _ CC v l + p l + X ES _ _ vl + e 12. 01. 2004 vl + n l+ + X _ _ l=Leptonen(emt) 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 Ge. V Ereignis(µ) von unten, ganz enthalten ~10 Ge. V 12. 01. 2004 Ereignis von oben, teils enthalten ~10 Ge. V Ereignis(µ) von unten, teils enthalten ~100 Ge. V 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-Ge. V 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/Ev Klares, längenabhängiges Defizit von Myonenneutrinos 12. 01. 2004 Atmosphärische Neutrinos 27
Ergebnis der Oszillationsanalyse Für vµ vt in der sin² 2 Q; dm² -Ebene erlaubtes Gebiet (68%, 90%, 99%CL) Bester fit: dm² = 3, 2 * 10 -3 e. V²; sin² 2 Q=1 Losz= 775 km Ev /Ge. V 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 Ge. V Tau-Ereignisse sind sehr schwer zu identifizieren, da Tau „sofort“ zerfällt Tau- Auswahlkriterien: - multi-Ge. V, 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 Long. Base. Line-Experimenten will man kleinere dm² eingrenzen dm² = E/Ge. V * km/L e. V² 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 735 km 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
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