neutrinos von der sonne
Post on 03-Feb-2016
59 Views
Preview:
DESCRIPTION
TRANSCRIPT
Neutrinos von der Neutrinos von der SonneSonne
Sarah AndreasSarah Andreas16.05.200616.05.2006
RWTH AachenRWTH Aachen
ÜbersichtSonne: 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
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 e
Die Sonne
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
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)
Solare Neutrinos
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
im Sonneninneren bei TC= 15.6 Millionen Kelvin(nur inneren 20% des Sonnenradius)
exotherme Fusion von Wasserstoff zu Helium
Gesamtreaktion:
4 p + 2 e- → 4He + 2 e + 26.73 MeV
zwei mögliche Abläufe:pp - Kette und CNO - Zyklus
Sonnen-Neutrino-Produktion
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
pro Zyklus 26.73 MeV freiwerdende Energie
im Mittel nur ca 2% für beiden e
pro erzeugtes e ca. 13 MeV Photonenenergie
Solarkonstante: S = 8.5 * 1011 MeV cm-2 sec-1
→Abschätzung e - Fluss auf Erde
6.5 * 1010 cm-2 sec-1
Abschätzung
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
MeVS
13
pp-Kette
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
p + p D + e+ + e p + e- + p D + e
D + p 3 He +
3 He + 3 He + 2p 3 He + p + e+ + e
8 B 8 Be* + e+ + e
8 Be* 2
3 He + 4 He 7 Be +
7 Be + e- 7 Li + e 7 Be + p 8 B +
7 Li + p 2
pp: pep:
PP I
PP III
PP II
MeV
MeV
MeV
MeV
MeV
CNO - Zyklus
e+ e+
4 Protoneinfänge2 + - Zerfälle1 - Zerfall
12C nur Katalysator
1.6% der Energieerzeu- gung
hohe Temperaturen → weit im Sonnen-innern
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
(Bethe-Weizsäcker-Zyklus)
CNO - Zyklus
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
3 ineinandergreifende Zyklen
Nebenzweige nur 1% bevölkert
→ unbedeutend für Energie-erzeugung
→ Elementgenese
4 neutrinoliefernde + - Zerfälle(Anteile von 17F-und 18F-
sehr klein)
e
e
ee
Temperaturabhängigkeit
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
CNO:ab T > 13 Mio. Kelvin möglichab T > 18 Mio. Kelvin dominant
vorherrschende Energiequelle schwerer Sterne (älterer Generation, da 12C benötigt)
Beschreibung der Vorgänge in der Sonne
Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion,Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht,Ideales Gas
Vorhersagen:Verzweigungsverhältnisse der Kernreaktionene – Flüsse und Flussspektren (E) auf Erde
verschiedene Versionen (seit 1930er)
Standard Sonnen Modell (SSM)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
J. B
ahca
ll
Prozess Kurz- notation E [MeV] e – Fluss nach SSM
[1010 cm-2 sec-1]p p → D e+ e
p e- p → D e
3He p → 4He e+ e
7Be e- → 7Li e
8B → 8Be e+ e
pp
pep
hep
7Be
8B
13N → 13C e+ e
15O → 15N e+ e
17F → 17O e+ e
13N15O17F
Gesamt:
P-P
CNO
Solare Neutrinoproduktion
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Neutrino - Energiespektrum
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
EXPERIMENTE I
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
DetektorenMasse:1 Solar Neutrino Unit [SNU]= 10-36 Einfänge pro Targetatom und Sekunde
1- Wechselwirkung / Tag alle 1030 Targetatome
→ Ntarget = 1030 Kerned.h. O(10-100)t Target für O(1) - WW/Tag
Untergrund:kosmische Strahlung→ tief unter Erde1000 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 – Zerfall:
e + B (Z) → C (Z+1) + e –
Radioaktiver Zerfall des Tochterisotops C :
C (Z+1) + e – → B (Z) + e
(Elektroneneinfang, meist aus K-Schale)
→ Extraktion und Zerfallsrate von C zählen (z.B. Proporitonalzähler)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
e
nW
p
e
Realzeit – Experimente (B)
Target: reines WasserElastische Neutrino - Elektron - Streuung:
(ES) x + e – → x + e –
→ Čerenkov - Licht des Elektrons
Target: schweres Wasserzusätzlich Neutrino - Deuteron - Reaktionen:
(CC) e + D → e – + 2 p
(NC) x + D → x + p + n
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Energiebereiche Wasser
(A)(B)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Radiochemisch (A)
geringe Energie-schwelle
lange ExpositionszeitenInformationsdefizite
-Energie und -Richtung)
Nur Elektronneutrinos
Realzeit (B)
Echtzeitevtl -Energie ungefähre -Richtungverschiedene Flavour
hohe Energieschwelle(5 MeV)
Neutrinoart schwer bestimmbar
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Vorteile
Nachteile
Vergleich
Erste Anläufe
1946: Pontecorvo‘s Vorschlag zur Cl-Ar-Methodee - Einfang : e + 37Cl → 37Ar + 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
keine Neutrinos nachgewiesen
keine solaren Neutrinos nachgewiesen
Homestake (A)
Davis: „...neutrinos captured me early in my career.“
1963: neue Berechnungen von J. Bahcall 8B-- Rate höher als zuvor erwartet
1965: Homestake Goldmine, South Dakota (USA)
1478 m Untergrund (kosm. Myonen)
615 t Tetrachlorethylen (C2 Cl4 )
e - Einfang : e + 37Cl → 37Ar + e –
Es = 814 keV
→ keine pp-
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Argon-Extraktion
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
alle 2-3 Monate
Tankinhalt durch sog. Eduktoren zirkuliert
Helium durch Targetflüssigkeit gespült
→ Atmosphäre in oberen 5% des Tankes
Argon-Extraktion
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Zirkulation durch Kontrollraum
Abkühlen in Holzkohlefallen mit flüssigem Stickstoff (-196 °C)Argon Gefrierpunkt -189 °C
→ Trennung des Argon vom Helium durchvollständige Adsorption an Holzkohle
Entfernung von Holz-kohle durch Aufwärmen
Argon-Extraktion
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Extraktionseffizienz (~95%):
kleine bekannte Menge inaktives Trägergas (36Ar oder 38Ar)zu Targetflüssigkeit
Vergleich Menge wiedergewonnenes Träger-Argon mitursprünglicher Beigabe
→ Prozentsatz des extrahierten 37Ar
Ergebnisse
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
37Ar - Zerfälle in Proportionalzählrohr zählen
→ Bestimmung der Anzahl der durch e - Einfang erzeugten 37Ar-Kerne
1967: erster Durchlauf
→Neutrinofluss kleiner als vorhergesagt (SSM)
20 c
m
30 m
m
Ergebnisse
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
1970: neues System um Untergrund zu reduzieren
Wechselwirkung -Strahlen mit Atomen in Proportionalzählrohr
→ Compton-Elektronen entlang Zählrohrlangsam ansteigendes Signal
Signal aus 37Ar-Zerfall
→ Auger-Elektronenschnell ansteigendes Signal
„pulse rise-time system“
Proportionalzählrohr in Mine Raum mit Wasser gefüllt
Ergebnisse
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
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 !
Davis: „The most likely explanation,
in my view at the time, was that the solar model was in error.Many physicists believed that there was somethingwrong with our experiment.“
Erklärungsversuche für Diskrepanz
1. Experimentelle Seite:ExtraktionseffizienzWirkungsquerschnittDetektor
2. Sonnen Modell:Temperatur im SonneninnernInputparameter
3. Neue Physik:Neutrino Eigenschaften
? Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
weitere Experimente !
GALLEX & SAGE (A)
1990er
e-Einfang: e + 71Ga → 71Ge + e-
Es = 233 keV
→ pp- 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)
30t Gallium in flüssiger Galliumchlorid (GaCl3)-Lösung
61% des erwarteten Neutrino-Flusses
Soviet-American Gallium Experiment (Russland)
50t flüssiges metallisches Gallium
55% des erwarteten Neutrino-Flusses
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Defizit bestätigt und scheinbar energieabhängig !
Kamiokande & Super-K (B)
Wasser-Čerenkov-DetektorenTarget: reines Wasser
Elastische Neutrino - Elektron - Streuung:
(ES) x + e – → x + e –
kleiner Wirkungsquerschnittvorallem e - Nachweis (Wirkungsquerschnitt 6mal größer)
Energieschwelle 5 MeV → 8B- und hep-
große Unsicherheit (nuklearer Wirkungsquerschnitt,stark temperaturabhängig)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
x
Prinzip
Rückstoß-Elektron
schneller als c in Wasser→ Čerenkov - Licht
(Photomultiplier)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Lichtintensität - Energie
Form des Lichtmusters -Richtung
(e- - Richtung - Richtung)
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
40 m
40 m seit 1996 50 000 t reines Wasser 13 000 PMTs
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
tatsächlich von der Sonne
Winkeldifferenz zwischen Sonne und - Richtung
Peak bei cos 10°
- Defizit bestätigt
beide nur ca. Hälftedes erwarteten Flusses
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
SOLAR NEUTRINO PROBLEM
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Stand nach Super-K
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
alle messen weniger e als von SSM erwartet
Davis lag doch nicht falsch !
Erklärungsversuche
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
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)
astrophysikalische Effekte
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Gegenargumente:
1. Konflikt Homestake - Kamiokande
Homestake: 8B- und 7Be- Kamiokande: nur 8B-
Temperaturabhängigkeit: 8B T
7Be T
Tc - Erniedrigung: 8B stärker reduziert als bei 7Be
ABER: Defizit bei Homestake größer als bei Kamiokande
astrophysikalische Effekte
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Gegenargumente:
2. Defizit an 7Be-
Übereinstimmung SSM und Kamiokande: nur 50% der 8B - Neutrino - Vorhersage
neue Vorhersagen für Homestake und GALLEX:8B - Beitrag größer als gemessener Gesamtwert
kein Platz mehr für 7Be-
ABER: 8B-aus 7Be - Reaktion
Neutrino-Eigenschaften
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
1. Neutrinozerfall
ausgeschlossen wegen relativistischer Zeitdilatation
großer Anteil zerfallender Neutrinos bei kleiner - Energie
→ SSM-Abweichung bei GALLEX größer als bei Homestake
ABER: gemessenes Defizit:GALLEX: 60%Homestake: 33%
Neutrino-Eigenschaften
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
2. Neutrino-Oszillationen
plausibelste Erklärung
energieabhängige Oszillationswahrscheinlichkeit
zwei Möglichkeiten:
Oszillationen im Vakuum
Oszillationen in Materie
neue Experimente zur genaueren Untersuchung
EXPERIMENTE II(SNO)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Sudbury Neutrino Observatory (SNO)
Schwer-Wasser-Čerenkov-DetektorOntario, USA
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
1000 t D2O
Unterstützungsstruktur9500 PMTs
(60% Abdeckung)
Kessel, Ø 12m
innere Wasserabschirmung1700 t
äußere Wasserabschirmung5300 t
Abschirmung
Reaktionen
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
(ES)
3 Nachweisreaktionen
Neutrino-Deuteron-
Reaktionen
Neutrino-Elektron-
Reaktionen
starke Richtungs-sensitivität
nur Elektronneutrinos
flavourunabhängigerWirkungsquerschnitt
MeV )
MeV )
MeV )
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
in Einheiten von 106 cm-2 s-1
tote
SNONC
eSNOCC
eSNOES
,
,
62.009.5
10.076.1
26.039.2
SNONC
SNOCC
SNOES
Analyse
01.181.005.5
SSMtot
Oszillationen
SSM Vorhersage korrekt
Ergebnisse
Falls nur e , d.h. keine Oszillationen: CC NC ES
LÖSUNG DESSNP
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Stand nach SNO
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
→ erwartete Anzahl von solaren Neutrinosaber einige sind bzw.
nicht nur Davis, auch Bahcall hatten Recht !
Flavoureigenzustände e
keine scharfe Masse,
→ Mischzustände der Masseneigenzustände
Masseneigenzustände i i1,2,3
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Neutrino-Oszillationen
Phase everletzend-CP 1 inkel,Mischungsw 3 :Parameter
, :tionTransforma unitäre iiU
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
2
1
cossinsincos
:tionTransforma
e
Zwei-Flavour-Formalismus
Frequenz
erenzMassendiff
Amplitude
inkelMischungsw
2
δm
ELmP 2
2mit sin2sin)(
:ichkeitahrscheinlÜbergangsw
222
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 e bzw. () verschieden
→ Veränderung der Oszillationswahrscheinlichkeit
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Oszillationen
Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein-Effekt (1985):
Resonante Verstärkung der Neutrino - Oszillationenin Materiegebieten variabler Elektronendichte
→ Wahrscheinlichkeit für Flavourübergang erhöht
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
MSW - Effekt
e
mat
NEAmA
~
2sin2cos
2sin2sin :ensamplitudOszillatio2
2
2
22
MSW plausibelste Erklärung für SNP
bester Fit (LMA) :
tan m eV2
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Fazit
erlaubte Regionen für e →
LMA LMA
LOWLOW
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;
something was wrong with the neutrinos, in the sense that they behave in ways beyond the standard model.“
Davis Bahcall
pp-Kette (Zusammenfassung)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
pp-dominierender Beitrag (91%)
gut bekannt ( 1%),schwach temperaturabhängig (~ T-1.2)
niedrige Energien (E 0.42 MeV)
hochenergetische Neutrinos8B-E 15 MeV, selten, ~ T18)
hep-E 18.8 MeV, sehr selten)
oberhalb 5 MeV:nur 8B-und hep-signifikante Beiträge
pp-Kette (Zusammenfassung)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
98.4% der Energieerzeugung
Neutrinoreaktionen:
3 kontinuierliche Energiespektrenpp - Reaktion8B - Zerfallhep - Reaktion
3 diskrete Linienpep-Reaktionzwei aus 7Be - Elektroneneinfang
Geburt des SNP
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
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.“
Beschreibung der Vorgänge in der Sonne
Annahmen:Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion,Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht,Ideales Gas
Vorhersagen:Verzweigungsverhältnisse der einzelnen Kernreaktionene – Flüsse und Flussspektren (E) auf Erde
(Flussangaben in SNU)
verschiedene Versionen (seit 1930er)
Standard Sonnen Modell (SSM)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
J. B
ahca
ll SNU = Einfänge pro Targetatom und Sekunde
Vorraussetzungen:
Mischungswinkel 0
→ Oszillationsamplitude
Massendifferenzen m 0 insbesondere nicht alle m 0
→ Oszillationsfrequenz
Leptonenflavourzahl nicht streng erhalten
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Oszillationen
Vorraussetzungen:
Mischungswinkel
Massendifferenzen m insbesondere nicht alle m
Leptonenflavourzahl nicht streng erhalten
in Materie:
zusätzliche WW durch elastische Streuung
Neutrino-Elektron-Streuung wegen CC für e bzw. () verschieden
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Oszillationen
Beschreibung der Vorgänge in der Sonne
Annahmen:Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion,Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht,Ideales Gas
Vorhersagen:Verzweigungsverhältnisse der einzelnen Kernreaktionene – Flüsse und Flussspektren (E)
verschiedene Versionen (seit 1930er)
Standard Sonnen Modell (SSM)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
DetektorenMasse:
1 Solar Neutrino Unit [SNU] 1- Wechselwirkung / Tag alle 1030 Targetatome
→ Ntarget = 1029 - 1030 Kerned.h. O(10-100)t Target für O(1) - WW/Tag
Untergrund:kosmische Strahlung
→ tief unter Erde1000 m
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Standard Sonnen Modell (SSM)
Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung
Vorhersagen des Neutrinoflusses
[cm-2s-1][cm-2s-1][cm-2s-1][cm-2s-1][cm-2s-1][cm-2s-1][cm-2s-1][cm-2s-1]
[SNU][SNU]
vorallem von John Bahcall
abhängig von Eingangsparametern
Unsicherheiten je nach Temperaturabhängigkeit
SNU = Einfänge pro Targetatom und Sekunde
top related