DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Neue Ergebnisse der NeutrinophysikDPG Aachen
Neue Ergebnisse der NeutrinophysikDPG Aachen
2002 großes Jahr in der Neutrinophysik!2002 großes Jahr in der Neutrinophysik!
April:SNO
Flavoränderungbei solarenNeutrinos
Oktober:Nobelpreis HomestakeKamiokande
Dezember:KamLAND
ReaktorNeutrinos
LMA-Lösung
Caren HagnerVirginia Tech
Caren HagnerVirginia Tech
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Neutrinomassen und Neutrinomischung
Neutrinomassen und Neutrinomischung
Neutrinomischung!Neutrinomischung!
3
2
1
321
321
321
UUU
UUU
UUU eeee
3 massive Neutrinos: ν1, ν2, ν3 mit Massen: m1<m2<m3
ee
321
e
Flavor-Eigenzustände ≠ Massen-EigenzuständeFlavor-Eigenzustände ≠ Massen-Eigenzustände
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Parametrisierung der NeutrinomischungParametrisierung der Neutrinomischung
Neutrino-Mischungsmatrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13
• 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ
Neutrino-Mischungsmatrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13
• 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ
Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:• 2 CP-verletzende Majorana-PhasenIm Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:• 2 CP-verletzende Majorana-Phasen
3
2
1
1212
1212
1313
1313
2323
2323
100
0
0
0
010
0
0
0
001
cs
sc
ces
esc
cs
sci
ie
θsolθ13, δθatm
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Experimentelle MethodenExperimentelle Methoden
Neutrinooszillationen:Neutrinooszillationen:
Mischungswinkel,δMassendifferenzenMischungswinkel,δMassendifferenzen
β-Zerfall:β-Zerfall: Absolute MasseAbsolute Masse
Majorana-Teilchen?Absolute Masse(Majorana Phase)
Majorana-Teilchen?Absolute Masse(Majorana Phase)
ββ-Zerfall:ββ-Zerfall:
Kosmologie (CMBR):Kosmologie (CMBR):
Absolute MasseAbsolute Masse
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Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors)
Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors)
2
1
cossin
sincos
e
21
22
221 mmm
E
Lm
P ee
2sin)2(sin1
)(22122
Überlebenswahrscheinlichkeit:
0 1 2 3 L in Losz
Die Sonne im Neutrinolicht (Super-Kamiokande)
Solare NeutrinosSolare Neutrinos
MeV7.2622He4 4 eep
Energie des Neutrinos in MeV
Solare Neutrinos: “pioneering experiment”
Solare Neutrinos: “pioneering experiment”
Raymond Davis Jr., Homestake Experiment
Nobelpreis 2002Nobelpreis 2002
Rexp = 0.34 × SSM
ee3737 ArCl
Eν > 814 keV
Seit ≈ 1970
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Das solare NeutrinorätselDas solare Neutrinorätsel
Sonnenmodelle durch Helioseismologie bestätigt
Non-Standard Neutrinoeigenschaften!
Energieabhängiges Defizit
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Neutrinooszillationen in MaterieNeutrinooszillationen in Materie
m
m
mm
mme
2
1
cossin
sincos
Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie: νe : geladener + neutraler Strom νμ,τ : neutraler Strom
Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie: νe : geladener + neutraler Strom νμ,τ : neutraler Strom
)2(sin)2cos(
)2sin()2sin(
22
X
m
]eV)[(
]g/cm[]MeV[1052.1
221
22
37
mm
YEX e
e
μ
Θm
2m
1m
Innene
μ
Θm
2m1m
Resonanze
μΘm
2m1m
Auβen
Resonanz für X = cos(2θ) Im Inneren der Sonne: θm = 90o
An der Oberfläche: θm = θ
Resonanz für X = cos(2θ) Im Inneren der Sonne: θm = 90o
An der Oberfläche: θm = θ
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Beste Erklärung: Neutrinooszillationen Beste Erklärung: Neutrinooszillationen
10
tan2θ
SMA
LMA
LOW
VAC
Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002
SNO: Sudbury Neutrino ObservatorySNO: Sudbury Neutrino Observatory
Target sind 1000t D2O Target sind 1000t D2O
Creighton Nickel-Mine in Sudbury Canada
Messung des 8B-FlussesCC (geladener Strom): νe
ES (elast. Streuung): νe, (νμ/τ)
NC (neutraler Strom): νe+ νμ+ ντ
Messung des 8B-FlussesCC (geladener Strom): νe
ES (elast. Streuung): νe, (νμ/τ)
NC (neutraler Strom): νe+ νμ+ ντNEU!
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SNO: NCSNO: NC
NC: νx + d p + n + νx (Eν>2.2MeV)
Gleicher WQ für νe, ν, νMessung des gesamten8B-Neutrinoflusses
NC: νx + d p + n + νx (Eν>2.2MeV)
Gleicher WQ für νe, ν, νMessung des gesamten8B-Neutrinoflusses
Neutronennachweis:Phase1: n + d → t + (6.25MeV) bisherige Resultate!
Phase2: n + 35Cl → 36Cl + ’s(8.6MeV) seit Juni 2001
Phase3: n + 3He → p + t (He-Zählrohre)
Neutronennachweis:Phase1: n + d → t + (6.25MeV) bisherige Resultate!
Phase2: n + 35Cl → 36Cl + ’s(8.6MeV) seit Juni 2001
Phase3: n + 3He → p + t (He-Zählrohre)
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SNO: CC und ESSNO: CC und ES
CC: νe + d p + p + e- (Eν > 1.4MeV)
Nur sensitiv auf νe
Messung des νe Energiespektrums
CC: νe + d p + p + e- (Eν > 1.4MeV)
Nur sensitiv auf νe
Messung des νe Energiespektrums
ES: νeμτ + e- νeμτ + e-
σ(νe,e) ≈ 5 × σ(νμτ,e)
ES: νeμτ + e- νeμτ + e-
σ(νe,e) ≈ 5 × σ(νμτ,e)
Auch in Super-K (KamLAND-solar, Borexino)Auch in Super-K (KamLAND-solar, Borexino)
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SNO: Solarer 8B-Neutrinofluss SNO: Solarer 8B-Neutrinofluss
2000
580
260
Ereignisse(306Tage)
126 scm10
12601.181.0SSM scm1005.5
Standard Sonnen Modell (SSM): BP00
Stimmt!
e
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SNO: FolgerungSNO: Folgerung
Anzahl der 8B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt! 1/3 erreichen den Detektor als νe
2/3 erreichen den Detektor als νμ oder ντ
Anzahl der 8B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt! 1/3 erreichen den Detektor als νe
2/3 erreichen den Detektor als νμ oder ντ
Transformationνe νμ/τ
Mechanismus ?
Damit ist gezeigt:Damit ist gezeigt:
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Analyse der solaren NeutrinoexperimenteAnalyse der solaren
Neutrinoexperimente
LMA
LOW
Quasi-Vac
SMA praktischausgeschlossen
Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002
Welche Lösung?
Reaktorneutrino-ExperimentKamLAND
Reaktor:νe
Ev≈1÷10MeV
Verschwinden von νe?
Distanz der Reaktoren <L> ≈ 175 km
Distanz der Reaktoren <L> ≈ 175 km
1000t Flüssig-Szintillator
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]eV[m
MeV][48.2m][
22
ELvacosz ]eV[m
MeV][48.2m][
22
ELvacosz
km250m105
55.25-osz
L km250m105
55.25-osz
LE (Reaktor-ν) ≈ 5MeVΔm2 (LMA) = 5∙10-5eV2
E (Reaktor-ν) ≈ 5MeVΔm2 (LMA) = 5∙10-5eV2
Mittlere Entfernung der Reaktoren von Kamland:
175km
Mittlere Entfernung der Reaktoren von Kamland:
175km
LMA-Test mit Reaktor-(Anti)-NeutrinosLMA-Test mit Reaktor-(Anti)-Neutrinos
Test möglich!
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nepe
Nachweis der Reaktor-AntineutrinosNachweis der Reaktor-Antineutrinos
Ev > 1.8 MeVEv > 1.8 MeV
promptes Ereignis: Ev – 0.77 MeV
verzögertes Ereignis:MeV)2.2( dpn
180μsec180μsec
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KamLAND: EnergiespektrumKamLAND: Energiespektrum
Größter EffektPosition m2
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Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802
Reaktorneutrino-ExperimenteReaktorneutrino-Experimente
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99.73%99%95%90%
Analyse Maltoni, Schwetz, ValleAnalyse Maltoni, Schwetz, Valle
Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND
Analyse KamLAND-Koll. Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802
Analyse KamLAND-Koll. Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802
LMA-I
LMA-II
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Solare/Reaktor Neutrinos: StatusSolare/Reaktor Neutrinos: Status
Flavor-Umwandlung νe → νμ/τ Flavor-Umwandlung νe → νμ/τ Beste Erklärung:
Neutrinooszillationen in Materie
Beste Erklärung: Neutrinooszillationen in
Materie
LMA (best fit):
tan2θsol ≈ 0.46
m221 ≈ 7 × 10-5 eV2
LMA (best fit):
tan2θsol ≈ 0.46
m221 ≈ 7 × 10-5 eV2
Mischung nicht maximal! Vorzeichen von m2
21 bestimmtMischung nicht maximal!
Vorzeichen von m221 bestimmt
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Solare/Reaktor Neutrinos: ZukunftSolare/Reaktor Neutrinos: Zukunft
Test des Standard Sonnenmodellsund Test des Materieeffekts:
• 7Be-Fluss: (0.64 ± 0.03) × SSM KamLAND-Solar und BOREXINO
• pp-Fluss: GNO, LENS
Test des Standard Sonnenmodellsund Test des Materieeffekts:
• 7Be-Fluss: (0.64 ± 0.03) × SSM KamLAND-Solar und BOREXINO
• pp-Fluss: GNO, LENS
• KamLAND-Reaktor: höhere Statistik
• Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz
Oszillationsmuster, Genauigkeit m2sol und θsol
• KamLAND-Reaktor: höhere Statistik
• Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz
Oszillationsmuster, Genauigkeit m2sol und θsol
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Atmosphärische NeutrinosAtmosphärische Neutrinos
E
LmP atm
atmx
222 27.1
sin2sin)(
L ≈ 20 km
L ≈ 13000 km
atmosphärischeNeutrinos:
Ev einige GeV
Oszillationswahrscheinlichkeitvariiert mit Zenithwinkel θ
θ
Kamiokande Experiment: Kamiokande Experiment:
Nobelpreis 2002Nobelpreis 2002
solare νatmosphärische ν Supernova ν
Masatoshi Koshiba, (Kamioka Nucleon
Decay)Experiment
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50kton Super-Kamiokande Detektor50kton Super-Kamiokande Detektor
•SK-I: Datennahme 1498 Tage (Mai 1996 – Juli 2001)
•Unfall im November 2001: ~50% der PMT’s implodiert
•SK-II: Start 6. Dezember 2002 mit 50% PMT Abdeckung - ok für atm. Neutrinos und K2K, - höhere Energieschwelle für solare Neutrinos.
•SK-III: ~2005, wieder volle Anzahl der PMT’s.
•SK-I: Datennahme 1498 Tage (Mai 1996 – Juli 2001)
•Unfall im November 2001: ~50% der PMT’s implodiert
•SK-II: Start 6. Dezember 2002 mit 50% PMT Abdeckung - ok für atm. Neutrinos und K2K, - höhere Energieschwelle für solare Neutrinos.
•SK-III: ~2005, wieder volle Anzahl der PMT’s.
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SuperK – atmosphärische NeutrinosSuperK – atmosphärische Neutrinos
e–ähnliche Ereignisse μ–ähnliche Ereignisse
Ohne OszillationenOszillationen (best fit)
Daten
νe
e
νμ
μ
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Atmosphärische Neutrinos:Analyse NeutrinooszillationenAtmosphärische Neutrinos:
Analyse Neutrinooszillationen
Best fit:m2
atm = 2.5×10-3 eV2
sin22θatm = 1.0
Best fit:m2
atm = 2.5×10-3 eV2
sin22θatm = 1.0
Bestätigt durch MACRO, SOUDAN
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Atmosphärische Neutrinos: ResultateAtmosphärische Neutrinos: Resultate
Bester fit für νμ → ντ OszillationenBester fit für νμ → ντ Oszillationen
Disappearance von νμ (Zenithwinkel abh.)Disappearance von νμ (Zenithwinkel abh.)
νμ → νe Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossenνμ → νe Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossen
m2atm = (1.5 – 4) × 10-3 eV2
(90%CL)sin22θatm = 1.0
m2atm = (1.5 – 4) × 10-3 eV2
(90%CL)sin22θatm = 1.0
(LMA-Mischung θsolar nicht maximal)
(LMA-Mischung θsolar nicht maximal)
Vorzeichen von m223
unbekannt!Vorzeichen von m2
23 unbekannt!
MaximaleMischung!
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Ergebnis (06/1999 – 07/2001): 5.6·1019 POT Ereignisse “Far Detector” :ohne Oszillationen erwartet:
Ergebnis (06/1999 – 07/2001): 5.6·1019 POT Ereignisse “Far Detector” :ohne Oszillationen erwartet:
K2K Beschleuniger ExperimentK2K Beschleuniger ExperimentNear
Detector1 ton
KEK
300m250km
νμ, <Eν>= 1.3 GeV
νμ, <Eν>= 1.3 GeV
Super-Kfar detector
50 kton
Ziel: 1.0×1020 POT = 200 Neutrino Ereignisse in SKZiel: 1.0×1020 POT = 200 Neutrino Ereignisse in SK
562.64.51.80
Wahrscheinlichkeit für Null Oszillation: <0.4%
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Long Baseline Beschleuniger Experimente: Zukunft
Long Baseline Beschleuniger Experimente: Zukunft
Volles Oszillationsmuster:MINOS (Fermilab Soudan), Icarus
Volles Oszillationsmuster:MINOS (Fermilab Soudan), Icarus
Appearance der Tau-Neutrinos:OPERA, Icarus (Cern Gran Sasso)
Appearance der Tau-Neutrinos:OPERA, Icarus (Cern Gran Sasso)
Präzisionsmessung von m2atm und sin22θatm :
MINOS, IcarusJHF Super-K
Präzisionsmessung von m2atm und sin22θatm :
MINOS, IcarusJHF Super-K
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Was wissen wir über die Mischungsmatrix?Was wissen wir über die Mischungsmatrix?
3
2
1
1212
1212
1313
1313
2323
2323
100
0
0
0
010
0
0
0
001
cs
sc
ces
esc
cs
sci
ie
θsol
Solare Neutrinos und Reaktorexperiment (Kamland): tan2θsol ≈ 0.46
θatm
Atmosphärische Neutrinos und Beschleuniger (K2K): sin22θatm ≈ 1
θ13, δ
Unbekannt: θ13 , CP-Phase δGrenze durch CHOOZ Reaktorexperiment: sin22θ13 < 0.1
Jagd nach θ13 und δ!
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Bestimmung von θ13 und δ:Bestimmung von θ13 und δ:
θ13 in subdominanten Effekten bei “long baseline” Neutrinooszillations-
Experimenten:Reaktor und Beschleuniger
LE
mL
E
mL
E
mcscscs
PP ee
4sin
4sin
4sinsin16
)()(
223
213
212
2323213131212
Neutrino-Superbeams, Off-axis beams, Neutrino Factory
falls Θ13 groß genug δ durch Asymmetrie:
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LSND: Beam Dump Experiment
LSND: Beam Dump Experiment
ee e
Verifizierung durchMiniBooNE/FNAL
(läuft)
Überschuss gesehen!
Interpretation:steriles NeutrinoInterpretation:
steriles Neutrino
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Bestimmung der NeutrinomasseBestimmung der Neutrinomasse
Super-K (atm. Neutrinos): m2
atm = 2.5 × 10-3 eV2
m(νi) > 0.05 eV
Super-K (atm. Neutrinos): m2
atm = 2.5 × 10-3 eV2
m(νi) > 0.05 eV
Das bestimmt die Energieskalabei der man suchen muss
Das bestimmt die Energieskalabei der man suchen muss
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Tritium β-Zerfall: Mainz/TroitskTritium β-Zerfall: Mainz/Troitsk
e -33 eHe H e -33 eHe H
222i
iei mUm
CL%95eV2.2eV1.22.22.1 22
mmMainz Daten (1998,1999,2001)Mainz Daten (1998,1999,2001)
Zukunft:KATRIN
eV35.0
m
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Neutrinoloser DoppelbetazerfallNeutrinoloser Doppelbetazerfall
d
d
u
u
e
eW
W
n
n
p
p
v = v
0v Doppelbetazerfall:
(A,Z) (A,Z+2) + 2e- Neutrino Anti-NeutrinoNeutrino Anti-Neutrino
Majorana-Neutrino:Majorana-Neutrino:
nur fürMajorana-Neutrino
undmV > 0!
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Neutrinoloser DoppelbetazerfallNeutrinoloser Doppelbetazerfall
3
1
2
ieiiUmm
effektive Neutrinomasse im 0νββ-Zerfall:
22
02
20
0010
2/1 ),(][
vF
A
VGT mM
g
gMZEGT
222 i
eii Umm
Vergleich β-Zerfall:
Phasenraumfaktor Übergangsmatrixeleme
nt
effektive Neutrinomasse
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Doppelbeta-Experimente: ResultateDoppelbeta-Experimente: Resultate
CL) (90% eV 35.0
mHeidelberg-Moskau Kollaboration, Eur.Phys.J. A12 (2001) 147
IGEX Kollaboration, hep-ex/0202026, Phys. Rev. C59 (1999) 2108
2.1 × 1023 0.85 – 2.1
alle 90%CLalle 90%CL
HM-K
IGEX
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Doppelbetazerfall: ZukunftDoppelbetazerfall: Zukunft
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Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP)
Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP)
Aus Fit an Multipolentwicklung der T-Fluktuationen(WMAP, CBI, ACBAR, 2dFGRS, Lyman-α):CL)%95(0076.02 h
eV23.0m
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ZusammenfassungZusammenfassung
Masse des leichtesten Neutrinos:
<m>β < 2.2 eV β-Zerfall<m>ββ < 0.35 eV ββ-Zerfall mν < 0.23 eV CMBR-fit
Neutrinooszillationen:
Solare, Reaktor-Neutrinos/KamLAND: νe → νμ/τ Oszillationen (LMA)
Atmosphärische, Beschleuniger-Neutrinos/K2K: νμ → ντ Vakuum Oszillationen Oszillationsmuster
ντ-Appearance
Zukunft: Messung von θ13, δReaktor, Superbeams, Off-axis beams, Neutrinofactory
Majorana?
Oszillationsmuster
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ENDE
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KamLANDKamLAND
Prinzip:Phase 1: Reaktor-Anti-NeutrinosPhase 2: Solare Neutrinos
Prinzip:Phase 1: Reaktor-Anti-NeutrinosPhase 2: Solare Neutrinos
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MSW Effekt für solare NeutrinosMSW Effekt für solare Neutrinos
Energieabhängige Unterdrückung der νe!(Mikheev, Smirnov, Wolfenstein)
Energieabhängige Unterdrückung der νe!(Mikheev, Smirnov, Wolfenstein)
Keine Resonanz Resonanz Nicht adiabatisch
Dedicated reactor neutrino experiment to probe the HLMA region: 2 10-4 < m2 (< 9 10-4 eV2)
Specifications:
• Physics: One dominant baseline ~ 20 km• Facility: Underground site with large cavities • Politics: Reactors operating more than 10 years
Current Best Choice
The Heilbronn salt mine
~ 2000 caverns, Each of similar size to Gran Sasso halls: 15m (width) x 10-20m (height) x 100-200m
Northern Site
(180m)
SouthernSite
(240m)
The HLMA Facility
Heilbronn Kochendorf Site
• >300 GWth European power plants included
• Average typical fuel composition (U, Pu) e + p e+ + n <>/fission = 5.825x10-43 cm²
• For 1031 protons, 194 tons PXE (C16H18)
• Load factor: 80% to 90%
• Expected rate ~ 1150/year (100% eff.)
• 77% of the rate @ 20km baseline
Anti-e interaction rate at Heilbronn
• “CTF” like design
• Water Buffer
• Muon Veto
• Pure PXE scintillator - d= 0.99 g/cm3
- Pvapor=1.4 10-5 kPa @20oC - Flash point = 149 oC - High LY (no Gadolinium) - Stable - Excellent PSD - < 10-17 gU/g - No fiducial volume
• PMTs coverage ~30% - 400 pe/MeV
3 m 2 m 2 m
14 m
Schematic view of the detector
Detector size used for background simulation
(112 tons)
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Evidenz fuer Neutrino-Oszillationen:Evidenz fuer Neutrino-Oszillationen:
Gibt es ein 4. steriles Neutrino?
m2LSND~ 0.1-1eV2
m2atm~ 10-
3eV2
m2solar~ 10-5-10-4 eV2
or 10-11-10-7 eV2
Mit 3 Neutrinos ist dies nicht moeglich!
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NeutrinomischungNeutrinomischung
3
2
1
132313231223121323122312
132313231223121323122312
1313121312
21
21
21
][
][
iiii
iiii
iiie
ecceescsscesccss
ecseesssccessccs
eesecscc
Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (PMNS) Matrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13
• 1 Dirac-Phase (CP): δ
Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (PMNS) Matrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13
• 1 Dirac-Phase (CP): δ
Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:• 2 Majorana-Phasen (CP): α1, α2
Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:• 2 Majorana-Phasen (CP): α1, α2
3
2
1
1212
1212
1313
1313
2323
2323
100
0
0
0
010
0
0
0
001
cs
sc
ces
esc
cs
sci
ie
θsolθ13, δθatm
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LSNDLSND
KARMEN schließtgroßen Bereich vonLSND aus, kleiner Rest bleibt.MiniBooNE wird dengesamten erlaubten Bereich testen: Start 2002(1000 evts/year )
LSND: Mehr ve- Ereignisseals erwartet.
Gibt es ein leichtes steriles Neutrino?Gibt es ein leichtes steriles Neutrino?
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
KamLAND: Fluss der Reaktor-Anti-NeutrinosKamLAND: Fluss der Reaktor-Anti-Neutrinos
i
iee E
LmP
221
122 27.1
sin2sin1)(
i
iee E
LmP
221
122 27.1
sin2sin1)(
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Analyse: Solare und Reaktorneutrinos (III)
Analyse: Solare und Reaktorneutrinos (III)
Holanda, Smirnov hep-ph-0212270
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
3 Neutrino Analyse3 Neutrino Analyse
aus Fogli, Lisi, Marrone, Montanino, Palazzo, Rotunno hep-ph/0212127
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Kamland BorexinoKamland Borexino
1000t Flüssigszintillator<Lreaktor> = 175 km
Kamioka Mine: 2700mwe
300t Flüssigszintillator<Lreaktor> = 800 km
Gran Sasso: 3600mwe
SonneReaktorSonne Reaktor
Messung des solaren 7Be-ν Flusses Ev = 860keV
Neutrino-Elektron Streuung sehr schwache Signatur
Problem: radioaktiver Untergrund! zur Zeit noch in beiden Experimenten zu hoch für solare ν-Messung
Messung des solaren 7Be-ν Flusses Ev = 860keV
Neutrino-Elektron Streuung sehr schwache Signatur
Problem: radioaktiver Untergrund! zur Zeit noch in beiden Experimenten zu hoch für solare ν-Messung
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
OPERA: Erscheinen die Tau-Neutrinos?OPERA: Erscheinen die Tau-Neutrinos?
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
MINOS: Volles OszillationsmusterMINOS: Volles Oszillationsmuster
Δm2
sin22θ
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Tritium β-Zerfall: Mainz ExperimentTritium β-Zerfall: Mainz Experiment
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Doppelbetazerfall: SignaturDoppelbetazerfall: Signatur
Spektrum der Energiesumme der 2 Elektronen
Kinetische Energie/ Q-Wert des Zerfalls
2v Doppelbetazerfall: Kontinuum
0v Doppelbetazerfall: Linie
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Absolutmasse des NeutrinosAbsolutmasse des Neutrinos
Aus β-Zerfall (Tritium):m(νe) < 2.2 eV/c2 (95% CL) (Mainz/Troitsk)
Aus β-Zerfall (Tritium):m(νe) < 2.2 eV/c2 (95% CL) (Mainz/Troitsk)Aus Pion Zerfall:
m(νμ) < 190 keV/c2 (95% CL)Aus Pion Zerfall:m(νμ) < 190 keV/c2 (95% CL)
Aus Tau Zerfall:m(ντ) < 18.2 MeV/c2 (95% CL) Aus Tau Zerfall:m(ντ) < 18.2 MeV/c2 (95% CL)
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
2νββ Zerfall2νββ Zerfall
d
d
u
u
e
e
v
v
W
W
n
n
p
p
2v Doppelbetazerfall:
(A,Z) (A,Z+2) + 2e- + 2ve
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Neutrinooszillationen?Neutrinooszillationen?
Solare Neutrinos:νe → νμ,τ , Δm2 = 7×10-5 eV2
Disappearance νe : Homestake, Gallex, Sage, Super-K, SNO
Appearance von νμ,τ : SNOBestätigung durch KAMLAND (Reaktor-Anti-Neutrinoexperiment)
Solare Neutrinos:νe → νμ,τ , Δm2 = 7×10-5 eV2
Disappearance νe : Homestake, Gallex, Sage, Super-K, SNO
Appearance von νμ,τ : SNOBestätigung durch KAMLAND (Reaktor-Anti-Neutrinoexperiment)
Atmosphärische Neutrinos: νμ → ντ , Δm2 = 2.5×10-3 eV2
Disappearance von νμ : Super-K, Macro, Soudan
Bestätigung durch K2K (Beschleunigerexperiment)
Atmosphärische Neutrinos: νμ → ντ , Δm2 = 2.5×10-3 eV2
Disappearance von νμ : Super-K, Macro, Soudan
Bestätigung durch K2K (Beschleunigerexperiment)
LSND νμ → νe , Δm2 = 3×10-2 1 eV2
Appearance von νe
LSND νμ → νe , Δm2 = 3×10-2 1 eV2
Appearance von νe
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Super-K DetektorSuper-K Detektor
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Bestimmung von θ13:Bestimmung von θ13:
θ13 in subdominanten Effekten bei “long baseline” Neutrinooszillations-
Experimenten:Reaktor und Beschleuniger
Für “long baseline” Experimente (m2atm dominante Skala):
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Hyper-KamiokandeHyper-Kamiokande
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
K2K und Super-K(atm. Neutrinos)K2K und Super-K(atm. Neutrinos)
K2K konsistent mit Super-K Resultat für atm.νK2K konsistent mit Super-K Resultat für atm.ν
Neutrinostrahlseit
18. Januar 2003
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
CHOOZ Reaktorneutrino ExperimentCHOOZ Reaktorneutrino Experiment
Reaktor – Detektor: L = 1kmEν ≈ 1-10 MeV
exsin22θ13 < 0.1
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Sensitivität zukünftiger Experimente auf θ13Sensitivität zukünftiger Experimente auf θ13
Huber, Lindner, Winter hep-ph/0204352
Neutrino Factory
Neutrino Superbeams (P 4MW)
DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech
Absolutwert der NeutrinomasseAbsolutwert der Neutrinomasse
Super-K (atm. Neutrinos): m(νi) > 0.05 eV/c2
Super-K (atm. Neutrinos): m(νi) > 0.05 eV/c2
Neutrinomassen:Neutrinomassen:
hierarchischhierarchischoder quasi-entartet?oder quasi-entartet?