neutrino superbeam am lhc
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Neutrino Superbeam am LHC. Seminar am 05 Februar 2005 Petronela-Antonia Bauer. Inhalt. Überblick über die aktuelle Neutrino Physik Projektmotivation für Superbeam Experimente Aufbau des Experiments Erhoffte Ergebnisse Zusammenfassung. Neutrino-Quellen Stellare Kernfusion - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Neutrino Superbeam am LHC
Seminar am 05 Februar 2005 Petronela-Antonia Bauer
Überblick über die aktuelle Neutrino Physik
Projektmotivation für Superbeam Experimente
Aufbau des Experiments
Erhoffte Ergebnisse
Zusammenfassung
Inhalt
Neutrino-Quellen
Stellare Kernfusion
Radioaktive Zerfälle
Reaktorneutrinos
Hintergrundstrahlung
Atmosphärische Schauer
Supernovae
AGN
Quasare
Bilden den Background bei Beschleuniger Experimenten können über ihre Energien,Flüße und Richtung bestimmt werden
Neutrino-QuellenNeutrino-Quellen
Inverser -Zerfall
-Zerfall
--Zerfall
Electroncapture
-ZerfallCC-Scattering -ß-Zerfall
--Zerfall
Neutrinoeigenschaften
Drei Flavours (Reins&Cowan, Lederman et al., Donut)
Neutrino Antineutrino sind verschieden (Davis)
Maximale Paritätsverletzung (Wu et al.)
Neutrino-oscillation
Postuliert von Pontecorve (1957)
Erklärt Solares und athmospärisches Defizit (Davis, SuperK)
Konsequenz: Neutrinos haben Masse
Auswirkungen auf die Kosmologie
Neutrino-oscillation
Solares Neutrinodefizit
Tag-und Nachtdifferenz
Athmospherisches Defizit
Solares SM überprüft
Solare NeutrinosL = 108 kmE =0.3 to 15 MeV
m2 ~ 2-8 10-5 eV2 ProbOSC = ~100%
Atmospheric NeutrinosL = 15 to 12,000 kmE =300 to 2000 MeV
m2 ~ 1- 7 10-3 eV2
ProbOSC = ~100%
2 Flavor-Neutrino oscillation
3 Flavor-Neutrino oscillation 3 Flavor-Neutrino oscillation 3 Flavor-Neutrino oscillation
Oscillation
Oscillationswahr-scheinlichkeit als Funktion der MischungswinkelEs werden große Mischungswinkel bevorzugt vermutetDa auch das Vor-zeichen der Massendifferenz m2
23 ist nicht be-kannt ist, sind beide Fälle für LMA aufgetragen.Dies ist mit unter das Ziel der Superbeam- projekt, das Vorzeichen von m2
23 zu bestimmen.
Oscillation
Oscilationswahr-scheinlichkeit bei 130KmEntfernung
Oscilationswahr-scheinlichkeit bei 0.250 GeV Neutrino-energieHohe Auflösung
Oscilationswahr-scheinlichkeit bei 0.250 GeV Neutrino-energieGeringe Auflösung
Die Bedeutung der Beschleuniger experimente Zur Erforschung der Neutrino-Oscillation
Kontrollierte Neutrinoquelle:
Bestimmung der Neutrino-Energie
Bestimmung des Flavors
Bestimmung der Richtung und Flußdichte
Bestimmung der Verunreinigung des Strahls
Kenntniss des Hintergrundes
Nahdetektor und Ferndetektor Eichung möglich
Ferndetektor in ausgewählter Entfernung
Ve-Dissapearance Observation Baseline Location Run
Bugey No oscillation 15 m, 40 m, 95 m
France 1981-1994
Chooz O/E=0.98 ± 0.4 ± 0.4 1 km France 1997-1998
KamLAND O/E= 0.611 ± 0.085 ± 0.041
180 km Japan 2001-
Paolo Verde O/E= 1.04 ± 0.03 ± 0.08
750 m USA 1998-200
Ve-Apearance
LSND Ve 18 ± 7 Ve 40 ± 9 30 m USA Los Alamos
1994-1998
Karmen No oscillation 18 m UK 1994-2001
Nomad No oscillation 820 m Schweiz CERN 1995-1998
E776 No oscillation 1 km USA BNL 1985-1996
V-Dissapearance
K2K Data taking 250 km Japan Kamioka 1999-
V-Apearance
Chorus No oscillation 850 m Schweiz CERN 1994-1997
Nomad No oscillation 820 m Schweiz CERN 1995-1998
Neutrino-Experimente
Überblick der Ergebnisse aus Neutrino - Experimenten
Exclusionplot:Die Werte der Massendifferenzen sind so klein daßExperimentelle Daten immer nur eine Beschränkung liefern können.Neuere Experimente müßen auf diesen Daten aufbauen und die sensitivität wird jeweils verbessert.
Neutrino-Beamprojekte am CERN
ICARUS
OPERA
SUPER-BEAM
ß-BEAM
NEUTRINO-FACTORY
Superbeam Neutrinostrahl
Neutrino Quelle
LHC
Beamhorn
Beamtargetsysteme
Eisen-Kupfer TargetGranulares Targetmit äußerem Kühlsystem
Herkömmliche Targetswie z.B. aus Eisen-Kupferhalten den zukünftigenthermischen und radioaktivenUnd mechanischenBelastungen nicht mehr stand.Sie müßten in relativ kurzerZeit erneuert werden(Kostenfaktor).Alternative Systeme sindGranulares gekühltes Target Es ist austauschbar ist allerdings aufwendig Die andere Methode: Zirkulierendes Quecksilbertarget der Austausch ist einfacher. Kühlung nicht notwendig. Äußeres Magnetfeld muß das Hg fokusieren. Entsorgung nicht einfach.
Quecksilberstrahltarget
Neutrino Hg-Beamtarget
Simulation der Stabilisation durch Magnetfeld Strahlverformung nach erstem bunch
Strahlverformung durch Wechselwirkung mit dem Protonenstrahl ohne äußeres Magnetfeld
Off-Axis Beam
Target Horns Decay Pipe
Detector
Offaxis reduziert die
Beam-energie
Scharfes Energie-
spektrum
Reduktion der Hoch-
energetischen Hinter-
gundstrahlung
Energie für
maximales Oscill-
ationssignal wählbar
Detektor
Wahl zwischen Wasser Cherenkov Detektor und Scintillations Detector vom MiniBoontypDer Wasser Cherenkov Detektor vom SuperK typ wird aus Kostengründen bevorzugt aus physikalischer Sicht sind sie nahe zu equivalent.Es ist auch eine bewährte Technik.
Detektor
60x60x60m3x3Total Vol. 650 ktonFid.Vol 440 kton =20xSuperK56 000 20“ PMTs14 000 14“ PMTs
Wasser Cherenkov Detektor Geplanter Standort Frejus
UnterdrundlaborBaseline 130 Km
Optische Separation
Detektor
Detektor
Simulation eines 1GeV electronneutrinos und 1GeV muonneutrinosDie Herausforderung ist die genaue Zuordnung der Events und die Hintergrundreduktion
0 or
e?
Ende...
J.Reese
ANHANG
m223= 3 10-3eV2
m212= 3 10-5 - 1.5 10-4 eV2
23(atmos) = 450 12(solar) = 300
13(Chooz)< 130
3 Flavor-Neutrino oscillationNeutrinomassen sind zu klein um direkt gemessen werden zu können.
Es wird versucht ihre Massendifferenz über die Osszillationwahrscheinlichkeit zu messen.
Die Massenhierarchie ist jedoch noch nicht geklärt
Untersuchungsmethoden
Shortbaseline Experimente
Longbaseline Experimente
Reaktorexperimente
Doppelbetazerfall
Appearance Experimente
Disappearance Experimente
Neutrinofragen
Drei oder vier Flavours (LSND-Ergebnisse)
Majorana- oder Dirac-Teilchen?
Bestimmung der Oscillationsparameter 13 und ± m23
Bestimmung der Masse und deren Hierarchie
ANHANG
mit
(anti-v)
Neutrinofragen
Drei oder vier Flavours (LSND-Ergebnisse)
Zukunftige Neutrinoprojekte
Ep(GeV)
Power
(MW)Beam
En
(GeV)
L
(km)
Mdet
(kt)
nmCC
(/yr)
ne
peak
K2K 12 0.005 WB 1.3 250 22.5 ~50 ~1%
MINOS(LE) 120 0.4 WB 3.5 730 5.4 ~2,500 1.2%
CNGS 400 0.3 WB 18 732 ~2 ~5,000 0.8%
T2K-I 50 0.75 OA 0.7 295 22.5 ~3,000 0.2%
NOnA 120 0.4 OA ~2 810? 50 ~4,600 0.3%
C2GT 400 0.3 OA 0.8 ~1200 1,000 ~5,000 0.2%
T2K-II 50 4 OA 0.7 295 ~500 ~360,000 0.2%
NOnA+PD 120 2 OA ~2 810? 50? ~23,000 0.3%
BNL-Hs 28 1 WB/OA ~1 2540 ~500 ~13,000
SPL-Frejus 2.2 4 WB 0.32 130 ~500 ~18,000 0.4%
Im Bau /Genehmigt
Neutrino-Beamprojekte in Konstruktion
Opera
Icarus
Minos
MiniBoone
CNGS Neutrinostrahl
CNGS Neutrinostrahl
DRIFTKAMMER MIT 600 TONNEN FLÜSSIGEM ARGON3-D DARSTELLUNG DER EVENTS
ANALOG ZUR BLASENKAMMER
ERZEUGTER NEUTRINO STRAHL:
1-100GeV
2600 vµ EREIGNISSE pro kt/Jahr OHNE OSCILLATION
22 vtau EREIGNISSE PRO kt/Jahr
v–
v+
d
+-
+
–
V0
i0
E
IONISATIONSSPUR
KATHODEPMT
Det. 2
Det. 1
MINOS
PROTONEN ENERGIE: 120 GeV
INTENSITÄT 4*10 p/spill
3,8*10 p/Jahr
13
20
MITTLERE ENERGIE vµ : 3 bis 18 GeVVERUNREINIGUNG MIT ve < 1%
Graphit Target
Nah-Detektor
MISST ENERGIE SPEKTRUM ve CONTAMINATION
Absorber Halle
Winkel 58 mrad
STAHL SCINTILLATIONS KALOROMETER
2,54 CM STAHL ABSORBER MIT
1,5T MAGNETFELD
POLYSTEREN-SCINTILLATONSSTREIFEN
(1CM DICK 4CM BREIT )
NAHDETEKTOR:
282 STAHLPLATTEN
980 TONNEN
3.8 * 4.8 m OKTAGON
FERN DETEKTOR:
486 STAHLPLATTEN
5.4 TONNEN
KALIBRATION BEIDER DETEKTOREN MIT KOSMISCHER STRAHLUNG
Neutrinofactory
Neutrinos aus einem einem MyonenspeicheringMyonen aus Pionenzerfall schwierig ist die Myonenzu Speichern Kühlung und Magnetfeld nötig
ß-Beam
Neutrinostrahl gewonnen aus beschleunigten radioactiven Ionen Reiner Neutrinoflavour strahl; bekanntes Energiespektrum und IntensitätBessere HintergrundreduktionBestimmung der CP-Verletzungsphase undMischungswinkel13 Complementaire zum Superbeam
Oxide fiber target
Zusammenfassung
Neutrinobeam
ß-Beam
Neutrinofactory