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Neutrinos aus Himmel und H ölle

Neutrinos aus Himmel und H ölle. Physik Modern 6. Nov 2008 Ludwig -Maximilians-Universit ät. Neutrinos aus Himmel und Hölle. Georg Raffelt Max - Planck-Institut für Physik München. Periodensystem der Elementarteilchen. Quarks. Quarks. Leptonen. Leptonen. Ladung +2/3.

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Neutrinos aus Himmel und H ölle

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Presentation Transcript

  1. Neutrinos aus Himmel und Hölle Physik Modern 6. Nov 2008 Ludwig-Maximilians-Universität Neutrinos aus Himmel und Hölle Georg Raffelt Max-Planck-Institut für Physik München

  2. Periodensystem der Elementarteilchen Quarks Quarks Leptonen Leptonen Ladung +2/3 Ladung +2/3 Ladung -1/3 Ladung -1/3 Ladung -1 Ladung -1 Ladung 0 Ladung 0 1. Familie u u Up Up Down d Down d Elektron e e Elektron e-Neutrino ne e-Neutrino ne 2. Familie Charm c Strange s m Myon m-Neutrino nm 3. Familie t Top Bottom b Neutron Tauon t t-Neutrino nt Gravitation Schwache Wechselwirkung Proton Elektromagnetische Wechselwirkung Starke Wechselwirkung

  3. Wo treten Neutrinos in der Natur auf? Kernreaktoren  Sonne  Supernovae (Kollabierende Sterne) Teilchenbeschleuniger  SN 1987A Erdatmosphäre (Kosmische Strahlung)  Astrophysikalische Beschleuniger Bald ? Erdkruste (Natürliche Radioaktivität)  Urknall des Universums (Heute 330 n/cm3) Indirekte Evidenz

  4. Neutrinos aus der Sonne Hans Bethe (1906-2005, Nobelpreis 1967) Thermonukleare Reaktionsraten (1938) Helium Reaktions- ketten Energie 26.7 MeV Sonnenabstrahlung: 98 % Licht 2 % Neutrinos Hier 66 Milliarden Neutrinos/cm2 sec

  5. Sonnenbrille für Neutrinos? 8.3 Lichtminuten Eine Bleischicht der Dicke von mehreren Lichtjahren nötig Bethe & Peierls 1934 „ … dies bedeutet, dass man offen- sichtlich niemals in der Lage sein wird, ein Neutrino zu beobachten.”

  6. Erster Nachweis (1954-1956) Anti-Elektron Neutrinos vom Hanford Kernreaktor 3 Gammas in Koinzidenz n Cd p e+ e- g g g Clyde Cowan (1919-1974) Fred Reines (1918-1998) Nobelpreis 1995 Detektor-Prototyp

  7. Erste Messung der Sonnenneutrinos Inverser Beta-Zerfall („Neutrino-Einfang”) 600 Tonnen Tetrachlorkohlenstoff Homestake Sonnenneutrino- Observatorium (1967-2002)

  8. Physik-Nobelpreis 2002 für Neutrino-Astronomie Ray Davis Jr. (1914-2006) Masatoshi Koshiba (*1926) „für Pionierbeiträge zur Astrophysik, insbeson- dere für den Nachweis kosmischer Neutrinos”

  9. Tscherenkow Effekt Licht Elektron oder Myon (Geladenes Teilchen) Neutrino Licht Tscherenkow Ring Streuung oder Reaktion Wasser

  10. Super-Kamiokande Neutrino Detektor 42 m 39.3 m

  11. Super-Kamiokande: Sonne im Neutrinolicht Winkel relativ zur Sonne Jahreszeit

  12. Das Problem der „fehlenden” Sonnenneutrinos Homestake Chlorine 8B Berechnung des Sonnenneutrinoflusses aus verschiedenen Quellreaktionen CNO 7Be Messungen (1970–1995) John Bahcall 1934 - 2005 Raymond Davis Jr. 1914 - 2006

  13. „Neutrino-Verwandlung” des Rätsels Lösung Detektor Sonne Sonne Detektor

  14. Neutrino-Oszillationen Zwei-Flavor Mischung Jeder Masseneigenzustand propagiert mit wobei Der Phasenunterschied bewirkt Oszillationen Wahrscheinlichkeit fürnenm sin2(2q) Bruno Pontecorvo (1913-1993) Erfinder der Neutrino Oszillationen z Oszillations- Länge

  15. Oszillation von Reaktorneutrinos in KamLAND Oszillationsmuster für Elektron-Anti-Neutrinos als Funktion der Energie bei festem Abstand KamLAND Szintillator-Detektor (1000 t)

  16. Atmosphärische Neutrino-Oszillationen Zenitwinkelverteilung der atmosphärischen Neutrinos in Super-Kamiokande Super-Kamiokande misst Neutrinofluss abhängig vom Zenitwinkel Die Hälfte der Myon-Neutrinos von unten fehlen

  17. Japanisches „Long-Baseline (LBL)” Experiment K2K K2K Experiment (KEK to Kamiokande) bestätigt atmosphärische Neutrino- Oszillationen

  18. Gewogen und zu leicht befunden Dunkle Energie 73% (Kosmologische Konstante) Neutrinos 0.1-2% Normale Materie 4% (davon nur ca. 10% leuchtend) Dunkle Materie 23%

  19. Sonnen-Neutrino-Spektrum 7-Be Linie von Borexino (seit 2007) gemessen

  20. Physik im Untergrund • Unterdrückung von Störsignalen • grundlegend für Neutrino-Messungen • Abschirmung kosmischer Strahlung • in Untergrundlabors Gran Sasso Untergrundlabor (Italien) Georg Raffelt, Max-Planck-Institut für Physik, München Tag der offenen Tür, MPI für Physik, München, 13. Okt. 2007

  21. Sonnen-Neutrino-Spektroskopie mit Borexino • Neutrino-Elektron-Streuung • Flüssig-Szintillator-Technik • (~ 300 Tonnen) • Niedrige Energieschwelle • (~ 60 keV) • In Betrieb seit 16. Mai 2007 • Erwartetes Signal ohne Oszillationen 75 ± 4 counts/100t/d • Erwartet mit Oszillationen 49 ± 4 counts/100t/d • BOREXINO (Mai 2008) 49 ± 3stat ± 4syscnts/100t/d arXiv:0805.3843 (25. Mai 2008)

  22. Helioseismologie: Sonne als pulsierender Stern • Schwingungen der Sonne sind Schallwellen (p-Moden), • Stochastische Anregung durch Konvektionsströme • Mehr als 105 Moden (5-Minuten Oszillationen) • Innerer Umkehrpunkt hängt stark von der Knotenzahl ab • Erlaubt Rekonstruktion des Dichte- und Temperaturprofils

  23. Dopplergramm der ganzen Sonnenscheibe

  24. Sonnenmodell mit alten und neuen Elementhäufigkeiten Schallgeschwindingkeit Dichteprofil • Spektroskopisch neu bestimmte Elementhäufigkeiten: • Theoretische und seismische Sonnenmodelle weichen stark voneinander ab • Wo liegt der Fehler? • Neutrinomessungen der seltenen CNO Reaktionen kann die Häufigkeit • von Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff im Prinzip bestimmen

  25. Geoneutrinos: Worum geht es? • Wir wissen erstaunlich wenig über • das Innere der Erde • Tiefstes Bohrloch ~ 12 km • Proben der Kruste für chemische • Analyse vorhanden (z.B. Vulkane) • Aus seismischen Messungen • Rekonstruktion des Dichteprofils • Wärmefluss aus gemessenen • Temperaturgradienten 30-44 TW • (Erwartung aus kanonischem BSE • Modell ~ 19 TW aus Kruste und • Mantel, nichts aus dem Kern) • Neutrinos entweichen ungehindert • Tragen Information über die chemische Zusammensetzung, radioaktive • Energieproduktion oder sogar einen hypothetischen Reaktor im Erdzentrum

  26. Geoneutrinos Erwarteter Geoneutrino-Fluss KamLAND Szintillator-Detektor (1000 t) Reaktor-Hintergrund

  27. KamLAND Geoneutrino-Messung • Erste vorläufige Geoneutrino-Messung durch • KamLAND in 2005 (~ 2-Sigma-Effekt) • Schwierig wegen des Reaktorhintergrunds • (Reaktorneutrinos sind Hauptzweck von • KamLAND wegen Neutrinooszillationen)

  28. Neutrino-Monitor für Kernreaktoren San Onofre Kernreaktor (Kalifornien) Neutrino-Messungen Mit SONGS1-Detektor (1m3 Szintillator) • 3.4GWthermischeLeistung • Produziert ~ • 3800 Neutrino-Reaktionen • pro Tag in 1 m3 Flüssig- • szintillator • Mit relativ kleinen Detektoren können Reaktoren • “von außen” genau überwacht werden • Interessant für Nuklearüberwachung durch • Internationale Atomenergiekommission?

  29. IAEA N.Bowden, Neutrino 2008

  30. Applied Antineutrino Physics 2007

  31. Sanduleak -69 202 Supernova 1987A23. Februar 1987 Tarantel Nebel Große Magellan’sche Wolke Abstand 50 kpc (160.000 Lichtjahre)

  32. Supernova Neutrinos 20 Jahre nach SN 1987A

  33. Crab Nebula Cluster of Excellence: Origin and Structure of the Universe

  34. Sternkollaps und Supernova-Explosion Hauptreihenstern Zwiebelschalenstruktur Roter Riese Kollaps (Implosion) Wasserstoff-Brennen Helium- Brennen Wasserstoff- Brennen Entarteter Eisenkern r 109 g cm-3 T  1010 K MFe 1.5 MSonne RFe 8000 km

  35. Sternkollaps und Supernova-Explosion Neugeborener Neutronenstern Kollaps (Implosion) Explosion ~ 50 km Neutrino Kühlung Proto-Neutronenstern r  rnuc= 31014 g cm-3 T  30 MeV

  36. Sternkollaps und Supernova-Explosion Neugeborener Neutronenstern ~ 50 km Gravitations-Bindungs-Energie Eb 3  1053 erg  17% MSonne c2 Dies zeigt sich als 99% Neutrinos 1% Kinetische Explosionsenergie (1% davon in Kosm. Strahlung) 0.01% Licht, heller als Muttergalaxie Neutrino Kühlung Neutrino-Leuchtkraft Ln 3  1053 erg / 3 sec  3  1019LSonne Energieumsatz größer als der des restlichen sichtbaren Universums Proto-Neutronenstern r  rnuc= 31014 g cm-3 T  30 MeV

  37. Neutrino-Signal der Supernova 1987A Kamiokande (Japan) Wasser-Tscherenkow-Detektor 2140 Tonnen Zeitunsicherheit 1 min Irvine-Michigan-Brookhaven (US) Wasser-Tscherenkow-Detektor 6800 Tonnen Zeitunsicherheit 50 ms Baksan Szintillator Teleskop (Soviet Union), 200 Tonnen Zeitunsicherheit +2/-54 s Innerhalb der Zeitunsicherheit gleichzeitige Signale

  38. Große Detektoren für Supernova-Neutrinos LVD (400) Borexino (100) Baksan (100) Super-Kamiokande (104) KamLAND (400) MiniBooNE (200) In Klammern Zahl der Ereignisse für eine “typische Supernova” im Abstand von 10 kpc IceCube (106)

  39. SuperNova Early Warning System (SNEWS) Neutrino-Detektoren geben Frühwarnung für eine bevorstehende Supernovaexplosion in unserer Milchstraße (ein paar Stunden) Super-K IceCube Koinzidenz Server @ BNL Alarm LVD Supernova 1987A Frühe Lichtkurve Others ? http://snews.bnl.gov astro-ph/0406214

  40. Simuliertes Supernova-Signal für Super-Kamiokande Akkretions- Phase Kelvin-Helmholtz Kühlphase Simulation eines Super-Kamiokande SN-Signals (10 kpc), basierend auf einem numerischen Modell (Livermore) [Totani, Sato, Dalhed & Wilson, ApJ 496 (1998) 216]

  41. Standing Accretion Shock Instability (SASI) Mezzacappa et al., http://www.phy.ornl.gov/tsi/pages/simulations.html

  42. LAGUNA - Approved FP7 Design Study Large Apparati for Grand Unification and Neutrino Astrophysics (see also arXiv:0705.0116)

  43. LAGUNA Kollaboration EU Finanzierung (1.7 Mio Euro) zur Evaluierung verschiedener Standorte für ein mögliches europäisches großskaliges Neutrino-Observatorium

  44. Kosmische Strahlung („Höhenstrahlung”) Woher kommt die primäre kosmische Strahlung? Luftschauer: 1019 eV primäres Teilchen 100 Milliarden sekundäre Teilchen auf Meereshöhe Victor Hess (1911)

  45. Globales Spektrum der kosmischen Strahlung

  46. Neutrino-Strahlen: Himmel und Erde Target: Protonen oder Photonen Vergleichbare Flüsse von Photonen und Neutrinos Gleiche Flüsse aller Flavors durch Oszillationen F. Halzen (2002)

  47. Kern der Aktiven Galaxie NGC 4261

  48. IceCube Neutrino Teleskop am Südpol • 1 km3 antarktisches Eis • mit Photosensoren instrumentiert • 40 Trossen von 80 installiert (2008) • Fertigstellung bis 2011 geplant

  49. Scott-Amundsen-Station am Südpol

  50. Neutrino-Himmel von AMANDA (2000-2006) 6595 Neutrinos aus nördlichen Richtungen, von AMANDA registriert (2000-2006) Vor allem atmosphärische Neutrinos, noch keine astrophysikalischen Quellen IceCube Collaboration, arXiv:0809.1646 (Sept. 2008)

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