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Neutrinos von der Sonne

Neutrinos von der Sonne. Sarah Andreas 16.05.2006 RWTH Aachen. Übersicht. Sonne: Neutrinoproduktion Experimente: Neutrinonachweis Experimente I Neutrinos fehlen... Solares Neutrino Problem (SNP): Erklärungsversuche Experimente II ...gefunden Lösung.

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Neutrinos von der Sonne

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  1. Neutrinos von der Sonne Sarah Andreas 16.05.2006 RWTH Aachen

  2. Übersicht • Sonne: Neutrinoproduktion • Experimente: Neutrinonachweis • Experimente I Neutrinos fehlen... • Solares Neutrino Problem (SNP): Erklärungsversuche • Experimente II ...gefunden • Lösung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  3. DIE SONNE Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  4. Die Sonne • 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 ne Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  5. Solare Neutrinos Warum solare Neutrinos? • „window into the interior of the sun“ kleiner Wirkungsquerschnitt → direkte, ungestörte Auskunft aus Sonneninneres Gegensatz zu Photonen (~ Millionen Jahre) • Auskunft über Neutrinos lange Strecke und verschiedene Dichten durchquert → Untersuchung von Oszillationen (Materie und Vakuum) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  6. Sonnen-Neutrino-Produktion • 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 + 2ne + 26.73 MeV zwei mögliche Abläufe: pp - Kette und CNO - Zyklus Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  7. Abschätzung • pro Zyklus 26.73 MeVfreiwerdende Energie • im Mittel nur ca 2% für beiden ne • pro erzeugtes ne ca. 13 MeV Photonenenergie • Solarkonstante: S = 8.5 * 1011 MeV cm-2 sec-1 →Abschätzung ne - Fluss auf Erde fn fn == 6.5 * 1010 cm-2 sec-1 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  8. p + p D + e+ + ne p + e- + p D + ne 0 - 0.43MeV pp: 99.75 % pep: 0.25 % D + p 3 He + g 1.45 MeV PP I 85 % 14 % <1 % 3 He + p a + e+ + ne 3 He + 4 He 7 Be + g 3 He + 3 He a + 2p 14 % 0.015 % 0 - 18.78MeV 7 Be + e-7 Li + ne 7 Be + p 8 B + g 7 Li + p 2 a PP II 0.86 ; 0.38MeV 8 B 8 Be* + e+ + ne PP III 0 - 15MeV 8 Be* 2 a pp-Kette Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  9. e+ e+ CNO - Zyklus (Bethe-Weizsäcker-Zyklus) • 4 Protoneinfänge • 2 b+ - Zerfälle • 1 a - Zerfall • 12C nur Katalysator • 1.6% der Energieerzeu- • gung • hohe Temperaturen • →weit im Sonnen- innern Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  10. CNO - Zyklus • 3 ineinandergreifende Zyklen • Nebenzweige nur 1% bevölkert • → unbedeutend für Energie- • erzeugung • →Elementgenese • 4 neutrinoliefernde b+ - Zerfälle • (Anteile von 17F-nund 18F-n • sehr klein) ne ne ne ne Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  11. Temperaturabhängigkeit • CNO: • ab T > 13 Mio. Kelvin möglich • ab T > 18 Mio. Kelvin dominant • vorherrschende Energiequelle • schwerer Sterne (älterer • Generation, da 12C benötigt) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  12. Standard Sonnen Modell (SSM) • Beschreibung der Vorgänge in der Sonne • Annahmen: Energieproduktion durch thermonukleare Kernfusion, Hydrostatisches und thermisches Gleichgewicht, Ideales Gas • Vorhersagen: Verzweigungsverhältnisse der Kernreaktionen ne – Flüsse und Flussspektren fn (En) auf Erde • verschiedene Versionen (seit 1930er) J. Bahcall Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  13. P-P CNO Solare Neutrinoproduktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  14. Neutrino - Energiespektrum Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  15. EXPERIMENTE I Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  16. Detektoren • Masse: 1Solar Neutrino Unit [SNU] = 10-36 Einfänge pro Targetatom und Sekunde » 1 n - Wechselwirkung / Tag alle 1030 Targetatome →Ntarget = 1030 Kerne d.h. O(10-100)t Target für O(1) n - WW/Tag • Untergrund: kosmische Strahlung → tief unter Erde ³ 1000 m Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  17. 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

  18. e ne W+ p n Radiochemische Experimente (A) • Inverser b – Zerfall: ne+ B (Z) → C (Z+1) + e – • Radioaktiver Zerfall des Tochterisotops C : C (Z+1) + e –→ B (Z) + ne (Elektroneneinfang, meist aus K-Schale) → Extraktion und Zerfallsrate von C zählen (z.B. Proporitonalzähler) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  19. Realzeit – Experimente (B) • Target: reines Wasser Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: (ES)nx+ e –→nx + e – → Čerenkov - Licht des Elektrons • Target: schweres Wasser zusätzlich Neutrino - Deuteron - Reaktionen: (CC)ne + D → e – + 2 p (NC)nx + D →nx + p + n Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  20. Energiebereiche Wasser (A) (B) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  21. Radiochemisch (A) geringe Energie- schwelle lange Expositionszeiten Informationsdefizite (n-Energie und -Richtung) Nur Elektronneutrinos Realzeit (B) Echtzeit evtl n-Energie ungefähre n-Richtung verschiedene Flavour hohe Energieschwelle (5 MeV) Neutrinoart schwer bestimmbar Vergleich Vorteile Nachteile Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  22. Erste Anläufe 1946: Pontecorvo‘s Vorschlag zur Cl-Ar-Methode ne - Einfang : ne+ 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 keine Neutrinos nachgewiesen keine solaren Neutrinos nachgewiesen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  23. Homestake (A) Davis: „...neutrinos captured me early in my career.“ 1963: neue Berechnungen von J. Bahcall 8B-n- Rate höher als zuvor erwartet 1965: Homestake Goldmine, South Dakota (USA) • 1478 m Untergrund (kosm. Myonen) • 615 t Tetrachlorethylen (C2 Cl4 ) • ne - Einfang : ne+ 37Cl →37Ar + e – • Es = 814 keV → keine pp-n Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  24. Argon-Extraktion • alle 2-3 Monate • Tankinhalt durch sog. Eduktoren zirkuliert • Helium durch Targetflüssigkeit gespült • → Atmosphäre in • oberen 5% des • Tankes Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  25. Argon-Extraktion • Zirkulation durch Kontrollraum • Abkühlen in Holzkohlefallen mit flüssigem Stickstoff (-196 °C) • Argon Gefrierpunkt -189 °C • → Trennung des Argon • vom Helium durch • vollständige Adsorption • an Holzkohle • Entfernung von Holz- • kohle durch Aufwärmen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  26. Argon-Extraktion • Extraktionseffizienz (~95%): • kleine bekannte Menge inaktives Trägergas (36Ar oder 38Ar) • zu Targetflüssigkeit • Vergleich Menge wiedergewonnenes Träger-Argon mit • ursprünglicher Beigabe • → Prozentsatz des extrahierten 37Ar Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  27. 30 mm 20 cm Ergebnisse 37Ar - Zerfälle in Proportionalzählrohr zählen → Bestimmung der Anzahl der durch ne - Einfang erzeugten 37Ar-Kerne 1967: erster Durchlauf →Neutrinofluss kleiner als vorhergesagt (SSM) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  28. Ergebnisse 1970: neues System um Untergrund zu reduzieren • Wechselwirkung g-Strahlen mit Atomen in Proportionalzählrohr → Compton-Elektronen entlang Zählrohr langsam ansteigendes Signal • Signal aus 37Ar-Zerfall → Auger-Elektronen schnell ansteigendes Signal „pulse rise-time system“ • Proportionalzählrohr in Mine • Raum mit Wasser gefüllt Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  29. 34% des erwarteten Neutrino-Flusses Neutrinodefizit ! Ergebnisse 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 Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  30. weitere Experimente! Erklärungsversuche für Diskrepanz • Experimentelle Seite: • Extraktionseffizienz • Wirkungsquerschnitt • Detektor • Sonnen Modell: • Temperatur im Sonneninnern • Inputparameter • Neue Physik: • Neutrino Eigenschaften 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 something wrong with our experiment.“ ? Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  31. GALLEX & SAGE (A) • 1990er • ne-Einfang: ne+ 71Ga →71Ge + e- • Es = 233 keV →pp-n 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

  32. 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 Defizit bestätigt und scheinbar energieabhängig ! GALLEX & SAGE (A) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  33. nx Kamiokande & Super-K (B) • Wasser-Čerenkov-Detektoren • Target: reines Wasser • Elastische Neutrino - Elektron - Streuung: (ES) nx+ e –→nx + e – • kleiner Wirkungsquerschnitt • vorallem ne - Nachweis (Wirkungsquerschnitt 6mal größer) • Energieschwelle > 5 MeV →8B-n undhep-n große Unsicherheit (nuklearer Wirkungsquerschnitt, stark temperaturabhängig) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  34. Prinzip Rückstoß-Elektron schneller als c in Wasser → Čerenkov - Licht (Photomultiplier) Lichtintensität Þ n - Energie Form des Lichtmusters Þ n -Richtung (e- - Richtung » n - Richtung) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  35. 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

  36. 40 m 40 m Super-Kamiokande • 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

  37. Ergebnisse • n tatsächlich von der Sonne Winkeldifferenz zwischen Sonne und n - Richtung Peak bei cos q = 1 Û q = 0° • n - Defizit bestätigt beide nur ca. Hälfte des erwarteten Flusses Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  38. SOLAR NEUTRINO PROBLEM Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  39. Stand nach Super-K alle messen weniger ne als von SSM erwartet Davis lag doch nicht falsch ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  40. Erklärungsversuche 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) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  41. astrophysikalische Effekte Gegenargumente: • Konflikt Homestake - Kamiokande Homestake: 8B-n(78%) und 7Be-n(15%) Kamiokande: nur 8B-n Temperaturabhängigkeit: f (8B)~ T18 f (7Be) ~ T8 Tc - Erniedrigung: 8Bstärker reduziert als bei 7Be ABER: Defizit bei Homestake größer als bei Kamiokande Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  42. astrophysikalische Effekte Gegenargumente: • Defizit an 7Be-n 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-n ABER: 8B-naus 7Be - Reaktion Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  43. Neutrino-Eigenschaften • Neutrinozerfall ausgeschlossen wegen relativistischer Zeitdilatation großer Anteil zerfallender Neutrinos bei kleiner n - Energie → SSM-Abweichung bei GALLEX größer als bei Homestake ABER: gemessenes Defizit: GALLEX: 60% Homestake: 33% Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  44. Neutrino-Eigenschaften • Neutrino-Oszillationen plausibelste Erklärung energieabhängige Oszillationswahrscheinlichkeit zwei Möglichkeiten: • Oszillationen im Vakuum • Oszillationen in Materie Þ neue Experimente zur genaueren Untersuchung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  45. EXPERIMENTE II (SNO) Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  46. Sudbury Neutrino Observatory (SNO) • Schwer-Wasser-Čerenkov-Detektor • Ontario, USA Kessel, Ø 12m 1000 t D2O Unterstützungsstruktur 9500 PMTs (60% Abdeckung) innere Wasserabschirmung 1700 t äußere Wasserabschirmung 5300 t Abschirmung Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  47. 3 Nachweisreaktionen Neutrino- Elektron- Reaktionen starke Richtungs- sensitivität ( >5MeV ) ( >1.442MeV ) nur Elektronneutrinos Neutrino- Deuteron- Reaktionen ( >2.226MeV ) flavourunabhängiger Wirkungsquerschnitt (ES) Reaktionen Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  48. Analyse in Einheiten von 106 cm-2 s-1 Oszillationen SSM Vorhersage korrekt Ergebnisse Falls nurne , d.h. keine Oszillationen: fCC= fNC= fES Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  49. LÖSUNG DES SNP Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

  50. Stand nach SNO • erwartete Anzahl von solaren Neutrinos aber einige sind nm bzw. nt nicht nur Davis, auch Bahcall hatten Recht ! Sonne Experimente I SNP Experimente II Lösung

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