1 / 72

Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen

Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen. Caren Hagner Virginia Tech. 2002 großes Jahr in der Neutrinophysik!. April: SNO Flavoränderung bei solaren Neutrinos. Dezember: KamLAND Reaktor Neutrinos LMA-Lösung. Oktober: Nobelpreis Homestake Kamiokande.

tavon
Download Presentation

Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript


  1. Neue Ergebnisse der NeutrinophysikDPG Aachen Caren HagnerVirginia Tech 2002 großes Jahr in der Neutrinophysik! April:SNO Flavoränderungbei solarenNeutrinos Dezember:KamLAND ReaktorNeutrinosLMA-Lösung Oktober:Nobelpreis HomestakeKamiokande

  2. Flavor-Eigenzustände ≠ Massen-Eigenzustände Neutrinomischung! Neutrinomassen und Neutrinomischung 3 massive Neutrinos: ν1, ν2, ν3 mit Massen: m1<m2<m3

  3. Parametrisierung der Neutrinomischung • Neutrino-Mischungsmatrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13 • 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ θsol θ13, δ θatm • Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich: • 2 CP-verletzende Majorana-Phasen

  4. Neutrinooszillationen: Mischungswinkel,δMassendifferenzen β-Zerfall: Absolute Masse ββ-Zerfall: Majorana-Teilchen?Absolute Masse(Majorana Phase) Kosmologie (CMBR): Absolute Masse Experimentelle Methoden

  5. Überlebenswahrscheinlichkeit: 0 3 2 1 L in Losz Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors)

  6. Energie des Neutrinos in MeV Solare Neutrinos Die Sonne im Neutrinolicht (Super-Kamiokande)

  7. Seit ≈ 1970 Eν > 814 keV Solare Neutrinos: “pioneering experiment” Nobelpreis 2002 Rexp = 0.34 × SSM Raymond Davis Jr., Homestake Experiment

  8. Energieabhängiges Defizit Sonnenmodelle durch Helioseismologie bestätigt Non-Standard Neutrinoeigenschaften! Das solare Neutrinorätsel

  9. Innen ne Θm nμ n2m Resonanz ne n2m n1m n1m Θm nμ Auβen ne n2m n1m Θm nμ Neutrinooszillationen in Materie Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie: νe : geladener + neutraler Strom νμ,τ : neutraler Strom Resonanz für X = cos(2θ) Im Inneren der Sonne: θm = 90o An der Oberfläche: θm = θ

  10. LMA SMA LOW VAC 10 tan2θ Beste Erklärung: Neutrinooszillationen Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002

  11. SNO: Sudbury Neutrino Observatory Target sind 1000t D2O Messung des 8B-Flusses CC (geladener Strom): νe ES (elast. Streuung): νe, (νμ/τ) NC (neutraler Strom): νe+ νμ+ ντ NEU! Creighton Nickel-Mine in Sudbury Canada

  12. SNO: NC NC: νx + d p + n + νx(Eν>2.2MeV) • Gleicher WQ für νe, ν, ν • Messung des gesamten8B-Neutrinoflusses Neutronennachweis:Phase1: n + d → t + (6.25MeV)bisherige Resultate! Phase2: n + 35Cl → 36Cl + ’s(8.6MeV) seit Juni 2001Phase3: n + 3He → p + t (He-Zählrohre)

  13. SNO: CC und ES 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) Auch in Super-K (KamLAND-solar, Borexino)

  14. 2000 260 580 Ereignisse(306Tage) Stimmt! Standard Sonnen Modell (SSM): BP00 SNO: Solarer 8B-Neutrinofluss

  15. Anzahl der 8B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt! 1/3 erreichen den Detektor als νe 2/3 erreichen den Detektor als νμ oder ντ Transformation νe νμ/τ SNO: Folgerung Damit ist gezeigt: Mechanismus ?

  16. LMA SMA praktischausgeschlossen LOW Quasi-Vac Analyse der solaren Neutrinoexperimente Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002 Welche Lösung?

  17. 1000t Flüssig-Szintillator Reaktor:νeEv≈1÷10MeV Verschwinden von νe? Reaktorneutrino-ExperimentKamLAND Distanz der Reaktoren <L> ≈ 175 km

  18. LMA-Test mit Reaktor-(Anti)-Neutrinos Mittlere Entfernung der Reaktoren von Kamland: 175km E (Reaktor-ν)≈ 5MeV Δm2 (LMA) = 5∙10-5eV2 Test möglich!

  19. verzögertes Ereignis: 180μsec promptes Ereignis: Ev – 0.77 MeV Nachweis der Reaktor-Antineutrinos Ev > 1.8 MeV

  20. Größter EffektPosition  m2 KamLAND: Energiespektrum

  21. Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802 Reaktorneutrino-Experimente

  22. 99.73% LMA-II 99% 95% 90% LMA-I Analyse Maltoni, Schwetz, Valle Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND Analyse KamLAND-Koll. Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802

  23. Solare/Reaktor Neutrinos: Status Flavor-Umwandlung νe → νμ/τ Beste Erklärung: Neutrinooszillationen in Materie Mischung nicht maximal!Vorzeichen von m221 bestimmt LMA (best fit): tan2θsol≈ 0.46 m221 ≈ 7 × 10-5 eV2

  24. KamLAND-Reaktor: höhere Statistik • Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz • Oszillationsmuster, Genauigkeit m2sol und θsol Solare/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

  25. L ≈ 20 km atmosphärischeNeutrinos:Ev einige GeV L ≈ 13000 km Atmosphärische Neutrinos Oszillationswahrscheinlichkeitvariiert mit Zenithwinkel θ θ

  26. Kamiokande Experiment: Nobelpreis 2002 Masatoshi Koshiba, (KamiokaNucleon Decay)Experiment solare νatmosphärische νSupernova ν

  27. 50kton 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.

  28. Ohne Oszillationen Oszillationen (best fit) Daten SuperK – atmosphärische Neutrinos e–ähnliche Ereignisse μ–ähnliche Ereignisse νμ νe μ e

  29. Atmosphärische Neutrinos:Analyse Neutrinooszillationen Best fit:m2atm = 2.5×10-3 eV2 sin22θatm = 1.0 Bestätigt durch MACRO, SOUDAN

  30. Atmosphärische Neutrinos: Resultate Disappearance von νμ(Zenithwinkel abh.) Bester fit für νμ→ ντ Oszillationen νμ→ νe Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossen Vorzeichen von m223 unbekannt! m2atm = (1.5 – 4) × 10-3 eV2 (90%CL)sin22θatm = 1.0 MaximaleMischung! (LMA-Mischung θsolarnicht maximal)

  31. K2K Beschleuniger Experiment Super-Kfar detector50 kton Near Detector1 ton νμ, <Eν>=1.3 GeV KEK 300m 250km Ziel: 1.0×1020 POT = 200 Neutrino Ereignisse in SK Ergebnis (06/1999 – 07/2001): 5.6·1019 POT Ereignisse “Far Detector” :ohne Oszillationen erwartet: Wahrscheinlichkeit für Null Oszillation: <0.4%

  32. Long Baseline Beschleuniger Experimente: Zukunft Volles Oszillationsmuster:MINOS (Fermilab  Soudan), Icarus Appearance der Tau-Neutrinos:OPERA, Icarus (Cern  Gran Sasso) Präzisionsmessung von m2atm und sin22θatm :MINOS, IcarusJHF  Super-K

  33. θsol θ13, δ θatm Solare Neutrinos und Reaktorexperiment (Kamland): tan2θsol ≈ 0.46 Atmosphärische Neutrinos und Beschleuniger (K2K): sin22θatm ≈ 1 Unbekannt: θ13 , CP-Phase δGrenze durch CHOOZ Reaktorexperiment: sin22θ13 < 0.1 Was wissen wir über die Mischungsmatrix? Jagd nach θ13 und δ!

  34. Bestimmung von θ13und δ: δ durch Asymmetrie: θ13 in subdominanten Effekten bei “long baseline” Neutrinooszillations-Experimenten:Reaktor und Beschleuniger falls Θ13 groß genug Neutrino-Superbeams, Off-axis beams, Neutrino Factory

  35. Überschuss gesehen! LSND: Beam Dump Experiment Verifizierung durchMiniBooNE/FNAL(läuft) Interpretation:steriles Neutrino

  36. Bestimmung der Neutrinomasse Super-K (atm. Neutrinos): m2atm = 2.5 × 10-3 eV2  m(νi) > 0.05 eV Das bestimmt die Energieskalabei der man suchen muss

  37. Zukunft: KATRIN Mainz Daten (1998,1999,2001) Tritium β-Zerfall: Mainz/Troitsk

  38. p u 0v Doppelbetazerfall: n d e W v = v W e d n u p Majorana-Neutrino: Neutrino  Anti-Neutrino (A,Z) (A,Z+2) + 2e- Neutrinoloser Doppelbetazerfall nur fürMajorana-NeutrinoundmV > 0!

  39. Phasenraumfaktor effektive Neutrinomasse Übergangsmatrixelement effektive Neutrinomasse im 0νββ-Zerfall: Vergleich β-Zerfall: Neutrinoloser Doppelbetazerfall

  40. Heidelberg-Moskau Kollaboration, Eur.Phys.J. A12 (2001) 147 IGEX Kollaboration, hep-ex/0202026, Phys. Rev. C59 (1999) 2108 HM-K IGEX 2.1 × 1023 alle 90%CL 0.85 – 2.1 Doppelbeta-Experimente: Resultate

  41. Doppelbetazerfall: Zukunft

  42. Aus Fit an Multipolentwicklung der T-Fluktuationen(WMAP, CBI, ACBAR, 2dFGRS, Lyman-α): Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP)

  43. Zusammenfassung Neutrinooszillationen: Oszillationsmuster Solare, Reaktor-Neutrinos/KamLAND:νe → νμ/τ Oszillationen (LMA) Atmosphärische, Beschleuniger-Neutrinos/K2K:νμ→ ντ Vakuum Oszillationen Oszillationsmusterντ-Appearance Masse des leichtesten Neutrinos: <m>β < 2.2 eV β-Zerfall <m>ββ< 0.35 eV ββ-Zerfall mν< 0.23 eV CMBR-fit Majorana? Zukunft: Messung von θ13, δReaktor, Superbeams, Off-axis beams, Neutrinofactory

  44. ENDE

  45. KamLAND • Prinzip: • Phase 1: Reaktor-Anti-Neutrinos • Phase 2: Solare Neutrinos

  46. MSW Effekt für solare Neutrinos • Energieabhängige Unterdrückung der νe!(Mikheev, Smirnov, Wolfenstein) Keine Resonanz Resonanz Nicht adiabatisch

  47. The HLMA Facility 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 Northern Site (180m) Southern Site (240m) ~ 2000 caverns, Each of similar size to Gran Sasso halls: 15m (width) x 10-20m (height) x 100-200m

  48. Anti-einteraction rate at Heilbronn • >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 Heilbronn Kochendorf Site

  49. Schematic view of the detector 3 m 2 m 2 m • “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 14 m (112 tons) Detector size used for background simulation

More Related