Neutrino-Detektoren

1. Neutrino-Detektoren Vom Kleinstteilchen zum Eisriesen

2. Inhalt • Historisches • Allgemeines über Neutrinos • Neutrinoquellen • Neutrino-Detektoren • Radiochem. Experimente • Echtzeit Experimente • (H.E.S.S.)

4. Probleme der Energieerhaltung beim b-Zerfall kontinuierliche Energiespektrum ließ sich nicht erklären 1968 Erste Messungen der Sonnenneutrinos (weniger als 50% des theo. Wertes) 1998 Super-Kamiokande zeigt Evidenz für Neutrino-Oszillation => Neutrinos haben endliche Masse (Nobelpreis an Koshiba 2002) Geschichte 1930 postuliert Pauli das Neutrino.(Dadurch bleibt der Energie-, Impuls- und Dreherhaltungssatz erhalten) 1934 stellt E.Fermi den b-Zerfall vor(mit Neutrino(das kleine Neutrale)) 1956 Entdeckung des ne(Reines & Cowan Nobelpreis1995) 1962 Entdeckung des nm

5. Allgemeines über Neutrinos

6. Neutrinos • elektrisch neutral • sind Spin ½ Teilchen • Wechselwirken schwach • mittlere freie Weglänge in Blei ~1000 Lichtjahre • es sind die häufigsten Elementarteilchen (N=1089)

7. Leptonenzahl el. Ladung Neutrinos • bekannt sind drei Flavours:

8. Neutrinoquellen • Entstehung Sekunden nach dem Urknall • Kosmischen Beschleuniger (Supernova; Active Galactic Nuclei (AGN),Gamma Ray Burst (GRB)) • Erdatmosphäre (aus kosmischer Strahlung) • Sonne • Erde (radioaktive b-Zerfälle) • Reaktoren/Beschleuniger (E~ 4MeV; ca. 5*10201/s je Reaktor)

9. Atmosphärische Neutrinos • Entstehen als Sekundärprodukte der Kosmischen Strahlung

10. Sonnenneutrinos • Entstehen in der Sonne • die Fusion von Wasserstoff zu Helium kann in zwei Mechanismen stattfinden: • Proton-Proton-Zyklus • CNO-Zyklus Nettoreaktion: 4p => 4He + 2e++2ne+26,73 MeV Aus der Solarkonstanten: fn=S/13 MeV~6,5*1010 1/cm2s

11. Proton-Proton-Zyklus pep-Neutrino pp-Neutrino p+e-+p => 2H+ ne(1%) p+p => 2H+e++ ne(99%) 2H+p => 3He+g 3He+4He=>7Be+g(14%) 3He+3He => 4He+2p (86%) 3He+p =>4He+ne+e+(<<1%) hep-Neutrino 7Be-Neutrino 7Be + p => 8B + g 8B => 8Be + e++ ne 8Be => 2 4He (1%) 7Be + e- =>7Li + ne 7Li + p => 2 4He (99%) 8B-Neutrino

12. CNO-Zyklus 12C+p => 13N+g 13N => 13C+e++ne 13C+p => 14N+g 14N+p => 15O+g 15O => 15N+e++ne 15N+p => 12C+4He Es spielen auch höhere Elemente eine Rolle. Deshalb nur bei älteren Sternen relevant. Bei der Sonne sind es gerade mal 1,6%

13. Energiespektrum der Sonnenneutrinos

14. Energiespektrum der Sonnenneutrinos • die meisten Neutrinos haben ein kontinuierliches Spektrum bis zur Maximalenergie • pep- und 7Be-Neutrinos sind monoenergetische Neutrinos • die meisten Experimente haben hohe Energieschwellen, so dass sie nur 8B-Neutrinos messen

15. Hochenergie-Neutrinos • Neutrinos von „kosmischen“ Beschleunigern (Supernova, AGN, GRB, TRS) • Sehr energiereich (im TeV-Bereich) • Man kann die Quellen genau bestimmen, da keine Absorptionen wie bei Photonen oder Richtungsänderungen wie bei el. Geladener Strahlung stattfindet • Es gibt nur einen geringen Fluss von hochenergetischen Neutrinos

17. Neutrino-Detektoren

18. Eigenschaften der Detektoren Messungen von Neutrino-Reaktionen erfordern: • sehr große Detektor-Massen (wegen des kleinen Wirkungsquerschnittes) • sehr gute Abschirmung gegen ungewollte Strahlung • Unterdrückung der natürlichen Radioaktivität

19. Verschiedene Detektoren • Radiochemische • Echtzeit

20. Radiochemische Radiochemische: ANZ+ne => A-1N(Z-1)+e- (Z-1) wird extrahiert und im Proportionalzählrohr der Zerfall gemessen • Reaktionsrate: Man benötigt 1030 Atome um einen Zerfall pro Tag zu kriegen • Wegen den geringen Ereignissen entsteht eine neue Einheit: 1 SNU = 10-36 Einfänge pro Sekunde und pro Atom

21. GALLEX • Gallium Experiment • startete Anfang der 90er Jahre • Im Bergmassiv Gran Sasso in Italien • 110 t GaCl3 • Schwellenenergie von 233keV

22. GALLEX • Prinzip der Radiochemischen Experimente: 71Ga+ne => 71Ge+e- • niedrige Schwellenenergie bei 244keV • erstmals möglich den Fluss von pp-Neutrinos zu messen • hat eine Eichquelle welche die Funktion beweist • Ergebnisse: ~69,7 +- 10,0 SNU, was etwas mehr als die Hälft der Theoriewerte entspricht.

24. Homestake • erstes Experiment welches den solaren Neutrinofluss messen sollte. (1968) • Nachweis beruhte auf den Neutrinoeinfang durch 37Cl, aus dem dadurch 37Ar wird • Durch die Schwellenenergie bei 814 keV, hauptsächlich 8B-Neutrinos nachweisbar

25. SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) • Steht tief in einem alten Bergwerk im Kaukasus • Reaktionen wie bei GALLEX

26. Nachteile der Radiochemischen Detektoren • keine Informationen über die Richtung des einfallenden Neutrinos • Informationen über die Energie nur durch die Schwellenenergie • Zeitmittelung

27. Echtzeit Detektoren Als Nachweis wird das Cerenkov-Licht benutzt

28. Cerenkov-Licht Wenn ein relativistisches, geladenes Teilchen ein transparentes Medium wie Wasser oder Eis durchläuft und eine höhere Geschwindigkeit hat, als die des Lichtes in diesem Medium. Dann emittiert es die Cerenkov-Strahlung. cos(QC) = cm/v = c/(n*v) Bei Wasser ca. 40 Grad

29. EchtzeitVorteile • mehr Informationen über detektierte Teilchen (Richtung,Energie, Einfallszeit) • Test Möglich, ob Neutrinos von der Sonne kommen • zeitabhängige Phänomene besser beobachtbar • Prinzipiell alle Neutrino-Flavors detektierbar (nur keine Unterscheidung möglich) • Untergrundreduktion durch Elektronik möglich

30. SNO(Sudbury-Neutrino-Observatory) • 2 km unter der Erde in einer Mine bei Sudbury (Canada) • seit 1997 in Betrieb • Kugelförmige Struktur • 9600 PMT`s • arbeitet mit schwerem Wasser [D2O] • Schwellenenergie 1,42MeV

31. SNONeutrino-Deuteron Reaktion (CC) ne+D => e- +2 p ( 1,442 MeV) (NC) nx+D =>nx+p+n (2,226 MeV) (ES) nx+e- =>nx+e- n- Nachweis mit n-Einfangsreaktion N+Cl35 => Cl36+g Durch Vergleich der Reaktionen Feststellung von n-Oszillation

32. Hochenergie-Neutrino Detektoren • man benötigt eine größt mögliche Effektive Fläche • große Volumen um Teilchen noch länger beobachten zu können • als Detektormaterial eignet sich am Besten Wasser oder Eis • einige benutzen die Erde als Abschirmung von Atmosphärischen Neutrinos • Projekte in der Tiefsee und im Eis

33. Super-KamiokandeKamioka Nucleon Decay Experiment • 1000m unter der Erde in Japan (Mozumi Mine) • seit 01.04.1996 im Betrieb • 41,5m hoch und 39,3m Durchmesser • 50.000Tonnen reines Wasser (32.000t eff.) • 11.200 PMT (50cm) • Schwellenenergie 5MeV • Vorgänger: Kamokande fing 1985 mit der Neutrino-Astronomie an

34. Super-Kamiokande

35. Meßprinzip

36. Reaktionen • Elastic scattering (ES) nx+e- => nx+e- man kann ne und nm unterscheiden, da e- stärker gestreut werden nt sind nicht nachweisbar, denn sie erzeugen ein t,das schwer und kurzlebig ist • Absorption an Protonen ne+p => n+e+

37. Super-Kamiokande • Ereignis ausgelöst von einem Elektron mit einer Energie von 492Mev

38. Super-Kamiokande • Ereignis ausgelöst von einem Muon mit einer Energie von 603Mev

39. Pech am 12.11.2001 • 15-25 Millionen $ • Innerhalb von 10 sec. 6779 PMT´s zerstört • Selbst 8 km entfernte Seismografen registrierten Signal • Wegen eines angeknacksten PMT`s

40. Riesendetektoren • AMANDA • ICE-CUBE • NESTOR • Baikal-Projekt

41. AMANDA(Antarctic Myon And Neutrino Detection Array) • steht am Südpol • Bauzeit:1994-2000 (2009) • effektive Fläche (100.000 m2) • RMT´s: ca. 750 • Schwelle: ca. 20GeV • 1997 ~109 Ereignisse mit 116 Neutrinokandidaten

46. ICE-CUBE (2003-2009) • 1 km2 effektive Fläche • 80 Strings mit insgesamt 4800 PMT´s • 1 GT Masse • mehr Ereignisse als ein anderes Teleskop

49. NESTOR Vor der Halbinsel Peloponnes, welches durch seine höhere Dichte an PMT´s eine :-* niedrige Energieschwelle haben wird. Dieses kann dann auch vom 1500 km entfernten Cern stammende Neutrinos detektieren und untersuchen

50. Antares