Atmosphärische Neutrinos

1. Atmosphärische Neutrinos Vortragender: C.Oracz Betreuer: O. Pooth Atmosphärische Neutrinos

2. Übersicht • Neutrinos allgemein • Neutrinos aus der Atmosphäre • Identitätskrise (Oszillation) • Detektion von Neutrinos (SuperKamiokande) • Experimente /Ergebnisse • Zukünftige Experimente (MINOS) Atmosphärische Neutrinos

3. Neutrinos allgemein 1930 postuliert Pauli ein neues Teilchen: NEUTRINO (zuerst Neutron genannt, später umgetauft) es ist neutral, sehr leicht bzw. massenlos Neutrino wurde nötig, um Energieerhaltung beim ß-Zerfall aufrechtzuerhalten. E M c² - M c² auch die quantenmechanische Spinbetrachtung beim ß-Zerfall verlangte ein weiteres Teilchen n  p + e + v ≤ z atom1 atom2 _ e Atmosphärische Neutrinos

4. …entstehen durch kosmische Strahlung in der Erdatmosphäre p + N  K , p , … Folgereaktionen: p µ + v (v ) K  µ + v (v ) µ  e + v (v ) + v (v )  Luftschauer (atmosphärische Kaskade) Kosmische Strahlung: ~99% Hadronen ~ 1% Elektronen ~0,1% Photonen Atmosphärische Neutrinos ± ± ± ± µ µ ± ± µ µ ± ± e e µ µ Atmosphärische Neutrinos

5. Atmosphärische Kaskade P, He Auf der Erde kommen Elektronen, Positronen, Photonen, atmosphärische Myonen sowie die für uns interessanten atmosphärische Neutrinos an. Typische v- Energie: 1 GeV Atmosphärische Neutrinos

6. µ µ = = Man misst: µ (V + V ) µ-like Bei niedrigen Energien (alle µ zerfallen) ergibt sich ein Verhältnis von 2:1 Bei höheren Energien (nicht alle µ zerfallen) steigt der Wert auf über 2 • Atmosphärische µ im Detektor als Untergrund e (V + V ) e-like e e Atmosphärische Neutrinos

7. Genauere Vorhersagen der V-, V- Flüsse aus Monte Carlo Simulationen der Luftschauer (Input: µ-Flüsse) Energiespektrum der v-Flüsse: 10 - 10 GeV e µ -1 3 MC-berechnetes (v +v )Flusspektrum MC-berechnetes Ratio (v + v )/(v +v ) vs E µ µ µ e e v µ Atmosphärische Neutrinos

8. In höheren Bereichen deutlichere Unterschiede zwischen horizontalen/ vertikalen- Einfall. Atmosphärische Neutrinos

9. R = Man betrachtet das Verhältnis DATA/MC des µ/e-Verhältnisses (µ/e) DATA (µ/e) MC R = 1 für eine „perfekte“ Vorhersage Neueste Ergebnisse für R (SuperKamiokande): R = 0,638 ± 0,052 Sub-GeV Ev < 1,33 GeV R = 0.658 ± 0,084 Multi-GeV Ev > 1,33 GeV R<1 wird als „atmosphärische Neutrinoanomalie“ bezeichnet V - Defizit oder V – Überschuss? µ e Atmosphärische Neutrinos

10. Neutrino-Oszillation Übergang V  V (Flavor-Übergang) Erzeugung Nachweis Ist ein quantenmechanischer Effekt Das klappt nur, wenn: - nicht alle Neutrinos massenlos sind (dm²) - Leptonflavorzahlen nicht streng erhalten sind  Nicht mit dem bisherigen Standard-Modell vereinbar a b Atmosphärische Neutrinos

11. Allgemeiner Fall: Oszillation im Vakuum Zwei orthonormierte Systeme von v-Zuständen Flavor-Eigenzustände Massen-Eigenzustände Zustände der beiden System i.A. verknüpft durch unitäre Transformation (unitäre n x n Mischungsmatrix U) + + mit UU = U U= 1 Atmosphärische Neutrinos

12. Zahl der Parameter: U hat (n-1)² unabhängige Parameter, nämlich: n(n-1) / 2 Mischungswinkel (n-1) (n-2) / 2 CP- verletzende Phasen n=2: 1 Mischungswinkel, keine Phase n=3: 3 Mischungswinkel, 1 Phase Einfachster Fall: n = 2 (V ,V )  (V ,V ) mit dm² = m² - m² e µ 1 2 1 2 q Mischungswinkel Atmosphärische Neutrinos

13. a b b Übergangswahrscheinlichkeit: Flavoränderung V V (appearance of V ) Überleben von V (non-disappearance of V ) L/E-Abhängigkeit von P(V  V ) und P(V  V ) für sin² 2q= 0.4 a a a a a b Atmosphärische Neutrinos

14. Superkamiokande Atmosphärische Neutrinos

15. Messung in Superkamiokande Cherenkov-Licht-Detektor mit 50 000 t Wasser und 13000 Photomultipliern in einer Zinkmine in den Japanischen Alpen in 1000m Tiefe. 40m x 42m groß Seit 1.4.96 im Betrieb, 12.11.2001 Störung, Betrieb wieder aufgenommen am 06.12.2002 (mit halber Kraft) Atmosphärische Neutrinos

16. Messprinzip: das einfallende Neutrino wechselwirkt mit dem Tankinhalt und erzeugt je nach Flavor bei der Kollision e oder µ. Diese werden dann dank des Cherenkov-Effektes detektiert. Neutrino-Nachweis: CC v + p  l + X v + n  l + X l=Leptonen(emt) ES v + e  v + e v + e  v + e _ + l l _ _ _ _ l l l l Atmosphärische Neutrinos

17. Cherenkov-Zähler Ein geladenes Teilchen emittiert beim durchqueren eines Mediums mit einer Geschwindigkeit > c/n eine charakteristische elektromagnetische Strahlung. Grund für die Strahlung: Polarisation der Atome entlang der Bahn. Atmosphärische Neutrinos

18. Der Winkel zwischen der emittierten Cherenkov-Photonen und der Bahn des geladenen Teilchens beläuft sich auf: tc/n 1 c tßc nß v (n Brechungsindex, ß = v/c) Aus dem Winkel kann man auch noch die Energie des Teilchens ableiten (ähnliches Prinzip beim Mach-Kegel beim Schall) n cos Q = = = Atmosphärische Neutrinos

19. Das Cherenkov-Licht macht gute Unterscheidung zwischen myonenartigen und elektronenartigen Ereignis möglich. e : elektromagnetischer Schauer: diffuser C-Ring µ : weitaus weniger Wechselwirkung: scharfer C-Ring e-Event µ-Event Atmosphärische Neutrinos

20. Cherenkov-Ringe Atmosphärische Neutrinos

21. Photomultiplier In einen Photomultiplier wird ein sehr schwaches Eingangssignal stark verstärkt und messbar gemacht. Atmosphärische Neutrinos

22. Als erstes kommt eine Photokathode zum Einsatz, die durch den Photoeffekt Photonen in Elektronen umwandelt. Jede dahinter befindlich Dynode beschleunigt die erzeugten Elektronen bis zur nächsten und fügt durch Sekundäremission ein Vielfaches an Elektronen hinzu. Im Normalfall ergibt sich eine Signalverstärk- ung der Größenordnung von 10 – 10  Signal gut messbar! 4 7 Atmosphärische Neutrinos

23. Vier interessante Ereignistypen Ereignis von oben, ganz enthalten ~1 GeV Ereignis von oben, teils enthalten ~10 GeV Ereignis(µ) von unten, teils enthalten ~100 GeV Ereignis(µ) von unten, ganz enthalten ~10 GeV Atmosphärische Neutrinos

24. Einfluss des Zenitwinkels Aufschluss darüber liefert die Untersuchung, wie das R von dem Zenitwinkel Q abhängt. (Q ist der Winkel zwischen der Flugrichtung des Neutrinos und der Vertikalen) Q = 0°, von oben kommend: L = 15 km Q = 180°, von unten kommend: L = 13000 km L = 15 km ~ 13000 km  Ausreichend großer Bereich um Oszillation zu untersuchen Atmosphärische Neutrinos

25. e-like Events V Fluß stimmt mit der Monte Carlo Simulation überein  Kein Überschuss an V e e Atmosphärische Neutrinos

26. µ-like Events V Fluss zeigt Defizit, für Multi-GeV bei Q >90° ganz deutlich µ-Neutrinos verschwinden, e-Neutrinos bleiben gleich  Oszillation V  V Es gibt Oszillation  Massendifferenz der Neutrinos! µ µ t Atmosphärische Neutrinos

27. Myonen „von unten kommend“ durchgehende Myonen gestoppte Myonen Fits für Oszillation führen zu diversen dm²-Werten Atmosphärische Neutrinos

28. Verhältnis DATA/MC als Funktion von L/E v Klares, längenabhängiges Defizit von Myonenneutrinos Atmosphärische Neutrinos

29. Ergebnis der Oszillationsanalyse Für v  v in der sin²2Q;dm² -Ebene erlaubtes Gebiet (68%,90%,99%CL) Bester fit: dm² = 3,2 * 10 eV²; sin²2Q=1 L = 775 km E /GeV µ t -3 osz v Atmosphärische Neutrinos

30. Tau-Ereignisse Durch V  V Übergänge entstehende V können CC – Reaktionen machen v + n  t + X Aber Energieschwelle sehr hoch E = 3,46 GeV Tau-Ereignisse sind sehr schwer zu identifizieren, da Tau „sofort“ zerfällt Tau- Auswahlkriterien: • multi-GeV, multi-Ring-Ereignisse • Energiereichster Ring ist e-artig (t enn) µ t t _ t s Atmosphärische Neutrinos

31. Tau-Ereignis, Maximum Likelihood-Analyse Ergebnisse der Analyse (v 2002): • gemessen: 506 t-Ereignisse • erwartet: 37 CCv + 461 BG-Ereignisse (43.1% CCv 24,5%CCv 32,4% NC) Es wurde eine erhöhte Anzahl-t bei großen Q gemessen Konsistent mit v  v Zenitwinkel-Verteilung t e µ z t µ Atmosphärische Neutrinos

32. dm² = E/GeV * km/L eV² ZukünftigeExperimente Anhand von LongBaseLine-Experimenten will man kleinere dm² eingrenzen Atmosphärische Neutrinos

33. MINOS - Main Injektion Neutrino Oszillation Search Sucht Vµ  Vx „Disappearance“ Ferner Detektor: tracking-Kalorimeter aus Stahl, Szintillator mit toroidalem Magnetfeld Naher Detektor, wie fern, nur kleiner Im Prinzip misst man das Vorhandensein der Neutrinos am Entstehungsort und 735km weiter. Man erwartet 9000 Mess-Ereignisse im Jahr. Atmosphärische Neutrinos

34. „Lageplan“ MINOS Atmosphärische Neutrinos

35. Zusammenfassung Erkenntnisse belegen die Oszillation der atmospärischen Neutrinos; • Neutrinos haben Masse! • Hinweis auf Physik jenseits des Standardmodells Mit kontrollierteren Neutrinostrahlen will man weitere Erkenntnisse sammeln Atmosphärische Neutrinos

36. Anhang - Zusatzbilder Atmosphärische Kaskade Zerstörte Photomultiplier im Superkamiokande Atmosphärische Neutrinos

37. Superkamiokande Atmosphärische Neutrinos