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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.

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Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen

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  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

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