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Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
NeutrinophysikNeutrinophysik
• Überblick über Elementarteilchen• Neutrinos: Eigenschaften• Das Rätsel der solaren Neutrinos• Neutrino Oszillationen• Neutrinostrahlen
• Überblick über Elementarteilchen• Neutrinos: Eigenschaften• Das Rätsel der solaren Neutrinos• Neutrino Oszillationen• Neutrinostrahlen
Prof. Dr. Caren HagnerUniversität Hamburg
Prof. Dr. Caren HagnerUniversität Hamburg
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Aufbau der Materie: Atome Aufbau der Materie: Atome
Atom: 10-10m = 0.0000000001 m
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Struktur der Atome Struktur der Atome
Atomkern: 5 × 10-15m 100000 × kleiner als Atom
Atomhülle: Elektronen
++
--
Elektromagnetische Kraft:Austausch von Lichtteilchen (Photonen)
Elektromagnetische Kraft:Austausch von Lichtteilchen (Photonen)
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Atomkern:Protonen und Neutronen
Struktur der Atomkerne Struktur der Atomkerne
pp
p
p
p pp
pp p
pp
p
p
p p
p
p
n
nn
n
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n
n
n
nn
n
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n
n
n
n
n
n
n
nStarke KernkraftStarke Kernkraft
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Struktur der Protonen und Neutronen Struktur der Protonen und Neutronen
u d
u
dd
u
ProtonProton NeutronNeutron
QUARKS!
GluonenGluonen
10-15m
Struktur des Protons:3 Valenzquarks, Seequarks, Gluonen
Entdeckung des Gluonsbei DESY (1979)
e+ e-q
Anti-q g
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Fundamentale TeilchenFundamentale Teilchen
u
d
Quarks:Quarks:
e
Leptonen:Leptonen:
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrino!
Wolfgang Pauli(1930)
NeutronNeutronProtonProton
dd
u
u
e
ve
Verantwortlich für die Umwandlungdes d-Quarks in u-Quark:schwache Kernkraft(elektroschwache Wechselwirkung)
Verantwortlich für die Umwandlungdes d-Quarks in u-Quark:schwache Kernkraft(elektroschwache Wechselwirkung)
Zerfall des Neutrons - Geburt des Neutrinos Zerfall des Neutrons - Geburt des Neutrinos
eepn ν++→ −
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Fundamentale TeilchenFundamentale Teilchen
u
d
Quarks:Quarks:
e
Leptonen:Leptonen:
vec
s μ
vμt
b τ
vτ
3 Familien3 Familien 3 Familien3 Familien
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Was wir noch nicht wissen:Was wir noch nicht wissen:
• Warum gibt es 3 Familien?• Woher kommen die Teilchenmassen?
Higgs-Teilchen?• Haben die Quarks (Leptonen)
auch wieder eine Substruktur?• ...• Kürzlich beantwortet:
Haben die Neutrinos eine Masse?
• Warum gibt es 3 Familien?• Woher kommen die Teilchenmassen?
Higgs-Teilchen?• Haben die Quarks (Leptonen)
auch wieder eine Substruktur?• ...• Kürzlich beantwortet:
Haben die Neutrinos eine Masse?
Was hält die Materie zusammen?Die 4 Grundkräfte des Universums
Gravitation ElektromagnetischeKraft
SchwacheKraft
StarkeKraft
Graviton Photon W+, W-, Z0 8 Gluonen
Austauschteilchen = Vermittler der Kräfte
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Woraus besteht das Universum?
4% normale Materie(Quarks, Leptonen)
23% dunkle Materie
73% dunkle Energie
Ergebnisse von Experimenten in den letzten Jahren:
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrinos: EigenschaftenNeutrinos: Eigenschaften
• Keine elektrische Ladung: neutral
• (Fast) keine Masse: 500000 × kleiner als Elektronenmasse
• Immun gegen starke Kernkraft
• Spüren nur die schwache Kernkraft!
• Keine elektrische Ladung: neutral
• (Fast) keine Masse: 500000 × kleiner als Elektronenmasse
• Immun gegen starke Kernkraft
• Spüren nur die schwache Kernkraft!
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Wie kann man ein Neutrino stoppen?Wie kann man ein Neutrino stoppen?
v
Neutrinos durchdringen die Erde,Auch die Sonne reicht nicht aus !
nötig: Eisenblock der Länge 1 Lichtjahr = 9500 Milliarden km
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrino WechselwirkungNeutrino WechselwirkungBestrahlte Fläche
Fläche σ = Wirkungsquerschnitt:Wenn getroffen -> dann Reaktion
Atome im TargetAtome im Target
trifft nicht!trifft nicht!
TrefferWahrscheinlichkeit, dass ein Neutrino trifft:(gesamte rote Fläche) / (bestrahlte Fläche)Wahrscheinlichkeit, dass ein Neutrino trifft:(gesamte rote Fläche) / (bestrahlte Fläche)
Für Neutrino Reaktionen:
σ oft kleiner als 10-40 cm2 !
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Was passiert wenn Neutrino trifft?1. Möglichkeit (langsame Neutrinos)Was passiert wenn Neutrino trifft?1. Möglichkeit (langsame Neutrinos)
Ga71
Gallium Kern:
31 Protonen40 Neutronen
Ge71
Germanium Kern:
32 Protonen39 Neutronen
ve
Atom verwandelt sich in anderes Element!
z.B.: Gallium in GermaniumChlor in Argon
Atom verwandelt sich in anderes Element!
z.B.: Gallium in GermaniumChlor in Argon
Ga71
Gallium Kern:
31 Protonen40 Neutronen
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Was passiert wenn Neutrino trifft?2.Möglichkeit (schnelle Neutrinos)
Was passiert wenn Neutrino trifft?2.Möglichkeit (schnelle Neutrinos)
Atomkernve
Atomkern wird zertrümmert –
Elektron ( oder Myon, Tauon) entsteht-> gut im Teilchendetektor zu sehen!
Atomkern wird zertrümmert –
Elektron ( oder Myon, Tauon) entsteht-> gut im Teilchendetektor zu sehen!
BruchstückeBruchstücke
e
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Atomkern
Was passiert wenn Neutrino trifft?3.Möglichkeit
Was passiert wenn Neutrino trifft?3.Möglichkeit
Hüllenelektron wird rausgeschlagen –
-> gut im Teilchendetektor zu sehen!
Hüllenelektron wird rausgeschlagen –
-> gut im Teilchendetektor zu sehen!
eve
Das Rätsel der solaren NeutrinosDas Rätsel der solaren NeutrinosEnergieerzeugung durch KernfusionEnergieerzeugung durch Kernfusion
Temperatur:15 Millionen oC
4 p → He4 + 2e + 2v + Energie4 p → He4 + 2e + 2v + Energie
pp ppn
ne
ev
v
Energie braucht 500000 Jahre um an die Oberfläche zu kommen
Das Rätsel der solaren NeutrinosDas Rätsel der solaren NeutrinosEnergieerzeugung durch KernfusionEnergieerzeugung durch Kernfusion
4 p → He4 + 2e + 2v + Energie4 p → He4 + 2e + 2v + Energie
Neutrinostrahlung entkommt sofort!
= direkte Information aus demInneren der Sonne
Neutrinostrahlung entkommt sofort!
= direkte Information aus demInneren der Sonne
v
v
v
vv
Auf die Erde treffen:60 Milliarden Neutrinos pro cm2 pro s Auf die Erde treffen:60 Milliarden Neutrinos pro cm2 pro s
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Wie kann man diese Neutrinos messen?
Wie kann man diese Neutrinos messen?
Problem für Neutrinodetektoren:Kosmische Strahlung
Problem für Neutrinodetektoren:Kosmische Strahlung
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Abschirmung der Neutrinodetektorenvor kosmischer Strahlung
Abschirmung der Neutrinodetektorenvor kosmischer Strahlung
• In Bergwerken• In Tunneln durch Gebirge• Unter Wasser:
Mittelmeer oder Baikalsee• Unter Eis: Antarktis
• In Bergwerken• In Tunneln durch Gebirge• Unter Wasser:
Mittelmeer oder Baikalsee• Unter Eis: Antarktis
DetektorDetektor
1000-3000m1000-3000m
Kosmische Strahlung wird abgeschirmt
Kosmische Strahlung wird abgeschirmt
Neutrinos erreichen DetektorNeutrinos erreichen Detektor
Raymond Davis Jr.
Nachweis der Sonnenneutrinos(Nobelpreis 2002)
Nachweis der Sonnenneutrinos(Nobelpreis 2002)
1500m tief
615 TonnenPerchloräthylen
= 2× 1030 Atome Cl37
−+→+ ee3737 ArClν
Seit ≈ 1970
ClvAr
Alle 2 Tage: 1 Ar Atom erzeugt
Nach 60 Tagen: Zählen der Argon Atome
Ergebnis:
Nur halb so viele Sonnen-Neutrinos wie erwartet!
solares Neutrino Rätsel
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Danach: Weltweite Suche!Danach: Weltweite Suche!
Experimente in:• Europa: Gran Sasso Gebirge (Italien)• Russland: Im Elbrus Gebirge• Japan: Bergwerk• Canada: Nickel Bergwerk
Experimente in:• Europa: Gran Sasso Gebirge (Italien)• Russland: Im Elbrus Gebirge• Japan: Bergwerk• Canada: Nickel Bergwerk
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Super-Kamiokande Detektor (Japan)Super-Kamiokande Detektor (Japan)
Riesiger, unterirdischer Wassertank (Höhe ca. 45m):
22500 Tonnen Wasser
An den Wänden:12000 Lichtdetektoren
Sonnen -NeutrinoSonnen -Neutrino
ElektronElektron
Lichtkegel:Cherenkov-Strahlung
Super-Kamiokande Detektor (Japan)Super-Kamiokande Detektor (Japan)
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Photon
e-
Photo Multiplier Tubes(Lichtdetektoren)
PMT
Photo Multiplier Tubes(Lichtdetektoren)
PMT
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrino Nachweis mit Cherenkov Strahlung
Neutrino Nachweis mit Cherenkov Strahlung
Elektron Ereignis
Myon Ereignis
50kt H2O
12000 PMTs12000 PMTs
Super-Kamiokande
Neutrino Ereignis:
Die Sonne im Neutrino-Licht(Super-Kamiokande Detektor)
Die Sonne im Neutrino-Licht(Super-Kamiokande Detektor)
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Alle Experimente finden:
Nur halb so viele Sonnen-Neutrinos wie erwartet!
Alle Experimente finden:
Nur halb so viele Sonnen-Neutrinos wie erwartet!
Was ist da los?Was ist da los?
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrino-OszillationenNeutrino-Oszillationen
Sonne erzeugtnur Elektron-
Neutrinosve
Detektor:Kann nurElektron-Neutrinos
sehen!
Detektor:Kann nurElektron-Neutrinos
sehen!
ve vμ
ve
Nachweis
Quantenphysik:Falls Neutrinos Masse haben können sich Elektron-Neutrinos in Myon-Neutrinos verwandeln!
Quantenphysik:Falls Neutrinos Masse haben können sich Elektron-Neutrinos in Myon-Neutrinos verwandeln!
Lösung des solaren Neutrinorätsels:
NEUTRINOS haben MASSE und oszillieren
Lösung des solaren Neutrinorätsels:
NEUTRINOS haben MASSE und oszillieren
ve vμve vμ ve vμ
OszillationslängeOszillationslänge
)(5.2
21
22 mm
EL vosz −
=Ev = Energie des Neutrinos in MeVm2 = Masse des schweren Neutrinos in eVm1 = Masse des leichten Neutrinos in eVdamit Losz in m
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Das OPERA Experiment:Oszillieren vμ in vτ ?
Das OPERA Experiment:Oszillieren vμ in vτ ?
Erde
CERN (Schweiz)Teilchenbeschleuniger
Gran Sasso Gebirge(Italien)
Strahl vonMyon-NeutrinosStrahl vonMyon-Neutrinos
OPERA Detektor:Kann Myon- und Tau-Neutrinos sehen
OPERA Detektor:Kann Myon- und Tau-Neutrinos sehen
730kmNeutrinostrahl
Start Juni 2008
3.5o
CERN TeilchenbeschleunigerCERN Teilchenbeschleuniger
Myon-NeutrinostrahlMyon-Neutrinostrahl
Gran Sasso Untergrundlabor (Italien)Gran Sasso Untergrundlabor (Italien)
AutobahnRom-Teramo
3 große Experimentierhallen
1982
Man baute die Hallen so, dass sie genauauf das CERN ausgerichtet sind.
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrinos im OPERA Detektor:Neutrinos im OPERA Detektor:
Myon-NeutrinoMyon-Neutrino
MyonMyon
BruchstückeBruchstücke
KernKern
TauonTauon
Tau-NeutrinoTau-NeutrinoKernKern
Tauon zerfällt in Myon!Tauon zerfällt in Myon!
Super Module 1
Target: Dort sollen dieNeutrinos wechselwirken!
Super Module 2
Spektrometer:Misst Geschwindigkeitund Vorzeichen von Myonen
Der OPERA DetektorDer OPERA Detektor
τ−μ−
X
200.000Bleiziegel
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Blei
Emulsions(Film)schicht
ντ
τ−
1 mm
μ-
μv
τv
Hadrons
Bleiziegel (insgesamt 155000):
Abwechselnd 57 dünne Bleiplatten (1mm)und 56 Fotofilmschichten.= Insgesamt 2000 Tonnen Blei
Geladene Teilchen schwärzen den Film!
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Nachweis des Tau-NeutrinosNachweis des Tau-NeutrinosNach 5 Jahren:10-20 Ereignisse
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Was wir über Neutrinos wissen:Was wir über Neutrinos wissen:
• Es gibt 3 Neutrino Arten: ve, vμ, vτ
• Neutrinos besitzen eine winzige Masse
• Neutrinos können sich ineinanderumwandlen.
• Es gibt 3 Neutrino Arten: ve, vμ, vτ
• Neutrinos besitzen eine winzige Masse
• Neutrinos können sich ineinanderumwandlen.
Aber: Es gibt noch viele offene Fragen und Rätsel!Aber: Es gibt noch viele offene Fragen und Rätsel!