DPG Aachen, 10.März 2003Caren Hagner, Virginia Tech Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen 2002 großes Jahr in der Neutrinophysik! April: SNO Flavoränderung

DPG Aachen, 10.März 2003 Caren Hagner, Virginia Tech

Neue Ergebnisse der NeutrinophysikDPG Aachen

Neue Ergebnisse der NeutrinophysikDPG Aachen

2002 großes Jahr in der Neutrinophysik!2002 großes Jahr in der Neutrinophysik!

April:SNO

Flavoränderungbei solarenNeutrinos

Oktober:Nobelpreis HomestakeKamiokande

Dezember:KamLAND

ReaktorNeutrinos

LMA-Lösung

Caren HagnerVirginia Tech

Caren HagnerVirginia Tech


Neutrinomassen und Neutrinomischung

Neutrinomassen und Neutrinomischung

Neutrinomischung!Neutrinomischung!

3

2

1

321

321

321

UUU

UUU

UUU eeee

3 massive Neutrinos: ν1, ν2, ν3 mit Massen: m1<m2<m3

ee

321

e

Flavor-Eigenzustände ≠ Massen-EigenzuständeFlavor-Eigenzustände ≠ Massen-Eigenzustände


Parametrisierung der NeutrinomischungParametrisierung der Neutrinomischung

Neutrino-Mischungsmatrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13

• 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ

Neutrino-Mischungsmatrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13

• 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ

Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:• 2 CP-verletzende Majorana-PhasenIm Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:• 2 CP-verletzende Majorana-Phasen

3

2

1

1212

1212

1313

1313

2323

2323

100

0

0

0

010

0

0

0

001

cs

sc

ces

esc

cs

sci

ie

θsolθ13, δθatm


Experimentelle MethodenExperimentelle Methoden

Neutrinooszillationen:Neutrinooszillationen:

Mischungswinkel,δMassendifferenzenMischungswinkel,δMassendifferenzen

β-Zerfall:β-Zerfall: Absolute MasseAbsolute Masse

Majorana-Teilchen?Absolute Masse(Majorana Phase)

Majorana-Teilchen?Absolute Masse(Majorana Phase)

ββ-Zerfall:ββ-Zerfall:

Kosmologie (CMBR):Kosmologie (CMBR):

Absolute MasseAbsolute Masse


Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors)

Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors)

2

1

cossin

sincos

e

21

22

221 mmm

E

Lm

P ee

2sin)2(sin1

)(22122

Überlebenswahrscheinlichkeit:

0 1 2 3 L in Losz

Die Sonne im Neutrinolicht (Super-Kamiokande)

Solare NeutrinosSolare Neutrinos

MeV7.2622He4 4 eep

Energie des Neutrinos in MeV

Solare Neutrinos: “pioneering experiment”

Solare Neutrinos: “pioneering experiment”

Raymond Davis Jr., Homestake Experiment

Nobelpreis 2002Nobelpreis 2002

Rexp = 0.34 × SSM

ee3737 ArCl

Eν > 814 keV

Seit ≈ 1970


Das solare NeutrinorätselDas solare Neutrinorätsel

Sonnenmodelle durch Helioseismologie bestätigt

Non-Standard Neutrinoeigenschaften!

Energieabhängiges Defizit


Neutrinooszillationen in MaterieNeutrinooszillationen in Materie

m

m

mm

mme

2

1

cossin

sincos

Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie: νe : geladener + neutraler Strom νμ,τ : neutraler Strom

Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie: νe : geladener + neutraler Strom νμ,τ : neutraler Strom

)2(sin)2cos(

)2sin()2sin(

22

X

m

]eV)[(

]g/cm[]MeV[1052.1

221

22

37

mm

YEX e

e

μ

Θm

2m

1m

Innene

μ

Θm

2m1m

Resonanze

μΘm

2m1m

Auβen

Resonanz für X = cos(2θ) Im Inneren der Sonne: θm = 90o

An der Oberfläche: θm = θ

Resonanz für X = cos(2θ) Im Inneren der Sonne: θm = 90o

An der Oberfläche: θm = θ


Beste Erklärung: Neutrinooszillationen Beste Erklärung: Neutrinooszillationen

10

tan2θ

SMA

LMA

LOW

VAC

Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002

SNO: Sudbury Neutrino ObservatorySNO: Sudbury Neutrino Observatory

Target sind 1000t D2O Target sind 1000t D2O

Creighton Nickel-Mine in Sudbury Canada

Messung des 8B-FlussesCC (geladener Strom): νe

ES (elast. Streuung): νe, (νμ/τ)

NC (neutraler Strom): νe+ νμ+ ντ

Messung des 8B-FlussesCC (geladener Strom): νe

ES (elast. Streuung): νe, (νμ/τ)

NC (neutraler Strom): νe+ νμ+ ντNEU!


SNO: NCSNO: NC

NC: νx + d p + n + νx (Eν>2.2MeV)

Gleicher WQ für νe, ν, νMessung des gesamten8B-Neutrinoflusses

NC: νx + d p + n + νx (Eν>2.2MeV)

Gleicher WQ für νe, ν, νMessung des gesamten8B-Neutrinoflusses

Neutronennachweis:Phase1: n + d → t + (6.25MeV) bisherige Resultate!

Phase2: n + 35Cl → 36Cl + ’s(8.6MeV) seit Juni 2001

Phase3: n + 3He → p + t (He-Zählrohre)

Neutronennachweis:Phase1: n + d → t + (6.25MeV) bisherige Resultate!

Phase2: n + 35Cl → 36Cl + ’s(8.6MeV) seit Juni 2001

Phase3: n + 3He → p + t (He-Zählrohre)


SNO: CC und ESSNO: CC und ES

CC: νe + d p + p + e- (Eν > 1.4MeV)

Nur sensitiv auf νe

Messung des νe Energiespektrums

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)

ES: νeμτ + e- νeμτ + e-

σ(νe,e) ≈ 5 × σ(νμτ,e)

Auch in Super-K (KamLAND-solar, Borexino)Auch in Super-K (KamLAND-solar, Borexino)


SNO: Solarer 8B-Neutrinofluss SNO: Solarer 8B-Neutrinofluss

2000

580

260

Ereignisse(306Tage)

126 scm10

12601.181.0SSM scm1005.5

Standard Sonnen Modell (SSM): BP00

Stimmt!

e


SNO: FolgerungSNO: Folgerung

Anzahl der 8B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt! 1/3 erreichen den Detektor als νe

2/3 erreichen den Detektor als νμ oder ντ

Anzahl der 8B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt! 1/3 erreichen den Detektor als νe

2/3 erreichen den Detektor als νμ oder ντ

Transformationνe νμ/τ

Mechanismus ?

Damit ist gezeigt:Damit ist gezeigt:


Analyse der solaren NeutrinoexperimenteAnalyse der solaren

Neutrinoexperimente

LMA

LOW

Quasi-Vac

SMA praktischausgeschlossen

Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002

Welche Lösung?

Reaktorneutrino-ExperimentKamLAND

Reaktor:νe

Ev≈1÷10MeV

Verschwinden von νe?

Distanz der Reaktoren <L> ≈ 175 km

Distanz der Reaktoren <L> ≈ 175 km

1000t Flüssig-Szintillator


]eV[m

MeV][48.2m][

22

ELvacosz ]eV[m

MeV][48.2m][

22

ELvacosz

km250m105

55.25-osz

L km250m105

55.25-osz

LE (Reaktor-ν) ≈ 5MeVΔm2 (LMA) = 5∙10-5eV2

E (Reaktor-ν) ≈ 5MeVΔm2 (LMA) = 5∙10-5eV2

Mittlere Entfernung der Reaktoren von Kamland:

175km

Mittlere Entfernung der Reaktoren von Kamland:

175km

LMA-Test mit Reaktor-(Anti)-NeutrinosLMA-Test mit Reaktor-(Anti)-Neutrinos

Test möglich!


nepe

Nachweis der Reaktor-AntineutrinosNachweis der Reaktor-Antineutrinos

Ev > 1.8 MeVEv > 1.8 MeV

promptes Ereignis: Ev – 0.77 MeV

verzögertes Ereignis:MeV)2.2( dpn

180μsec180μsec


KamLAND: EnergiespektrumKamLAND: Energiespektrum

Größter EffektPosition m2


Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802

Reaktorneutrino-ExperimenteReaktorneutrino-Experimente


99.73%99%95%90%

Analyse Maltoni, Schwetz, ValleAnalyse Maltoni, Schwetz, Valle

Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND

Analyse KamLAND-Koll. Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802

Analyse KamLAND-Koll. Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802

LMA-I

LMA-II


Solare/Reaktor Neutrinos: StatusSolare/Reaktor Neutrinos: Status

Flavor-Umwandlung νe → νμ/τ Flavor-Umwandlung νe → νμ/τ Beste Erklärung:

Neutrinooszillationen in Materie

Beste Erklärung: Neutrinooszillationen in

Materie

LMA (best fit):

tan2θsol ≈ 0.46

m221 ≈ 7 × 10-5 eV2

LMA (best fit):

tan2θsol ≈ 0.46

m221 ≈ 7 × 10-5 eV2

Mischung nicht maximal! Vorzeichen von m2

21 bestimmtMischung nicht maximal!

Vorzeichen von m221 bestimmt


Solare/Reaktor Neutrinos: ZukunftSolare/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

Test des Standard Sonnenmodellsund Test des Materieeffekts:

• 7Be-Fluss: (0.64 ± 0.03) × SSM KamLAND-Solar und BOREXINO

• pp-Fluss: GNO, LENS

• KamLAND-Reaktor: höhere Statistik

• Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz

Oszillationsmuster, Genauigkeit m2sol und θsol

• KamLAND-Reaktor: höhere Statistik

• Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz

Oszillationsmuster, Genauigkeit m2sol und θsol


Atmosphärische NeutrinosAtmosphärische Neutrinos

E

LmP atm

atmx

222 27.1

sin2sin)(

L ≈ 20 km

L ≈ 13000 km

atmosphärischeNeutrinos:

Ev einige GeV

Oszillationswahrscheinlichkeitvariiert mit Zenithwinkel θ

θ

Kamiokande Experiment: Kamiokande Experiment:

Nobelpreis 2002Nobelpreis 2002

solare νatmosphärische ν Supernova ν

Masatoshi Koshiba, (Kamioka Nucleon

Decay)Experiment


50kton Super-Kamiokande Detektor50kton 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.

•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.


SuperK – atmosphärische NeutrinosSuperK – atmosphärische Neutrinos

e–ähnliche Ereignisse μ–ähnliche Ereignisse

Ohne OszillationenOszillationen (best fit)

Daten

νe

e

νμ

μ


Atmosphärische Neutrinos:Analyse NeutrinooszillationenAtmosphärische Neutrinos:

Analyse Neutrinooszillationen

Best fit:m2

atm = 2.5×10-3 eV2

sin22θatm = 1.0

Best fit:m2

atm = 2.5×10-3 eV2

sin22θatm = 1.0

Bestätigt durch MACRO, SOUDAN


Atmosphärische Neutrinos: ResultateAtmosphärische Neutrinos: Resultate

Bester fit für νμ → ντ OszillationenBester fit für νμ → ντ Oszillationen

Disappearance von νμ (Zenithwinkel abh.)Disappearance von νμ (Zenithwinkel abh.)

νμ → νe Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossenνμ → νe Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossen

m2atm = (1.5 – 4) × 10-3 eV2

(90%CL)sin22θatm = 1.0

m2atm = (1.5 – 4) × 10-3 eV2

(90%CL)sin22θatm = 1.0

(LMA-Mischung θsolar nicht maximal)

(LMA-Mischung θsolar nicht maximal)

Vorzeichen von m223

unbekannt!Vorzeichen von m2

23 unbekannt!

MaximaleMischung!


Ergebnis (06/1999 – 07/2001): 5.6·1019 POT Ereignisse “Far Detector” :ohne Oszillationen erwartet:

Ergebnis (06/1999 – 07/2001): 5.6·1019 POT Ereignisse “Far Detector” :ohne Oszillationen erwartet:

K2K Beschleuniger ExperimentK2K Beschleuniger ExperimentNear

Detector1 ton

KEK

300m250km

νμ, <Eν>= 1.3 GeV

νμ, <Eν>= 1.3 GeV

Super-Kfar detector

50 kton

Ziel: 1.0×1020 POT = 200 Neutrino Ereignisse in SKZiel: 1.0×1020 POT = 200 Neutrino Ereignisse in SK

562.64.51.80

Wahrscheinlichkeit für Null Oszillation: <0.4%


Long Baseline Beschleuniger Experimente: Zukunft

Long Baseline Beschleuniger Experimente: Zukunft

Volles Oszillationsmuster:MINOS (Fermilab Soudan), Icarus

Volles Oszillationsmuster:MINOS (Fermilab Soudan), Icarus

Appearance der Tau-Neutrinos:OPERA, Icarus (Cern Gran Sasso)

Appearance der Tau-Neutrinos:OPERA, Icarus (Cern Gran Sasso)

Präzisionsmessung von m2atm und sin22θatm :

MINOS, IcarusJHF Super-K

Präzisionsmessung von m2atm und sin22θatm :

MINOS, IcarusJHF Super-K


Was wissen wir über die Mischungsmatrix?Was wissen wir über die Mischungsmatrix?

3

2

1

1212

1212

1313

1313

2323

2323

100

0

0

0

010

0

0

0

001

cs

sc

ces

esc

cs

sci

ie

θsol

Solare Neutrinos und Reaktorexperiment (Kamland): tan2θsol ≈ 0.46

θatm

Atmosphärische Neutrinos und Beschleuniger (K2K): sin22θatm ≈ 1

θ13, δ

Unbekannt: θ13 , CP-Phase δGrenze durch CHOOZ Reaktorexperiment: sin22θ13 < 0.1

Jagd nach θ13 und δ!


Bestimmung von θ13 und δ:Bestimmung von θ13 und δ:

θ13 in subdominanten Effekten bei “long baseline” Neutrinooszillations-

Experimenten:Reaktor und Beschleuniger

LE

mL

E

mL

E

mcscscs

PP ee

4sin

4sin

4sinsin16

)()(

223

213

212

2323213131212

Neutrino-Superbeams, Off-axis beams, Neutrino Factory

falls Θ13 groß genug δ durch Asymmetrie:


LSND: Beam Dump Experiment

LSND: Beam Dump Experiment

ee e

Verifizierung durchMiniBooNE/FNAL

(läuft)

Überschuss gesehen!

Interpretation:steriles NeutrinoInterpretation:

steriles Neutrino


Bestimmung der NeutrinomasseBestimmung der Neutrinomasse

Super-K (atm. Neutrinos): m2

atm = 2.5 × 10-3 eV2

m(νi) > 0.05 eV

Super-K (atm. Neutrinos): m2

atm = 2.5 × 10-3 eV2

m(νi) > 0.05 eV

Das bestimmt die Energieskalabei der man suchen muss

Das bestimmt die Energieskalabei der man suchen muss


Tritium β-Zerfall: Mainz/TroitskTritium β-Zerfall: Mainz/Troitsk

e -33 eHe H e -33 eHe H

222i

iei mUm

CL%95eV2.2eV1.22.22.1 22

mmMainz Daten (1998,1999,2001)Mainz Daten (1998,1999,2001)

Zukunft:KATRIN

eV35.0

m


Neutrinoloser DoppelbetazerfallNeutrinoloser Doppelbetazerfall

d

d

u

u

e

eW

W

n

n

p

p

v = v

0v Doppelbetazerfall:

(A,Z) (A,Z+2) + 2e- Neutrino Anti-NeutrinoNeutrino Anti-Neutrino

Majorana-Neutrino:Majorana-Neutrino:

nur fürMajorana-Neutrino

undmV > 0!


Neutrinoloser DoppelbetazerfallNeutrinoloser Doppelbetazerfall

3

1

2

ieiiUmm

effektive Neutrinomasse im 0νββ-Zerfall:

22

02

20

0010

2/1 ),(][

vF

A

VGT mM

g

gMZEGT

222 i

eii Umm

Vergleich β-Zerfall:

Phasenraumfaktor Übergangsmatrixeleme

nt

effektive Neutrinomasse


Doppelbeta-Experimente: ResultateDoppelbeta-Experimente: Resultate

CL) (90% eV 35.0

mHeidelberg-Moskau Kollaboration, Eur.Phys.J. A12 (2001) 147

IGEX Kollaboration, hep-ex/0202026, Phys. Rev. C59 (1999) 2108

2.1 × 1023 0.85 – 2.1

alle 90%CLalle 90%CL

HM-K

IGEX


Doppelbetazerfall: ZukunftDoppelbetazerfall: Zukunft


Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP)

Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP)

Aus Fit an Multipolentwicklung der T-Fluktuationen(WMAP, CBI, ACBAR, 2dFGRS, Lyman-α):CL)%95(0076.02 h

eV23.0m


ZusammenfassungZusammenfassung

Masse des leichtesten Neutrinos:

<m>β < 2.2 eV β-Zerfall<m>ββ < 0.35 eV ββ-Zerfall mν < 0.23 eV CMBR-fit

Neutrinooszillationen:

Solare, Reaktor-Neutrinos/KamLAND: νe → νμ/τ Oszillationen (LMA)

Atmosphärische, Beschleuniger-Neutrinos/K2K: νμ → ντ Vakuum Oszillationen Oszillationsmuster

ντ-Appearance

Zukunft: Messung von θ13, δReaktor, Superbeams, Off-axis beams, Neutrinofactory

Majorana?

Oszillationsmuster


ENDE


KamLANDKamLAND

Prinzip:Phase 1: Reaktor-Anti-NeutrinosPhase 2: Solare Neutrinos

Prinzip:Phase 1: Reaktor-Anti-NeutrinosPhase 2: Solare Neutrinos


MSW Effekt für solare NeutrinosMSW Effekt für solare Neutrinos

Energieabhängige Unterdrückung der νe!(Mikheev, Smirnov, Wolfenstein)

Energieabhängige Unterdrückung der νe!(Mikheev, Smirnov, Wolfenstein)

Keine Resonanz Resonanz Nicht adiabatisch

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

~ 2000 caverns, Each of similar size to Gran Sasso halls: 15m (width) x 10-20m (height) x 100-200m

Northern Site

(180m)

SouthernSite

(240m)

The HLMA Facility

Heilbronn Kochendorf Site

• >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

Anti-e interaction rate at Heilbronn

• “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

3 m 2 m 2 m

14 m

Schematic view of the detector

Detector size used for background simulation

(112 tons)



Evidenz fuer Neutrino-Oszillationen:Evidenz fuer Neutrino-Oszillationen:

Gibt es ein 4. steriles Neutrino?

m2LSND~ 0.1-1eV2

m2atm~ 10-

3eV2

m2solar~ 10-5-10-4 eV2

or 10-11-10-7 eV2

Mit 3 Neutrinos ist dies nicht moeglich!


NeutrinomischungNeutrinomischung

3

2

1

132313231223121323122312

132313231223121323122312

1313121312

21

21

21

][

][

iiii

iiii

iiie

ecceescsscesccss

ecseesssccessccs

eesecscc

Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (PMNS) Matrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13

• 1 Dirac-Phase (CP): δ

Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (PMNS) Matrix: • 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13

• 1 Dirac-Phase (CP): δ

Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:• 2 Majorana-Phasen (CP): α1, α2

Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:• 2 Majorana-Phasen (CP): α1, α2

3

2

1

1212

1212

1313

1313

2323

2323

100

0

0

0

010

0

0

0

001

cs

sc

ces

esc

cs

sci

ie

θsolθ13, δθatm


LSNDLSND

KARMEN schließtgroßen Bereich vonLSND aus, kleiner Rest bleibt.MiniBooNE wird dengesamten erlaubten Bereich testen: Start 2002(1000 evts/year )

LSND: Mehr ve- Ereignisseals erwartet.

Gibt es ein leichtes steriles Neutrino?Gibt es ein leichtes steriles Neutrino?


KamLAND: Fluss der Reaktor-Anti-NeutrinosKamLAND: Fluss der Reaktor-Anti-Neutrinos

i

iee E

LmP

221

122 27.1

sin2sin1)(

i

iee E

LmP

221

122 27.1

sin2sin1)(


Analyse: Solare und Reaktorneutrinos (III)

Analyse: Solare und Reaktorneutrinos (III)

Holanda, Smirnov hep-ph-0212270


3 Neutrino Analyse3 Neutrino Analyse

aus Fogli, Lisi, Marrone, Montanino, Palazzo, Rotunno hep-ph/0212127


Kamland BorexinoKamland Borexino

1000t Flüssigszintillator<Lreaktor> = 175 km

Kamioka Mine: 2700mwe

300t Flüssigszintillator<Lreaktor> = 800 km

Gran Sasso: 3600mwe

SonneReaktorSonne Reaktor

Messung des solaren 7Be-ν Flusses Ev = 860keV

Neutrino-Elektron Streuung sehr schwache Signatur

Problem: radioaktiver Untergrund! zur Zeit noch in beiden Experimenten zu hoch für solare ν-Messung

Messung des solaren 7Be-ν Flusses Ev = 860keV

Neutrino-Elektron Streuung sehr schwache Signatur

Problem: radioaktiver Untergrund! zur Zeit noch in beiden Experimenten zu hoch für solare ν-Messung


OPERA: Erscheinen die Tau-Neutrinos?OPERA: Erscheinen die Tau-Neutrinos?


MINOS: Volles OszillationsmusterMINOS: Volles Oszillationsmuster

Δm2

sin22θ


Tritium β-Zerfall: Mainz ExperimentTritium β-Zerfall: Mainz Experiment


Doppelbetazerfall: SignaturDoppelbetazerfall: Signatur

Spektrum der Energiesumme der 2 Elektronen

Kinetische Energie/ Q-Wert des Zerfalls

2v Doppelbetazerfall: Kontinuum

0v Doppelbetazerfall: Linie


Absolutmasse des NeutrinosAbsolutmasse des Neutrinos

Aus β-Zerfall (Tritium):m(νe) < 2.2 eV/c2 (95% CL) (Mainz/Troitsk)

Aus β-Zerfall (Tritium):m(νe) < 2.2 eV/c2 (95% CL) (Mainz/Troitsk)Aus Pion Zerfall:

m(νμ) < 190 keV/c2 (95% CL)Aus Pion Zerfall:m(νμ) < 190 keV/c2 (95% CL)

Aus Tau Zerfall:m(ντ) < 18.2 MeV/c2 (95% CL) Aus Tau Zerfall:m(ντ) < 18.2 MeV/c2 (95% CL)


2νββ Zerfall2νββ Zerfall

d

d

u

u

e

e

v

v

W

W

n

n

p

p

2v Doppelbetazerfall:

(A,Z) (A,Z+2) + 2e- + 2ve


Neutrinooszillationen?Neutrinooszillationen?

Solare Neutrinos:νe → νμ,τ , Δm2 = 7×10-5 eV2

Disappearance νe : Homestake, Gallex, Sage, Super-K, SNO

Appearance von νμ,τ : SNOBestätigung durch KAMLAND (Reaktor-Anti-Neutrinoexperiment)

Solare Neutrinos:νe → νμ,τ , Δm2 = 7×10-5 eV2

Disappearance νe : Homestake, Gallex, Sage, Super-K, SNO

Appearance von νμ,τ : SNOBestätigung durch KAMLAND (Reaktor-Anti-Neutrinoexperiment)

Atmosphärische Neutrinos: νμ → ντ , Δm2 = 2.5×10-3 eV2

Disappearance von νμ : Super-K, Macro, Soudan

Bestätigung durch K2K (Beschleunigerexperiment)

Atmosphärische Neutrinos: νμ → ντ , Δm2 = 2.5×10-3 eV2

Disappearance von νμ : Super-K, Macro, Soudan

Bestätigung durch K2K (Beschleunigerexperiment)

LSND νμ → νe , Δm2 = 3×10-2 1 eV2

Appearance von νe

LSND νμ → νe , Δm2 = 3×10-2 1 eV2

Appearance von νe


Super-K DetektorSuper-K Detektor


Bestimmung von θ13:Bestimmung von θ13:

θ13 in subdominanten Effekten bei “long baseline” Neutrinooszillations-

Experimenten:Reaktor und Beschleuniger

Für “long baseline” Experimente (m2atm dominante Skala):


Hyper-KamiokandeHyper-Kamiokande


K2K und Super-K(atm. Neutrinos)K2K und Super-K(atm. Neutrinos)

K2K konsistent mit Super-K Resultat für atm.νK2K konsistent mit Super-K Resultat für atm.ν

Neutrinostrahlseit

18. Januar 2003


CHOOZ Reaktorneutrino ExperimentCHOOZ Reaktorneutrino Experiment

Reaktor – Detektor: L = 1kmEν ≈ 1-10 MeV

exsin22θ13 < 0.1


Sensitivität zukünftiger Experimente auf θ13Sensitivität zukünftiger Experimente auf θ13

Huber, Lindner, Winter hep-ph/0204352

Neutrino Factory

Neutrino Superbeams (P 4MW)


Absolutwert der NeutrinomasseAbsolutwert der Neutrinomasse

Super-K (atm. Neutrinos): m(νi) > 0.05 eV/c2

Super-K (atm. Neutrinos): m(νi) > 0.05 eV/c2

Neutrinomassen:Neutrinomassen:

hierarchischhierarchischoder quasi-entartet?oder quasi-entartet?

Documents

DPG Aachen, 10.März 2003Caren Hagner, Virginia Tech Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen 2002 großes Jahr in der Neutrinophysik! April: SNO Flavoränderung