Neutrino-Detektoren

Vom Kleinstteilchen

zum

Eisriesen

Inhalt• Historisches

• Allgemeines über Neutrinos

- Neutrinoquellen

• Neutrino-Detektoren

- Radiochem. Experimente

- Echtzeit Experimente

• (H.E.S.S.)

Geschichte• Probleme der Energieerhaltung beim -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)

1930 postuliert Pauli das Neutrino.(Dadurch

bleibt der Energie-, Impuls- und Dreherhaltungssatz erhalten)

1934 stellt E.Fermi den -Zerfall vor(mit Neutrino(das kleine Neutrale))

1956 Entdeckung des e (Reines & Cowan Nobelpreis1995)

1962 Entdeckung des

Allgemeines über Neutrinos

Neutrinos

• elektrisch neutral

• sind Spin ½ Teilchen

• Wechselwirken schwach

• mittlere freie Weglänge in Blei ~1000 Lichtjahre

• es sind die häufigsten Elementarteilchen (N=1089)

Neutrinos• bekannt sind drei Flavours:

Leptonenzahl

el. Ladung

                                                

                                                   

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)

Atmosphärische Neutrinos

• Entstehen als Sekundärprodukte der Kosmischen Strahlung

Sonnenneutrinos

• Entstehen in der Sonne

• die Fusion von Wasserstoff zu Helium kann in zwei Mechanismen stattfinden:

- Proton-Proton-Zyklus

- CNO-ZyklusNettoreaktion: 4p => 4He + 2e++2ne+26,73 MeV

Aus der Solarkonstanten:fn=S/13 MeV~6,5*1010 1/cm2s

Proton-Proton-Zyklus

p+p => 2H+e++ e (99%) p+e-+p => 2H+ e (1%)

2H+p => 3He+

3He+3He => 4He+2p (86%)

3He+p =>4He+e+e+ (<<1%)

3He+4He=>7Be+ (14%)

7Be + p => 8B + 8B => 8Be + e++ e 8Be => 2 4He (1%)

7Be + e- =>7Li + e 7Li + p => 2 4He (99%)

7Be-Neutrino

8B-Neutrino

pp-Neutrino pep-Neutrino

hep-Neutrino

CNO-Zyklus

12C+p => 13N+g13N => 13C+e++ne

13C+p => 14N+g14N+p => 15O+g15O => 15N+e++ne

15N+p => 12C+4He

Es spielen auch höhere Elemente eine Rolle. Deshalbnur bei älteren Sternen relevant. Bei der Sonne sind es gerade mal 1,6%

Energiespektrum der Sonnenneutrinos

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

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

Neutrino-Detektoren

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

Verschiedene Detektoren

• Radiochemische• Echtzeit

Radiochemische Radiochemische:

ANZ+ne => A-1

N(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

GALLEX

• Gallium Experiment • startete Anfang der

90er Jahre• Im Bergmassiv Gran

Sasso in Italien

• 110 t GaCl3

• Schwellenenergie von 233keV

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.

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

SAGE (Soviet-American Gallium Experiment)

• Steht tief in einem alten Bergwerk im Kaukasus

• Reaktionen wie bei GALLEX

Nachteile der Radiochemischen Detektoren

• keine Informationen über die Richtung des einfallenden Neutrinos

• Informationen über die Energie nur durch die Schwellenenergie

• Zeitmittelung

Echtzeit DetektorenEchtzeit Detektoren

Als Nachweis Als Nachweis wird das wird das Cerenkov-Cerenkov-Licht benutztLicht benutzt

Cerenkov-Licht

cos(QC) = cm/v = c/(n*v) Bei Wasser ca. 40 Grad

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.

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

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

SNO Neutrino-Deuteron Reaktion

(CC) e+D => e- +2 p ( 1,442 MeV)

(NC) x+D =>x+p+n (2,226 MeV)

(ES) x+e- =>x+e-

n- Nachweis mit n-Einfangsreaktion N+Cl35 => Cl36+

Durch Vergleich der Reaktionen Feststellung von -Oszillation

Hochenergie-Neutrino Hochenergie-Neutrino DetektorenDetektoren

• man benötigt eine größt mögliche Effektive man benötigt eine größt mögliche Effektive FlächeFläche

• große Volumen um Teilchen noch länger große Volumen um Teilchen noch länger beobachten zu könnenbeobachten zu können

• als Detektormaterial eignet sich am Besten als Detektormaterial eignet sich am Besten Wasser oder EisWasser oder Eis

• einige benutzen die Erde als Abschirmung von einige benutzen die Erde als Abschirmung von Atmosphärischen NeutrinosAtmosphärischen Neutrinos

Projekte in der Tiefsee und im EisProjekte in der Tiefsee und im Eis

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

Super-Kamiokande

Meßprinzip

Reaktionen

• Elastic scattering (ES)

x+e- => x+e-

man kann e und unterscheiden, da e- stärker gestreut werden

sind nicht nachweisbar, denn sie erzeugen ein ,das schwer und kurzlebig ist

• Absorption an Protonen

e+p => n+e+

Super-Kamiokande

• Ereignis ausgelöst von einem Elektron mit einer Energie von 492Mev

Super-Kamiokande

• Ereignis ausgelöst von einem Muon mit einer Energie von 603Mev

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

Riesendetektoren

• AMANDA

• ICE-CUBE

• NESTOR

• Baikal-Projekt

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

ICE-CUBE (2003-2009)

• 1 km2 effektive Fläche• 80 Strings mit

insgesamt 4800 PMT´s

• 1 GT Masse• mehr Ereignisse als

ein anderes Teleskop

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

Antares

Warum?

• Messungen des Solaren Neutrinoflusses verbessert unser Verständnis vom Aufbau der Sonne. So wurden die errechneten Werte nie erreicht.

• dadurch Theorie der Neutrino-Oszillation• genauere Erkundung des Weltalls • bessere Kenntnis über die ersten sec. nach dem

Urknall.• Supernova - Ausbrüche • Neutrinomasse – Dunkle - Materie ?

H.E.S.S.(High Energy Stereoscopic System)

• Ist nach dem Entdecker der kosmischen Strahlung Victor Hess benannt worden (Nobelpreis 1936)

• Liegt auf einer Hochebene in Nambia• Ist nach dem Prinzip der abbildenen

Cherenkovtechnik aufgebaut.• Nachweis von Photonen mit einigen 10

GeV