Neutrino-Astronomieparticle.astro.ru.nl/hs0607/V-Renz.pdf · -Neutrino-Oszillationen • Neutrinos bei mittleren Energien-Supernova-Neutrinos-Atmosphärische Neutrinos / Super-Kamiokande

Hauptseminar Teilchenastrophysik und Kosmische Strahlung

Neutrino-Astronomie

31.01.2007

Manuel Renz

Überblick

• Einführung-Historie-Eigenschaften von Neutrinos

• Solare Neutrinos (E<10MeV)-Neutrinoproduktion und –flüsse-Experimente / Homestakexperiment, SNO-Neutrino-Oszillationen

• Neutrinos bei mittleren Energien-Supernova-Neutrinos-Atmosphärische Neutrinos / Super-Kamiokande

• Hochenergetische Neutrinos (E>500GeV)-Quellen-Experimenteller Nachweis

Einführung – „Geburt“ des Neutrinos (1930)

• ß--Zerfall: n → p + e-

• Energie- u. Impulserhaltungssatz sagen diskrete Positron-Energie voraus

• Pauli: Dreikörperzerfall n → p + e- +

Wolfgang Pauli (1900-1958)

eυ

Einführung - Savannah-River-Experiment (1956)

Clyde Cowan Jr. Frederic Reines

Nobelpreis 1995 für

Reines (Cowan schon

verstorben)Flüssig-Szintillatoren

in H2O gelöstes CdCl2

Einführung - Savannah-River-Experiment (1956)

• Neutrinofluss vom Reaktor: • e+e- → γγ• Neutron wird durch Stöße abgebremst• Cd-Kern fängt n ein → Übergang in Grundzustand• Auftreten beider Signaturen erlaubt eindeutigen

Nachweis obiger Reaktion

Nachweisreaktion:

nepe ++ +→υ

)*/(10*6.1 20 GWsN υυ ≈

Einführung - Neutrinoeigenschaften

• Wirkungsquerschnitt:- im Allgemeinen sehr klein ~10-40cm2

- Wechselwirkungslänge für 1MeV Neutrino in Eisen ≈ 30Lj- wächst näherungsweise linear mit der Energie

• Leptonfamilien:

• Neutrinos haben Spin ½

• Bisher nur Obergrenzen für Neutrinomassen bekannt

Solare Neutrinos

Solare Neutrinos – Entstehung im SSM

• Erwarteter Fluss: Φ ≈ 6.5*1014 m-2 s-1

Reaktion NeutrinoenergieeeHpp υ++→+ +2 MeV42.0≤eHpep υ+→++ − 2 MeV442.1

eeHepHe υ++→+ +43 MeV8.18≤eLieBe υ+→+ − 77 MeV86.0eeBeB υ++→ +88 MeV15<eeCN υ++→ +1313 MeV2.1<eeNO υ++→ +1515 MeV73.1<eeOF υ++→ +1717 MeV73.1<

pp

-

K

e

tt

eCNO

-

Zy

klus

Solare Neutrinos – Flüsse

Neutrinofluss:

Kontinuum:

cm-2sec-1Mev-1

Linien:

cm-2sec-1

Solare Neutrinos – Das Homestakeexperiment (seit 1970)

• 1480m tief in der Homestake Goldmine (South Dakota)• Detektor: Mit 615t flüssigem C2Cl4 gefüllter Tank dem

zusätzlich eine kleine Menge stabiles Ar36 (bzw. Ar38) beigegeben wird.

• Expositionsdauer: 60 – 70 Tage

Raymond Davis Jr. ( 1914 – 2006 )Nobelpreis 2002

Solare Neutrinos – Das Homestakeexperiment

• wegen ES nur Be7- und B8-Neutrinos• keine Richtungsinformation• sehr kleine Neutrinoeinfangraten: 0.482 Ar37/d

Messprinzip:

Probleme:

eυ

37Cl37Ar

−eES = 814keV

Solare Neutrinos – Solar Neutrino Problem

Möglichkeit 1:SSM ist falsch

Möglichkeit 2:Auf dem Weg Sonne → Erde passiert etwas mit den →Neutrino-Oszillationen

eυ

Solare Neutrinos – Neutrino-Oszillationen

• Neutrinos müssen (unterschiedliche!) Massen haben• Flavour-EZ beschreiben WW mit Materie• Propagation im Masseneigenzustand

Maki, Nakagawa, Sakata:

⎟⎟⎟

⎠

⎞

⎜⎜⎜

⎝

⎛

⎟⎟⎟

⎠

⎞

⎜⎜⎜

⎝

⎛=

⎟⎟⎟

⎠

⎞

⎜⎜⎜

⎝

⎛

3

2

1

321

321

321

υυυ

υυυ

τττ

μμμ

τ

μ

UUUUUUUUU eeee

Flavour-Eigenzustände unitäre Mischungsmatrix

Massen-Eigenzustände


Neutrinos mit kleiner Energie oszillieren schneller !!

einfacher:

⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛−

=⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛

2

1

cossinsincos

υυ

φφφφ

υυ

β

α

⎥⎦

⎤⎢⎣

⎡Δ==→⇒ L

EcmPh4

sin*)2(sin||)(32

222 φυυυυ βααβ

Oszillationslänge: 32

4cm

ELOsz Δ=

hπ


• Experiment welches auf alle Neutrinoflavours sensitiv ist → Messung des Gesamtflusses

• Weitere Anforderungen:- Richtungsinformation- Energiemessung- Erneute Messung des -Flusses eυ

Zur Prüfung des Modells notwendig:

Solare Neutrinos – Sudbury Neutrino Observatory (SNO)

• Ort: Inco‘s Creighton Mine• 2092m unter der Erde

(nur 3 kosm. μ pro h)

Transparenter Acrylbehälter (12m Durchmesser) mit 1000t schwerem Wasser (D2O)

1700t H2O

Array aus 9456 PMT‘s

5700t H2O zur Abschirmung gegen externe Radioaktivität

Solare Neutrinos – SNO

• gestreutes e- fliegt in Richtung des urspr. Neutrinos• sensitiv auf alle Flavours aber größerer Wirkungs-

querschnitt für Elektronneutrinos

Nachweisreaktionen (8B-Neutrinos):1.Elastic Scatering (EC):

Nachweisreaktionen (8B-Neutrinos):2.Charged Current (CC):

Solare Neutrinos - SNO

• Energie des e- stark von der Neutrinoenergie abhängig• präzise Messung des 8B-Neutrino Energiespektrums

möglich


Nachweisreaktionen (8B-Neutrinos):3.Neutral Current (NC):

• gleich sensitiv auf alle Flavours → Messung des gesamten 8B-Neutrinoflusses

• indirekter Nachweis der entstehenden Neutronen


• Gesamtfluss stimmt gut mit SSM-Vorhersage überein• Messung entspricht Erwartung für Oszillationen (unter

Berücksichtigung des MSW-Effekt)

Messergebnisse:

)( eCC υφφ =

)(1559.0)( μτυφυφφ += eES

)()( μτυφυφφ += eNC

Fluss ElektronneutrinosFlus

s M

yon-

/Tau

neut

rinos

Neutrino-Oszillationen – Reaktorexperimente

KAMLAND:

• Messung des -Flusses von 51 Atom-reaktoren aus ganz Japan

• „Disappearence“

• Oszillationen von

eυ

μυυ →e

Solare Neutrinos – Zusammenfassung

• Neutrinos kommen aus der Sonne• Bestätigung des Standard Sonnenmodell• Entdeckung von Neutrino-Oszillationen

Neutrinos bei mittleren Energien

Supernova Neutrinos – SN1987A

• 24.2.1987, Große Magellansche Wolke(17*104 LJ)• ca. 1058 Neutrinos → integr. Fluss von 2*1014m-2

• <E> ≈ 12 MeV• einziger Nachweis extragalaktischer Neutrinos

++→+ enpeυNachweis:

Kamiokande

Irvine Michigan Brookhaven

Supernova Neutrinos – SN1987A

• Flugzeit eines Neutrinos mit Masse m und Energie E, bei

einer Flugstrecke L:

• Aus Messungen von Energie- und Flugzeitunterschieden ergibt sich:

• Aber: Flugzeitunterschiede von Emissionszeit abhängigHier: Alle Neutrinos wurden gleichzeitig emittiert

Obergrenze für -Masse:eυ

eVm e 31)( <υ

⎟⎟⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛+≈ 2

2

21*

υ

υ

Em

cLT

Atmosphärische Neutrinos – Entstehung

• bei höheren Energien MC-Rechnungen für Schauerentwicklung notwendig

• Neutrinoenergien: 0.5 – 500 GeV• Wirkungsquerschnitt im Bereich des Flussmaximums: σ ~ 10-39cm2 → Detektorgröße ähnlich wie bei Solaren Neutrinos

μυμπ +→ +++ K/

μυμπ +→ −−− K/

ee υυμ μ ++→ ++

ee υυμ μ ++→ −−

2=+

+

ee υυ

υυ

ϕϕ

ϕϕμμ (für kleine Energien)

Atmosphärische Neutrinos – Super-Kamiokande

• 1000m unter dem Mt.Ikenoyama

• Höhe: 42m• Durchmesser: 39m• 50000 t Wasser

(32000t innen 18000t außen)

• 11146 PMTs (innen)• 1885 PMTs (außen)• Energie: 4.5MeV-1TeV


XlN +→+υNachweis:μ e

Fully Contained Partially Contained


MCDaten eeR )//()/( μμ=

GeVEGeVMulti 33.1: >− υ

GeVEGevSub 33.1: <− υ

Messung:.)(05.0.)(03.063.0 sysstat ±±.)(08.0.)(05.065.0 sysstat ±±

→ Entweder zuwenig Myonen oder zuviel Elektronen



GeVEGeVMulti 33.1: <− υ

GeVEGevSub 33.1: >− υ


e--Ereignisse stimmen mit Erwartung überein !!



GeVEGeVMulti 33.1: <− υ

GeVEGevSub 33.1: >− υ


232

2

10*1.21)2(sin

eVm −=Δ=φ

Bester Fit: -Oszillationenτμ υυ →

Quellen Hochenergetischer Neutrinos

Astronomie – Kosmische Strahlung vs. Neutrinos

• geladene Teilchen: Ablenkung durch kosmische Magnetfelder

Kosmische Strahlung:


• Photonen: WW mit CMB, Absorption durch kosm. Staub ect.

• Neutronen: instabil, zerfallen auf dem Weg zur Erde (~300000 Lj)

Kosmische Strahlung:


• Keine Ladung → zur Quelle zurückverfolgbar

• Keine Absorption, keine WW mit CMB, v≈c

• Allerdings: sehr kleine Wirkungsquerschnitte

Neutrinos:

Kosmische Strahlung – Spektrum

• Energien bis zu 3*1020 eV

• Wo und wie werden Teilchen auf solch gigantische Energien beschleunigt ?

Kosmische Strahlung – Entstehung

• bottom-up: Kosmische Strahlung hat ihren Ursprung in kosmischen Beschleunigern.

Galaktisch Quellen:- Supernova-Reste (SNR) - Pulsare

Extragalaktische Quellen:- Gamma Ray Bursts (GRB)- Aktive Galaktische Kerne (AGN)

Unterscheidung zwischen bottom-up und top-down Modellen:

Kosmische Strahlung – Hillas-Plot

Hochenergetische Neutrinos – Entstehung

γ++

ppp } {→ XK +

+±

±ππ 0

Neutrino-Entstehung: WW von p der kosm. Str. mit Targetprotonen bzw. -photonen aus dem, den kosm. Beschleuniger umgebenden Gas bzw. Plasma

Vorraussetzung: Teilchen wie z.Bsp. Protonen werden auf sehr hohe Energien beschleunigt.

↓↓

Hochenergetische Neutrinos – GRB

• Dauer: 0.01 – 1000s• frei werdende Energie im

Bereich einer Sonnenmasse• GRB‘s sind selten: 1000/Jahr

(1/Galaxie in 1 Million Jahre)• Kinematik: Feuerballmodell

GRB: plötzlich auftretender Ausbruch von Gammastrahlung

Neutrinos aus ∆-Resonanz: eVE 1410≈υ

Neutrinos aus Afterglow: eVE 1917 1010 −≈υ

Fluss vom umgebenden Material abh.

Hochenergetische Neutrinos - AGN

• Supermassives Schwarzes Loch ~ 107 M☼ im Zentrum

• Stärkefluktuationen im Bereich von einer Stunde bis hin zu einigen Monaten

• Neutrinos aus hochenerg. Protonen → Eventrate von 1–70 Events km-2yr-1(PeV-EeV)

• andere Modelle sagen Neutrinos im TeV-Bereich voraus

Blazare:

Totale Blazar-Neutrino Eventrate: 10-100 km-2yr-1

Hochenergetische Neutrinos – GZK-Effekt

• Protonen mit einer Energie von mehr als 5*1019eV können mit CMB-Photonen reagieren

→Δ→+ +γp { +++ππ

np 0

GZK = Greisen, Zatsepin, Kuzmin

John A. Cairns, Matthew D. Kistler, Michael S. Sutherland, Ohio State University

Kosmische Strahlung – Entstehung

GZK-Effekt limitiert Teilchenenergie bzw. die Reichweite von höchstenergetischen Teilchen→ Quellen von 1020eV Teilchen müssen in unserer Nähe sein.

• top-down Modelle: Kosmische Strahlung ist Zerfallsprodukt anderer schwerer Teilchen wie z.Bsp.: - WIMP-Zerfall

- Zerfall von X-Teilchen- Einsturz topologischer Defekte

Keine Quellen ↓↓ beobachtet

Hochenergetische Neutrinos – Entstehung

)( Wmm <χ

−+ +→+ WWχχ

Neutralinos sammeln sich(gravitativ) im Zentrum eines Himmelskörpers(Sonne,Erde) an:

Neutrino-Entstehung:χ

bb +→+ χχ

)( Wmm >χ

a)

b)

Hochenergetische Neutrinos – Zusammenhang mit Kosm. Strahlung

Wenn dies die Quellen hochenergetischer Kosmischer Strahlung sind:

→Es muss hochenergetische Neutrinos geben

• Flüsse und Energiespektren der, in den Modellen vorausgesagten Neutrinos können berechnet werden →abh. von Fluss und Energiespektrum der Kosmischen Strahlung

• Vergleich zukünftiger Messungen bietet Möglichkeit Modelle zu überprüfen

Experimenteller Nachweis

http://icecube.wisc.edu/gallery/detector_concepts/icecubeencomp_300

Hochenergetische Neutrinos – Experimentelle Grundlagen

• Wegen kleiner Wirkungsquerschnitte und Flüsse riesiges Detektorvolumen notwendig → Nutzung „natürlicher“ Detektoren

• Medium: Eis oder Wasser + Erde als Filter• Nachweisreaktion:

• Richtung des ursprünglichen Neutrinos muss rekonstruierbar sein → Anordnung der opt. Nachweismodule in sog. Strings

XlNl +→+υ

Cherenkov-Licht


• Bremsstrahlung und Paarerzeugung entlang der Myonspur; Reichweite des Cherenkovlichts gibt Aufschluss über Myonenergie

Myon-Neutrinos:


• Eventrate „atmosphärischer“ Myonen fünf Größen-ordnungen höher als die neutrinoinduzierter Myonen → benutze nur aufwärts fliegende Myonen

• Neutrinoenergien >1PeV: Erde „undurchsichtig“ → nur horizontale oder von oben kommende Myonen

Reichweite von Myonen: 1-10 km für TeV-μ10-100 km für EeV-μ

→ Veff > VDet

Hochenergetische Neutrinos – AMANDA

• Ort: geograph. Südpol• Zuerst 86 PMTs an 4

Strings, dann weitere 338 an 9 Strings (1997-1998). Abschließend weitere 252 PMTs an 6 Strings (2000)

• In dieser Konfiguration: effektive Fläche von 25000 - 30000 m² für TeV-Myonen

• Energieschwelle ~ 50GeV

AMANDA: Antarctic Muon And Neutrino Detector Array

AMANDA – Ergebnisse

• Datennahme: 2000 – 2004• 4282 aufwärts fliegende Myonen mit E>100GeV• Anzahl liegt im Bereich der MC-Daten für atm.

Neutrinos

AMANDA-II Neutrino Skyplot


• großes effektives Volumen erlaubt Vermessung bis zu hohen Energien

• gute Hintergrund-messung für zukünftige Experimente


• Beobachtungen kompatibel zu statistischen Backgroundfluktuationen

• Aber: 8 Events (4.7 Bckgr.) aus der Richtung des GeV-Blazars 3C273 und 10 Events (6.7 Bckgr.) aus der Richtung des Krebs-Nebels

Punktquellen-Analyse:

Hochenergetische Neutrinos – AMANDA → ICECUBE

• AMANDA konnte das Funktionieren der Messmethode nachweisen

• Um Hochenergetische Neutrinos messen zu können, muss der Detektor auf 1km³ erweitert werden → ICECUBE

Hochenergetische Neutrinos – ICECUBE

• 80 Strings mit jeweils 60 PMTs• Instrumentiertes Volumen: 1 km³• Baubeginn: (Australischer-) Sommer 04/05• Bauzeit: geplant 6 Jahre


• 0.5-0.8% der Energie in EM-Schauer; Rest in Target-fragmente → zweiter Schauer; Schauerradius zwischen 130m (10TeV) – 460m (10EeV) → Energiemessung

Flavour-Identifikation:

Elektron-Neutrinos


• Double-Bang-Events → hadronischer Schauer der - Reaktion + myonähnliche Spur eines +

Teilchenschauer vom Tauzerfallτ

Flavour-Identifikation:

Tau-Neutrinos

υ τ

τυ

-Reaktionτυ

-Spurτ

-Zerfallτ

Hochenergetische Neutrinos – Wasser-Cherenkov-Detektoren

• Ort: Mittelmeer, 40km vor Toulon (Frankreich)

• 12 Strings mit 75 PMTs• instrumentierte Fläche:

0.06 km²• Weiter Experimente:

Nestor, Nemo• Bau von KM3-Net im

Mittelmeer geplant

Pionierarbeit durch DUMAND und BAIKAL

ANTARES: Astronomy with a Neutrino Telescop and Abyss enviromental RESearch

Hochenergetische Neutrinos – Wasser vs. Eis

Wasser Eis+ große Tiefen + PMTs ändern Position

nach Installation nicht

+ Austausch defekter Bauteile

+ „leichte“ Installation

- K40-Zerfälle - Lufteinschlüsse im Eis oberhalb 1400m

- Biolumineszenz - 5-10mal mehr Streu-effekte durch Staub

- starke Lichtabsorption ab 400nm

- „ungünstige“ Lage

Hochenergetische Neutrinos – Andere Ansätze

Akustische Detektion:AUTEC: Atlantic Undersea Test and Evaluation Center

Radiodetektion: RICE, SALSA

ANITA: ANtarctic Impulsive Transient Antenna

PeVE 10>υ

EeVE 100>υ

Zusammenfassung

• Solare Neutrinos wurden beobachtet • Neutrinooszillationen wurden entdeckt• Bisher einziger Nachweis extragalaktischer

Neutrinos von der Supernova SN1987A• Entstehung Kosmischer Strahlung in bottom-up und

top-down Modellen• Diese Modelle erzwingen die Existenz

hochenergetischer Neutrinos • Nachweis in Eis- oder Wassercherenkovdetektoren

mit einem Mindestvolumen von 1km3

Quellen• N.Schmitz: Neutrinophysik• H.V. Klapdor-Kleingrothaus/K. Zuber : Teilchenastrophysik• Francis Halzen: Lectures on High-Energy Neutrino

Astronomy astro-ph/0506248• Christian Spiering: High Energy Neutrino Astronomy: The

Experimental Road astro-ph/0303068• SNO-Homepage: http://www.sno.phy.queensu.ca/• Super-Kamiokande Homepage:

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index-e.html• AMANDA-Homepage: http://amanda.uci.edu/• H.Blümer/G.Drexlin: Vorlesung Neutrinophysik WS 05/06• Achim Denig: Vorlesung Teilchenphysik für Fortgeschrittene

WS 05/06

Documents

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