Neutrino Superbeam am LHC

Seminar am 05 Februar 2005 Petronela-Antonia Bauer

Überblick über die aktuelle Neutrino Physik

Projektmotivation für Superbeam Experimente

Aufbau des Experiments

Erhoffte Ergebnisse

Zusammenfassung

Inhalt

Neutrino-Quellen

Stellare Kernfusion

Radioaktive Zerfälle

Reaktorneutrinos

Hintergrundstrahlung

Atmosphärische Schauer

Supernovae

AGN

Quasare

Bilden den Background bei Beschleuniger Experimenten können über ihre Energien,Flüße und Richtung bestimmt werden

Neutrino-QuellenNeutrino-Quellen

Inverser -Zerfall

-Zerfall

--Zerfall

Electroncapture

-ZerfallCC-Scattering -ß-Zerfall

--Zerfall

Neutrinoeigenschaften

Drei Flavours (Reins&Cowan, Lederman et al., Donut)

Neutrino Antineutrino sind verschieden (Davis)

Maximale Paritätsverletzung (Wu et al.)

Neutrino-oscillation

Postuliert von Pontecorve (1957)

Erklärt Solares und athmospärisches Defizit (Davis, SuperK)

Konsequenz: Neutrinos haben Masse

Auswirkungen auf die Kosmologie

Neutrino-oscillation

Solares Neutrinodefizit

Tag-und Nachtdifferenz

Athmospherisches Defizit

Solares SM überprüft

Solare NeutrinosL = 108 kmE =0.3 to 15 MeV

m2 ~ 2-8 10-5 eV2 ProbOSC = ~100%

Atmospheric NeutrinosL = 15 to 12,000 kmE =300 to 2000 MeV

m2 ~ 1- 7 10-3 eV2

ProbOSC = ~100%

2 Flavor-Neutrino oscillation

3 Flavor-Neutrino oscillation 3 Flavor-Neutrino oscillation 3 Flavor-Neutrino oscillation

Oscillation

Oscillationswahr-scheinlichkeit als Funktion der MischungswinkelEs werden große Mischungswinkel bevorzugt vermutetDa auch das Vor-zeichen der Massendifferenz m2

23 ist nicht be-kannt ist, sind beide Fälle für LMA aufgetragen.Dies ist mit unter das Ziel der Superbeam- projekt, das Vorzeichen von m2

23 zu bestimmen.

Oscillation

Oscilationswahr-scheinlichkeit bei 130KmEntfernung

Oscilationswahr-scheinlichkeit bei 0.250 GeV Neutrino-energieHohe Auflösung

Oscilationswahr-scheinlichkeit bei 0.250 GeV Neutrino-energieGeringe Auflösung

Die Bedeutung der Beschleuniger experimente Zur Erforschung der Neutrino-Oscillation

Kontrollierte Neutrinoquelle:

Bestimmung der Neutrino-Energie

Bestimmung des Flavors

Bestimmung der Richtung und Flußdichte

Bestimmung der Verunreinigung des Strahls

Kenntniss des Hintergrundes

Nahdetektor und Ferndetektor Eichung möglich

Ferndetektor in ausgewählter Entfernung

Ve-Dissapearance Observation Baseline Location Run

Bugey No oscillation 15 m, 40 m, 95 m

France 1981-1994

Chooz O/E=0.98 ± 0.4 ± 0.4 1 km France 1997-1998

KamLAND O/E= 0.611 ± 0.085 ± 0.041

180 km Japan 2001-

Paolo Verde O/E= 1.04 ± 0.03 ± 0.08

750 m USA 1998-200

Ve-Apearance

LSND Ve 18 ± 7 Ve 40 ± 9 30 m USA Los Alamos

1994-1998

Karmen No oscillation 18 m UK 1994-2001

Nomad No oscillation 820 m Schweiz CERN 1995-1998

E776 No oscillation 1 km USA BNL 1985-1996

V-Dissapearance

K2K Data taking 250 km Japan Kamioka 1999-

V-Apearance

Chorus No oscillation 850 m Schweiz CERN 1994-1997

Nomad No oscillation 820 m Schweiz CERN 1995-1998

Neutrino-Experimente

Überblick der Ergebnisse aus Neutrino - Experimenten

Exclusionplot:Die Werte der Massendifferenzen sind so klein daßExperimentelle Daten immer nur eine Beschränkung liefern können.Neuere Experimente müßen auf diesen Daten aufbauen und die sensitivität wird jeweils verbessert.

Neutrino-Beamprojekte am CERN

ICARUS

OPERA

SUPER-BEAM

ß-BEAM

NEUTRINO-FACTORY

Superbeam Neutrinostrahl

Neutrino Quelle

LHC

Beamhorn

Beamtargetsysteme

Eisen-Kupfer TargetGranulares Targetmit äußerem Kühlsystem

Herkömmliche Targetswie z.B. aus Eisen-Kupferhalten den zukünftigenthermischen und radioaktivenUnd mechanischenBelastungen nicht mehr stand.Sie müßten in relativ kurzerZeit erneuert werden(Kostenfaktor).Alternative Systeme sindGranulares gekühltes Target Es ist austauschbar ist allerdings aufwendig Die andere Methode: Zirkulierendes Quecksilbertarget der Austausch ist einfacher. Kühlung nicht notwendig. Äußeres Magnetfeld muß das Hg fokusieren. Entsorgung nicht einfach.

Quecksilberstrahltarget

Neutrino Hg-Beamtarget

Simulation der Stabilisation durch Magnetfeld Strahlverformung nach erstem bunch

Strahlverformung durch Wechselwirkung mit dem Protonenstrahl ohne äußeres Magnetfeld

Off-Axis Beam

Target Horns Decay Pipe

Detector

Offaxis reduziert die

Beam-energie

Scharfes Energie-

spektrum

Reduktion der Hoch-

energetischen Hinter-

gundstrahlung

Energie für

maximales Oscill-

ationssignal wählbar

Detektor

Wahl zwischen Wasser Cherenkov Detektor und Scintillations Detector vom MiniBoontypDer Wasser Cherenkov Detektor vom SuperK typ wird aus Kostengründen bevorzugt aus physikalischer Sicht sind sie nahe zu equivalent.Es ist auch eine bewährte Technik.

Detektor

60x60x60m3x3Total Vol. 650 ktonFid.Vol 440 kton =20xSuperK56 000 20“ PMTs14 000 14“ PMTs

Wasser Cherenkov Detektor Geplanter Standort Frejus

UnterdrundlaborBaseline 130 Km

Optische Separation

Detektor

Detektor

Simulation eines 1GeV electronneutrinos und 1GeV muonneutrinosDie Herausforderung ist die genaue Zuordnung der Events und die Hintergrundreduktion

0 or

e?

Ende...

J.Reese

ANHANG

m223= 3 10-3eV2

m212= 3 10-5 - 1.5 10-4 eV2

23(atmos) = 450 12(solar) = 300

13(Chooz)< 130

3 Flavor-Neutrino oscillationNeutrinomassen sind zu klein um direkt gemessen werden zu können.

Es wird versucht ihre Massendifferenz über die Osszillationwahrscheinlichkeit zu messen.

Die Massenhierarchie ist jedoch noch nicht geklärt

Untersuchungsmethoden

Shortbaseline Experimente

Longbaseline Experimente

Reaktorexperimente

Doppelbetazerfall

Appearance Experimente

Disappearance Experimente

Neutrinofragen

Drei oder vier Flavours (LSND-Ergebnisse)

Majorana- oder Dirac-Teilchen?

Bestimmung der Oscillationsparameter 13 und ± m23

Bestimmung der Masse und deren Hierarchie

ANHANG

mit

(anti-v)

Neutrinofragen

Drei oder vier Flavours (LSND-Ergebnisse)

Zukunftige Neutrinoprojekte

Ep(GeV)

Power

(MW)Beam

En

(GeV)

L

(km)

Mdet

(kt)

nmCC

(/yr)

ne

peak

K2K 12 0.005 WB 1.3 250 22.5 ~50 ~1%

MINOS(LE) 120 0.4 WB 3.5 730 5.4 ~2,500 1.2%

CNGS 400 0.3 WB 18 732 ~2 ~5,000 0.8%

T2K-I 50 0.75 OA 0.7 295 22.5 ~3,000 0.2%

NOnA 120 0.4 OA ~2 810? 50 ~4,600 0.3%

C2GT 400 0.3 OA 0.8 ~1200 1,000 ~5,000 0.2%

T2K-II 50 4 OA 0.7 295 ~500 ~360,000 0.2%

NOnA+PD 120 2 OA ~2 810? 50? ~23,000 0.3%

BNL-Hs 28 1 WB/OA ~1 2540 ~500 ~13,000

SPL-Frejus 2.2 4 WB 0.32 130 ~500 ~18,000 0.4%

Im Bau /Genehmigt

Neutrino-Beamprojekte in Konstruktion

Opera

Icarus

Minos

MiniBoone

CNGS Neutrinostrahl

CNGS Neutrinostrahl

DRIFTKAMMER MIT 600 TONNEN FLÜSSIGEM ARGON3-D DARSTELLUNG DER EVENTS

ANALOG ZUR BLASENKAMMER

ERZEUGTER NEUTRINO STRAHL:

1-100GeV

2600 vµ EREIGNISSE pro kt/Jahr OHNE OSCILLATION

22 vtau EREIGNISSE PRO kt/Jahr

v–

v+

d

+-

+

–

V0

i0

E

IONISATIONSSPUR

KATHODEPMT

Det. 2

Det. 1

MINOS

PROTONEN ENERGIE: 120 GeV

INTENSITÄT 4*10 p/spill

3,8*10 p/Jahr

13

20

MITTLERE ENERGIE vµ : 3 bis 18 GeVVERUNREINIGUNG MIT ve < 1%

Graphit Target

Nah-Detektor

MISST ENERGIE SPEKTRUM ve CONTAMINATION

Absorber Halle

Winkel 58 mrad

STAHL SCINTILLATIONS KALOROMETER

2,54 CM STAHL ABSORBER MIT

1,5T MAGNETFELD

POLYSTEREN-SCINTILLATONSSTREIFEN

(1CM DICK 4CM BREIT )

NAHDETEKTOR:

282 STAHLPLATTEN

980 TONNEN

3.8 * 4.8 m OKTAGON

FERN DETEKTOR:

486 STAHLPLATTEN

5.4 TONNEN

KALIBRATION BEIDER DETEKTOREN MIT KOSMISCHER STRAHLUNG

Neutrinofactory

Neutrinos aus einem einem MyonenspeicheringMyonen aus Pionenzerfall schwierig ist die Myonenzu Speichern Kühlung und Magnetfeld nötig

ß-Beam

Neutrinostrahl gewonnen aus beschleunigten radioactiven Ionen Reiner Neutrinoflavour strahl; bekanntes Energiespektrum und IntensitätBessere HintergrundreduktionBestimmung der CP-Verletzungsphase undMischungswinkel13 Complementaire zum Superbeam

Oxide fiber target

Zusammenfassung

Neutrinobeam

ß-Beam

Neutrinofactory