Gymnasium und Realgymnasium Geblergasse

1170 Wien, Geblergasse 56-58

2009/2010

Neutrinos und deren Detektion

von Nico Einsidler 7A

bei Mag. Josef Emhofer

Inhaltsverzeichnis

.............................................................................................................1 Überblick 4...........................................................................................1.1 Einordnung von Neutrinos 4

..........................................................................................................1.2 Wechselwirkungen 5

..............................................................................2 Entstehen von Neutrinos 6..............................................................................................................................2.1 β-Zerfall 6

.................................................................................................................................................2.1.1 β－-Zerfall 6

...................................................................................................................................................2.1.2 β+-Zerfall 7

................................................................................................................2.2 Höhenstrahlung 7

..................................................................................................................................2.2.1 Zusammensetzung 8

.................................................................................................2.2.2 Interaktion mit der Erdatmosphäre 8

............................................................................................2.3 Neutrinos aus der Sonne 10

........................................................2.4 Sonstige natürliche Quellen von Neutrinos 10

..................................................................2.5 Verfahren um Neutrinos herzustellen 10

...................................................................................................................2.5.1 Neutrinos aus Reaktoren 10

.........................................................................................................2.5.2 Neutrinos aus Beschleunigern 11

.......................................3 Die Entdeckungsgeschichte der Neutrinos 12....................................................................................................................3.1 Postulierung 12

...............................................................................3.2 Erster Nachweis von Neutrinos 13

............................................3.3 Rätsel der von der Sonne kommenden Neutrinos 14

......................................4 Verfahren zur Beobachtung von Neutrinos 15......................................................................................................................4.1 Grundlagen 15

................................................................................................................................4.1.1 Inverser β-Zerfall 15

...............................................................................................................................4.1.2 Tscherenkow-Licht 15

...............................................................................4.2 Beobachtung solarer Neutrinos 17

..........................................................................................................4.2.1 Homestake-Chlor-Experiment 17

.....................................................................................................................................................4.2.2 GALLEX 18

2/22

.................................................................................4.3 Andere Neutrino-Experimente 18

...............................................................................................................................4.3.1 Super-Kamiokande 18

..............................................................................................................................4.3.2 AUGER-Experiment 20

.....................................................................................................................................................4.3.3 IceCube 20

...........................................................................................Quellenverzeichnis 21........................................................................................................................................Bücher 21

.....................................................................................................................................Skripten 21

......................................................................................................................................Internet 21

..........................................................................................................................................Bilder 22

3/22

1 Überblick

Das Neutrino ist ein Elementarteilchen und gehört zu den Fermionen[1], genauer gesagt zu den Leptonen[2]. Neutrinos sind elektrisch neutral und haben einen halbzahligen Spin. Das Symbol

für Neutrinos ist das ν.

1.1 Einordnung von Neutrinos

Insgesamt gibt es 3 verschiedene Arten von Neutrinos, die sich nur in ihrer Masse unterschei-den (hier die Generationen von 1-3):

1. Elektron-Neutrino

2. Myon-Neutrino

3. Tauon-Neutrino

Jedes Neutrino besitzt zudem noch ein Antiteilchen, also ein Antineutrino:

1. Elektron-Antineutrino

2. Myon-Antineutrino

3. Tauon-Antineutrino

Um das Formelzeichen für ein Anti-Neutrino zu erhalten, ergänzt man einen Oberstrich über dem Ny.

Um Neutrinos besser in die Vielzahl der Elementarteilchen einordnen zu können steht Ihnen Tabelle 1.1 zur Verfügung.

4/22

1 Fermionen sind eine Gruppe unter den Elementarteilchen; sie besitzen alle einen halbzahligen Spin, folg-lich gehören werden alle Leptonen und Quarks zu den Fermionen gezählt.

2 Leptonen ist eine Gruppe unter den Elementarteilchen und bildet mit den Quarks die Gruppe der Fermi-onen.

Quarks

Lepto-nen

up (u) charm (c) top (t) +2/3

down (d) strange (s) bottom (b) -1/3

Elektron-Neutrino (νe) Myon-Neutrino (νµ) Tauon-Neutrino (ντ) 0

Elektron (e) Myon (µ) Tauon (τ) -1

I II III

Tabelle 1.1: Die Zahlen I-III geben die Generationen, Arten oder auch Flavours an;

die Zahlen links neben der Tabelle geben die Ladungen an;

Die Anzahl der Neutrinos in unserem Universum ist sehr hoch, da bei der Kernfusion (Näheres in einem folgenden Kapitel) im Inneren der Sterne auch Neutrinos beziehungsweise deren Anti-teilchen erzeugt werden. Unsere Sonne zum Beispiel gibt rund 2% ihrer gesamten Energie(-und Teilchen)emission als Neutrinos ab. Für uns auf der Erde heißt das, dass etwa 1012 Neutrinos pro Sekunde durch unsere Handflächen schießen. Durch diese Vielzahl an Neutrinos kamen einige Wissenschaftler zu dem Schluss, dass Neutrinos einen Teil der dunklen Materie ausma-chen könnten, da sie ja - genauso wie dunkle Materie - kaum mit der Umgebung in Wechsel-wirkung treten. Inzwischen ist man aber von dieser These eher abgekommen.

1.2 Wechselwirkungen

Neutrinos sind lediglich der schwachen Wechselwirkung, welche bei verschiedenen Zerfalls-prozessen entscheidend ist und nur eine sehr geringe Reichweite besitzt, sowie der Gravitation ausgesetzt, weswegen es somit zu fast keinem Wechselwirken mit umgebender Materie kommt. Daher gestaltet sich auch die Detektion von Neutrinos als äußerst schwierig. Der Wir-

kungsquerschnitt3 σ von Neutrinos liegt bei unglaublichen 10－42cm2 (oder auch 10－15mb[4] = 106sheds5). Zum Vergleich: Ein „üblicher“ elektro-magnetischer Wechselwirkungsgrad liegt bei

σ = 10－24cm2 (= 100mb = 1024sheds).

Weiters ist für die Messung wichtig, dass mit steigender Energie eines Neutrinos sich auch dessen Wirkungsquerschnitt vergrößert. Daraus folgt, dass die Detektion von Neutrinos mit geringerer Energie sich als sehr schwierig erweist. Daher wird das Auflösungsvermögen in MeV angegeben, man spricht von einer Energieschwelle.

5/22

3 Der Wirkungsquerschnitt beschreibt die Wahrscheinlichkeit einer bestimmten Wechselwirkung zwi-schen einem Teilchen und einem anderen Teilchen.

4 mb...Millibarn; ein in der Teilchenphysik gebräuchliches Maß für den Wirkungsquerschnitt;

5 Shed ist eine Einheit für den Wirkungsquerschnitt, also eine Fläche, die ursprünglich für sehr kleine Wir-kungsquerschnitte wie dem eines Neutrinos eingeführt wurde. Sie konnte sich allerdings nicht durchsetz-ten.

2 Entstehen von Neutrinos

In diesem Abschnitt werden die wichtigsten natürlichen und unnatürlichen Quellen von Neutrinos vorgestellt. Der Vollständigkeit halber sind alle natürlichen Quellen angeführt, wobei sie nicht zur Gänze erklärt werden können, da dies den Rahmen dieser Arbeit bei weitem sprengen würde.

2.1 β-Zerfall

Der Beta-Plus bzw. Beta-Minus Zerfall ist einer der drei radioaktiven Zerfallstypen, dem Alpha, Beta und Gamma-Zerfall. Man unterscheidet generell zwischen β+-Zerfall (sprich: Beta-Plus-Zerfall) und dem in der Natur viel häufiger vorkommenden β－-Zerfall (sprich: Beta-Minus-Zer-fall).

2.1.1 β－-Zerfall

Der Beta-Minus-Zerfall beschreibt den Zerfall eines Neutrons in ein Proton, Elektron und

Anti-Elektron-Neutrino. Er kann wie folgt notiert werden:

..., wobei n für das Neutron, p für das Proton, e− für das Elektron und ein Ny mit einem O-berstrich für das Anti- Elektron-Neutrino steht.

Beobachtet man den Beta-Minus-Zefall allerdings genauer, dann stellt man fest, dass sich im Neutron nur ein Down-Quark in ein Up-Quark verwandelt (und somit aus einem Neutron ein Proton wird) und ein Elektron sowie ein Anti-Elektron-Neutrino emittiert werden. Dies wird durch die schwache Wechselwirkung ermöglicht und jene wird von einem W-Boson vermittelt. Früher führte die Beobachtung der Emission von einem Elektron (und einem Anti-Elektron-Neutrino) zu dem Trugschluss, Elektronen seien Bestandteile des Atomkerns, jedoch weiß man nun, dass das Elektron und Anti-Elektron-Neutrino erst bei der Umwandlung des Neutrons in ein Proton erzeugt werden.

Um den β－-Zerfall besser verstehen zu können, steht hier die Grafik 2.1 zur Verfügung:

6/22

Grafik 2.1: Das ist das berühmte Feynmann-Diagramm, welches den β－-Zerfall beschreibt. Man kann hier schön die Umwandlung des u-Quarks in ein d- Quark

und die Emission eines Elektrons (e−) und eines Anti-Elektron-Neutrino (Ny mit Oberstrich) durch das W-Boson erkennen. Quelle: Wikimedia {1}

2.1.2 β+-Zerfall

Der β+-Zerfall beschreibt das Zerfallen eines Neutrons in ein Proton, wobei hier ein Positron und ein Elektron-Neutrino entstehen. Jener kann parallel zum Beta-Minus-Zerfall notiert wer-den:

p stellt dabei das Proton, n das Neutron, e+ das Positron (Antiteilchen des Elektrons) und νe das Elektron-Netrino dar.

2.2 Höhenstrahlung

Die kosmische Höhenstrahlung ist eine Teilchenstrahlung mit hohen Energien, die uns aus dem Weltall erreicht. Sie ist auf der Erde nicht direkt beobachtbar, allerdings lassen sich Teilchen-schauer, die sie, wenn sie mit der Erdatmosphäre reagiert, auslöst detektieren. Die Höhenstrah-lung kann also auf der Erde nur indirekt gemessen werden.

Da die Höhenstrahlung unter anderem aus elektrisch geladenen Teilchen besteht, wird sie von dem Magnetfeld der Erde abgelenkt. Somit steigt die Intensität der Höhenstrahlung (und deren

7/22

Teilchenschauer) mit zunehmendem Breitengrad. Am Äquator ist sie somit vergleichsweise am geringsten, an den geomagnetischen Polen am höchsten.

2.2.1 Zusammensetzung

Die Höhenstrahlung, die auf unsere Erdatmosphäre trifft, besteht hauptsächlich aus H+[6] (87%) und Helium-4-Kernen (12%), aber auch schwerere Atomkerne (1%) können auf unsere Atmo-sphäre prallen.

2.2.2 Interaktion mit der Erdatmosphäre

Wenn die kosmische Strahlung in zirka 20km Höhe auf unsere Atmosphäre trifft, entstehen Teilchenschauer. Aus einem eintreffenden Teilchen können mitunter Millionen von Sekundär-teilchen, wie zum Beispiel Pionen, entstehen.

Man unterteilt die aus der kosmischen Strahlung resultierende Menge an Teilchen in 3 Grup-pen:

• Elektromagnetische Komponente (auch „Weiche Komponente“ genannt)

• Gammastrahlung

• Elektronen

• Positronen

• Myonische Komponente (auch „Harte Komponente“)

• Myonen

• Hadronische Komponente

• Protonen

• Neutronen

Diese Teilchen resultieren wiederum alle aus dem Zusammenprall (der sog. Spallation) von ei-nem Teilchen der kosmischen Strahlung und einem Teilchen der Erdatmosphäre, meist einem Stickstoffkern oder Sauerstoffkern. Es entstehen zunächst Protonen, Neutronen und Pionen (π). Dann zerstrahlen die neutralen Pionen in Gamma-Strahlung und die geladenen Pionen zerfallen in Myonen (µ).

8/22

6 H+ ist nur ein Proton, da Wasserstoff aus nur einem Proton und einem Elektron besteht. Das hochge- stellte Plus soll allerdings das Fehlen des Elektrons darstellen: Es ist ein positives Ion.

Da Myonen allerdings nicht sehr langlebig sind, zerfallen diese in Elektronen und Neutrinos:

Grafik 2.2: Dies ist eine graphische Darstellung des Teilchenschauers der entsteht wenn Teilchen der Höhenstrahlung mit der Atmosphäre zusammenstoßen; Quelle: NGDC {2}

9/22

2.3 Neutrinos aus der Sonne

In der Sonne laufen insgesamt drei Reaktionen bei denen Neutrinos entstehen ab (die auftre-tenden Energien in Klammer):

• p + p → d[7] + e+ + νe (bis zu 0,42MeV)

• 7Be + e− → 7Li + νe (bis zu 0,86 MeV)

• 8B → 8Be + e+ + νe (bis zu 14 MeV)

Die energiereichsten Neutrinos entstehen somit bei den auf der Sonne nicht so häufigen Reak-tionen, da die pp-Reaktion (Proton-Proton-Reaktion) die vorherrschende auf unserer Sonne ist.

2.4 Sonstige natürliche Quellen von Neutrinos

Weiters werden Neutrinos auch bei bestimmten Reaktionen bei Supernovae emittiert und auch die kosmische Hintergrundstrahlung beinhaltet Neutrinos.

2.5 Verfahren um Neutrinos herzustellen

Seit einiger Zeit werden Neutrinos auch künstlich hergestellt, um eine größere Menge an Neutrinos auf einmal beobachten zu können. Aufgrund ihres geringen Wirkungsquerschnittes ist dies essentiell für eine genaue Erforschung der Neutrinos.

2.5.1 Neutrinos aus Reaktoren

Mit Hilfe des β－-Zerfalls können aus den neutron-reichen Spaltprodukten des Reaktors Neutrinos gewonnen werden. Die erzeugten Neutrinos sind Anti-Elektron-Neutrinos.

10/22

7 d...Deuteron: ist der Kern eines Deuteriumatoms, eines Isotops von Wasserstoff, und kann deswegen auch wie folgt notiert werden: 2H+; Ein Deuteron besteht aus einem Proton und einem Neutron;

2.5.2 Neutrinos aus Beschleunigern

Diese Neutrinos stammen aus den Zerfällen von Pionen[8] und Kaonen[9], die während des Zu-sammenstoßes von Protonen mit einem Target entstehen. Sie sind hochenergetisch und kön-nen Myon-Neutrinos oder Myon-Antineutrinos sein.

11/22

8 Pionen sind aus zwei Quarks aufgebaute Teilchen welche sehr instabil sind und daher zerfallen.

9 Kaonen bestehen, wie auch Pionen, aus jeweils zwei Quarks, haben jedoch einen ganzzahligen Spin und gehören daher zu den Bosonen. Ein Teilchen gehört entweder zu den Fermionen (halbzahliger Spin) oder zu den eben genannten Bosonen.

3 Die Entdeckungsgeschichte

der Neutrinos

3.1 Postulierung

1930 „erfand“ Wolfgang Pauli in einem offenen Brief an Lise Meitner bei einer Tagung in Tü-bingen das (damals noch hypothetische) Neutrino, nannte es aber zunächst noch Neutron. Erst später sollte es von Enrico Fermi „Neutrino“ benannt werden, der Diminutiv von „Neutron“ in Italienisch („kleines Neutrino“).

Pauli erkannte, dass durch den Energie- und Impulserhaltungssatz und durch die quantenme-chanische Spinstatistik noch ein weiteres Teilchen bei dem β－-Zerfall emittiert werden muss. Zunächst konnte man dieses Teilchen allerdings noch nicht nachweisen und deswegen sah es Pauli noch als ein hypothetisches Teilchen.

Im Detail kann man relativ leicht diese scheinbaren Verletzungen der Erhaltungssätze erken-nen. Zunächst der Impulserhaltungssatz:

Werden zwei vorher ruhende Körper auseinander katapultiert, so müssen sie einerseits in die jeweils entgegengesetzte Richtung fliegen, andererseits wird ein Körper mit einer kleineren Masse eine höhere Geschwindigkeit besitzen als ein Körper dessen Masse vergleichsweise grö-ßer ist. Das sagt der Impulserhaltungssatz aus. Mathematisch ausgedrückt heißt das, dass sich die zwei Impulse vektoriell zu 0 addieren müssen.

Folglich sollten auf Blasen- oder Nebelkammerfotos die resultierenden Teilchen in einem Win-kel von 180° aus einander fliegen. Das taten sie allerdings nicht. Ein erster Hinweis auf ein neues bisher unbekanntes Teilchen.

Etwas verwirrender war allerdings die scheinbare Verletzung des Energieerhaltungssatzes. Vergleicht man die Energie des Neutrons mit der Summe der Energiewerte von Proton und Elektron kommt man auf ein Defizit von zirka 0.8 MeV.

Daraus ergibt sich das Energiedefizit von ED = 0,8 MeV, welches - wenn die Energieerhaltung gilt - sich als Bewegungsenergie des Protons und Elektrons äußern müsste. 1914 beobachtete James Chadwick, ein englischer Physiker, der das Neutron entdeckte und dafür 1935 den No-belpreis erhielt, allerdings, dass Elektronen mit unterschiedlichen Bewegungsenergien emit-tiert werden. Einmal scheint der Energieerhaltungssatz valide, ein anderes Mal nicht.

Da Pauli aber beobachtete, dass die Ladungserhaltung beim β－-Zerfall gilt, wusste er, dass das neue Teilchen elektrisch neutral sein musste. (Daher kommt auch der Name Neutrino.)

Anhand des Zerfalls von einem Helium-6-Kerns zu seinem Tochterkern Lithium-6 kann man einfach die Ladungen zählen: auf der linken Seite gibt es zwei Protonen und auf der rechten drei Protonen, dafür aber ein Elektron, welches hier das Ladungsgleichgewicht wieder her-stellt.

3.2 Erster Nachweis von Neutrinos

Der erste Nachweis von Neutrinos gelang 1956 einer Gruppe rund um die Wissenschaftler Clyde L. Cowan und Frederick Reines anhand des inversen β-Zerfalls an einem Kernreaktor:

Die Versuchsapparatur war mit den Heutigen vergleichsweise einfach: Da man Neutrinos auf-grund ihres geringen Wirkungsquerschnitts ohnehin schlecht beobachten konnte, galt es die bei der Reaktion entstehenden anderen (detektierbaren) Teilchen zu messen. Dazu füllte man eine Kammer mit Wasserstoff und erhöhte den Druck im Inneren dieses Behälters. Wenn jetzt ein Teilchen, wie ein Proton zum Beispiel, durch diese gefüllte Kammer fliegt, verringert man schlagartig den Druck (Wasser siedet) und es entstehen an der Flugbahn winzige Bläschen die man dann fotografieren kann. (Wasserstoff wird entlang der Bahn eines Teilchens ionisiert und diese Ionen führen zu der Bläschenbildung.) Dies ist ähnlich dem Effekt, dass sehr reines Was-

13/22

ser beim Erwärmen nicht gleich zu kochen beginnt, wirft man allerdings dann etwas Zucker in das Wasser kommt es zu einer plötzlichen Blasenbildung (Wasser kocht) und verursacht eine „Explosion“. In diesem Falle ist allerdings der Zucker das Teilchen und nach der Belichtung muss der Druck blitzartig wieder erhöht wird, damit die Kammer nicht auch „explodiert“.

Grafik 3.1: Erste Aufnahme eines Neutrinos (bzw. des inversen Beta-Zerfalls); links: unbearbeitetes Bild, rechts: leicht bearbeitetes und beschriftetes Bild; Striche sind die Flugbahnen der Teilchen, nur Anti-Elektron-Neutrino hinterlässt in der Wasserstoff-Blasenkammer aufgrund seines winzigen Wirkungsquerschnitts keine Spur; Quelle: Wikimedia {3}

3.3 Rätsel der von der Sonne kommenden Neutrinos

Als man in Experimenten nur etwa 70% der vom Standardmodell der Elementarteilchenphysik vorhergesagten Menge an Elektron-Neutrinos fand, war dies ein Hinweis darauf, dass die Um-wandlung von Neutrinos zwischen ihren Arten doch möglich ist. 2002 konnte man dann das erste Mal mit einem Detektor alle Neutrinoarten zugleich messen und die Messungen stimmten endlich mit den Vorhersagen überein.

14/22

4 Verfahren zur Beobachtung

von Neutrinos

4.1 Grundlagen

Die Existenz von Neutrinos kann auf Grund ihrer geringen Größe und der seltenen Wechsel-wirkungen mit umgebender Materie nur indirekt bewiesen werden. Dies geschieht im Allge-meinen auf zwei Weisen: mit dem inversen β-Zerfall oder dem Tscherenkow-Licht (auch Če-renkov.

4.1.1 Inverser β-Zerfall

Grundlage für einen Detektor zur Beobachtung von Neutrinos ist es, eine Reaktion zu finden, die es uns erlaubt die Wechselwirkung von Neutrinos mit anderer Materie zu beobachten. Dies geschieht über den inversen β-Zerfall.

Wird beim β－-Zerfall ein Neutron in ein Proton, ein Elektron und ein Anti-Elektron-Neutrino umgewandelt, so gibt es auch eine umgekehrte Reaktion, den inversen β-Zerfall:

Die Zerfallsprodukte, das Neutron und das Positron, sind vergleichsweise leicht zu beobachten, beweisen aber die Existenz von Neutrinos.

4.1.2 Tscherenkow-Licht

Das Tscherenkow-Licht, oder auch Tscherenkow-Strahlung, ist eine elektro-magnetische Strah-lung, die von einem Teilchen emittiert wird, wenn es in einem Medium eine größere Geschwin-

digkeit v als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium besitzt. Für den Winkel unter dem die Photonen abgestrahlt werden (Winkel von Wellenfront zu Flugrichtung (in Grafik 4.1: rosa und schwarze Linien)) gilt:

15/22

… wobei c0 für die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum steht und n für die Brechungszahl des Mediums.

Die Tscherenkow-Strahlung kann man sich in Analogie zum Schall wie einen Mach-Kegel eines Überschallflugzeuges vorstellen.

Grafik 4.1: Tscherenkow-Kegel; Analogie zum Mach-Kegel; Quelle: lhc-facts.ch {4}

Das heißt, dass der Winkel der Wellenfront zur Ausbreitungsrichtung von der Geschwindigkeit des Teilchens abhängt. Das macht man sich bei vielen Neutrino-Detektoren zu nutze und kann sich aus dem gemessenen Licht die Geschwindigkeit und die Flugbahn errechnen.

16/22

Grafik 4.2: Tscherenkow-Licht in einem Reaktor; Quelle: Wikimedia {5}

4.2 Beobachtung solarer Neutrinos

Natürlich gibt es eine Fülle von weiteren Detektoren für die Erforschung solarer Neutrinos, allerdings werde ich hier nur auf ein paar wenige weiter eingehen.

4.2.1 Homestake-Chlor-Experiment

Die ersten Beobachtungen von solaren Neutrinos wurden mit dem Homestake-Chlor-Experi-ment durchgeführt. Dabei hoffte man den inversen β-Zerfall bei 37Cl beobachten zu können:

17/22

Dazu füllte man einen großen Behälter mit C2Cl4 (380m3), extrahierte in regelmäßigen Abstän-den das entstandene Argon mit Hilfe von Helium und fing es in Fallen auf, um dann mit einem Proportionszähler die bei der Rückwandlung von Argon zu Chlor entstandenen Elektronen zu messen.

Der dabei in einer Laufzeit von zirka 20 Jahren gemessene Neutrinofluss von 2,55±0,25 SNU[10] bei einer Energieschwelle von 814 keV entsprach allerdings ganz und gar nicht dem vorhergesagten von 7.9±2,6 SNU, wenn es zu keiner Neutrino-Oszillation[11] auf dem Weg von der Sonne zur Erde käme.

4.2.2 GALLEX

GALLEX ist ein Detektor in Italien und soll Aufschluss über die solaren Neutrinos, besonders aber über die energieärmeren Neutrinos aus der pp-Reaktion (siehe Abschnitt 3.3), und deren mögliche Umwandlung gewähren und somit das Rätsel von den fehlenden Neutrinos von der Sonne lösen.

GALLEX verwendet auch den inversen β-Zerfall bei Gallium (siehe Namen: GALLEX), welches dann in Germanium (Ge) umgewandelt wird:

Dieses Germanium wird dann mit einem speziellen Gas herausgefiltert und ähnlich wie beim-Homestake-Chlor-Experiment detektiert.

4.3 Andere Neutrino-Experimente

4.3.1 Super-Kamiokande

Der Super-Kamiokande-Detektor in Japan ist ursprünglich für die Suche nach dem Protonen-zerfall gebaut und wurde erst später von Kamiokande zu Super-Kamiokande umbenannt und umgebaut. Durch lange und sehr gründliche Reinigung des Wassers von radioaktiven Material konnte eine Energieschwelle von 8 MeV erreicht werden.

18/22

10 SNU (Solar Neutrino Unit) ist 1 Einfang/1036Target-Atome/Sekunde

11 Neutrino-Oszillation ist die Umwandlung von Neutrinos in eine andere Art/Generation/Flavour; z.B.: ein μ-Neutrino verwandelt sich in ein τ-Neutrino

Jetzt besteht der Super-Kamiokande-Detektor aus 30000 Tonnen Wasser und 11200 Pho-tomultipliern[12] in einem zylinderförmigen Behälter der 41,4 m in seiner Höhe misst und einen Durchmesser von 39 m besitzt.

Der Detektor erlaubt uns nicht nur die Elekron-Neutrinos zu messen, sondern auch die Myon-Neutrinos die durch die kosmischen Strahlung in unserer Atmosphäre erzeugt werden. Diese Unterscheidung liegt der Tatsache zu Grunde, dass Tscherenkow-Ringe, je nachdem von wel-chem Teilchen sie erzeugt werden (Tscherenkow-Strahlen werden von Elektronen aus Elekt-ron-Neutrinos, Myonen aus Myon-Neutrinos oder Tauonen aus Tauon-Neutrinos erzeugt), eine andere Form besitzen. Dadurch konnte man die postulierte Neutrino-Oszillation (Umwandlung) beweisen.

Grafik 4.3: Forscher arbeiten an einer der 11200 Photomultiplier; Quelle: Univer-sity of Warwick {6}

19/22

12 Ein Photomultiplier (engl. Photomultiplier Tube (PMT)) ist eine Elektronenröhre, die ein Photon in ein elektronisches Signal umwandelt und dieses dann verstärkt.

4.3.2 AUGER-Experiment

Ein weiterer Ansatz um einen großen Neutrino-Detektor zu bauen ist, statt einem großen Tank viele einzelne aufzustellen. Da der Nachweis von Neutrinos über den inversen Beta-Zerfall sehr aufwändig ist und man keine genauen Flugbahnen der Neutrinos messen kann, stellte man in Argentinien im Zuge des AUGER-Experiments viele kleine Tanks mit 12 m3 Wasser und jeweils 3 Photomultipliern auf. Die 1600 einzelnen Tanks sind mit Solarzellen für den nötigen Strom der Elektronik und einem GPS-Gerät ausgestattet um die Messdaten sofort an eine Zentrale übermitteln zu können.

Weiters gibt es am Rand des Gebiets weitere 4 Teleskope für eine genauere Beobachtung der Neutrinos die zusätzlich den Impuls der Neutrions näher bestimmen soll.

Grafik 4.4: Ein Tank des AUGER-Experiments; Quelle: WISSENSlogs {7}

4.3.3 IceCube

IceCube verfolgt das Ziel hochenergetische Neutrinos anhand des Tscherenkow-Lichts mit Hil-fe von auf langen Seilen in das klare Eis des Südpols auf 1 km3 verstreuten aufgehängten Pho-tomultipliern aufzuspüren. IceCube wird dann sowohl Elektron-, Myon- als auch Taon-Neutri-nos gleichzeitig detektieren können.

20/22

Quellenverzeichnis

Bücher

• „Detektoren für Teilchenstrahlung“ von Konrad Kleinknecht, 4. überarbeitete Auflage (Sep-tember 2005), Teubner-Verlag, Wiesbaden, ISBN 3-8351-0058-0

• „Neutrinophysik“ von Norbert Schmitz, 1. Auflage (1997), Teubner-Verlag, Stuttgart, ISBN 3-519-03236-8

• „Schülerduden: Physik“, 6. völlig neu bearbeitete Auflage, Dudenverlag, Wien, ISBN-10 3-411-05376-3, ISBN-13 978-3-411-05376-6

Skripten

• „Wolfgang Pauli: Neutrinohypothese“, Seminarvortrag von Annika Behrens, Sommersemester 2006www.physik.rwth-aachen.de/~stahl/Seminar/Behrens.pdf (Stand: 3. März 2010)

• „Experimentelle Elementarteilchenphysik“ von Ulrich Husemann, Skript zur Vorlesung, Ent-wurf 26. April 2009, Humboldt-Universität zu Berlinwww-zeuthen.desy.de/~husemann/...ss/.../exp_teilchenphysik_skript.pdf (Stand: 29. Dezem-ber 2009)

• „IceCube: A Cubic Kilometer Radiation Detector“ von Spencer R. Kleinhttp://www.icecube.wisc.edu/science/publications/update2008/update.pdf (Stand: 6. Febru-ar 2010)

Internet

• Offizielle Homepage des IceCube-Experiments (Stand: 11. Jänner 2010)http://www.icecube.wisc.edu/

• Homepage des Sudbury Neutrino Observatory (Stand: 27. Dezember 2009)http://www.sno.phy.queensu.ca/

• Wikipedia: Hadronenhttp://de.wikipedia.org/wiki/Hadronen

21/22

Bilder

• {1} Wikimedia: Beta Negative Decay.svghttp://de.wikipedia.org/wiki/Datei:Beta_Negative_Decay.svg

• {2} NOAA's National Geophysical Data Center (NGDC)http://www.ngdc.noaa.gov/stp/SOLAR/COSMIC_RAYS/image/shower.gif

• {3} Wikimedia: First neutrino observation.jpghttp://de.wikipedia.org/wiki/Datei:First_neutrino_observation.jpg

• {4} LHC-Facts.chhttp://www.lhc-facts.ch/img/detektor%20systeme/cherenkov.jpg

• {5} Wikimedia: Advanced Test Reactor.jpghttp://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/f/f2/Advanced_Test_Reactor.jpg

• {6} University of Warwickhttp://www2.warwick.ac.uk/fac/sci/physics/teach/module_home/px147/images/sk_04.jpg

• {7} WissenLogs.dehttp://www.wissenslogs.de/wblogs/gallery/11/bild2.JPG

22/22