Solare Neutrino- Experimente Daniel Dobos Seminar: Neutrinos im Labor und Universum Dortmund, 09.11.2001 Jack:

Solare Neutrino-Experimente

Daniel Dobos

Seminar: Neutrinos im Labor

und Universum

Dortmund, 09.11.2001

Jack:Jack:

Daniel Dobos - Solare Neutrino Experimente

Inhalt

1. Motivation1.1 Fragestellung Sonne1.2 Fragestellung Neutrinos

2. Entstehung solarer Neutrinos2.1 Das Standard-Sonnen-Modell

3. „first-generation“ Exp.3.1 Chlor-(Homstake)-Experiment3.2 GALLEX/GNO3.3 SAGE3.4 Kamiokande

4. „second-generation“ Exp.4.1 Super-Kamiokande4.2 SNO

5. Zusammenfassung


1. Motivation

Wo kommen Neutrinos / Orgon her? Ein Neutrino ist ein schwingendes Wirbelteilchen, welches mit einer sehr hohen Frequenz zwischen den Zuständen eines Elektrons und eines Positrons hin- und herschwingt. Wegen der schnellen Frequenz ist es schwer, dieses zu messen. Bei einer hohen Geschwindigkeit ist dieser Wirbel sehr stark kontrahiert, das heißt, dass die Wahrschein-lichkeit, dass es auf ein Atom trifft und dadurch abgebremst wird, gering - es tunnelt hindurch. Neutrinos entstehen in einem schwarzen Loch, in der Mitte einer jeden Galaxie. [exkurs galaxiewirbel] Dieses saugt permanent Materie ein und stößt überlichtschnelle Neutrinos aus. Es kann aufgrund der oben beschriebenen Kontraktion überhaupt erst durch sehr große Masseanhäufungen abgebremst werden, nämlich nur durch Sterne / Sonnen. Diese bremsen einen Teil der kosmischen Neutrinos ab und verwandeln ihn teilweise in Masse oder Energie. [...] So ist der Massezuwachs der Sonne zu erklären, die sich bekanntlich ausdehnt und irgendwann zum “roten Riesen” wird. [...] Deshalb leuchtet sie Sonne! Die Sonne bremst auch einen Teil der kosmischen Neutrinos nur so stark ab, dass sie langsamer schwingen, aber noch nicht verstrahlen bzw. materialisieren. Diese langsameren “solaren” Neutrinos werden durch kleinere in der Nähe der Sonne liegende Massen - die Planeten, so auch die Erde - eingefangen. Dies beweist ein in Japan stehender unterirdischer Neutrinodetektor, welcher bei Nacht nur ungefähr die halbe Neutrinomenge misst wie am Tag - kein Wunder, denn die Erde steht ja bei Nacht den solaren Neutrinos “im Weg”.[...] Die Erdwärme wird genährt durch abgebremste, verstrahl-ende Neutrinos (Positronen). Die abgebremsten materialisierenden Neutrinos (Elektronen) werden zu Materie. Auch die Erde muss also einen Massezuwachs, bzw. Masseschwankungen haben. Der Beweis dafür sind tätige Vulkane und die Kontinentalverschiebungen. [...] Auch die Erde bremst einen Teil der solare Neutrinos noch weiter ab, aber ohne dass diese verstrahlen, bzw. materialisieren. Diese lang-same Neutrinostrahlung ist das, was wir als “Erdstrahlung” wahr-nehmen - welche nicht gemessen werden kann (?) aber durch z.B. Rutengänger gefühlt wird. Langsame Neutrinostrahlung ist identisch mit Orgon, Prana, Chi, Qui oder Tachyonen. - www.energetic-dream.de


1. Motivation

1.1 Fragestellung Sonne:- Auskunft über die Zustände im Inneren der

Sonne und der dortigen Prozesse der Energie- erzeugung, da Neutrinos praktisch ohne Wechselwirkung die Sonne durchqueren

- Photonen liefern nur Informationen von der Oberfläche - Photonen aus dem Inneren verlieren durch Absorptions- und Emissionsprozesse jegliche Information und benötigen bis zu 106 Jahre um bis an die Oberfläche zu diffundieren

- Ziel: Überprüfung des Standard-Sonnen-Modells

1.2 Fragestellung Neutrinos:- Solare Neutrinos durchqueren ~ 7•105 km

Sonnenmaterie und ~ 1.5•108 km Vakuum

- Energien: E ~ 0,3 MeV

- Ziel: Untersuchung von Neutrino-Oszillationen sowohl in dichter Materie (MSW-Effekt) als auch im Vakuum

SSM -WW

-Oszill.


2. Entstehung solarer Neutrinos

2.1 Das Standard-Sonnen-Modell: - thermonukleare Fusion:

4p + 2e- He4 + 2e + 26,73 MeV [2.1]

- Satz von vier gekoppelten DGL´s zur Beschrei-bung von Temperatur, Druck, Dichte und Energieproduktion (Grundidee Eddington[1926]):

• Masse: [2.2]

• Hydrodyn. Gleichgewicht: [2.3]

• Energieproduktion: [2.4]

• Energietransport: [2.5]

• Zustandsgleichung: [2.6]

und Funktionen (Tabellen) für: : Opazität aus WQ mit allen Reakt.-Partnern: Reaktionsraten aus der Kernphysik: Adiabatenkonst. aus Thermodynamik

- Alter der Sonne: 4.6 Ga; chem. Zusammensetz.- sphärische Sonne; ohne Magnetfelder und Rotat.- numerisches Verfahren (shooting method), d.h.

Randbed. festlegen und Anfangsbed. varrieren bis zur Übereinstimmung mit Beobachtungen

- Ergebnisse: P(r=0)=2,37•1016 Pa=2,34•1011 atm.T(r=0)=1,54•107 K (r=0)=1,53 •105 kg m-3

rrdr

dM 24

rr

rMG

dr

dP 2

rrdr

dL 24

3264

3

Tr

rLr

adr

dT

m

RTP

3)3)

2)2)

3)3)

5)5)

4)4)

6)6)

7)7)

1)1)



- -, T- und Energieproduktions-Verteilung:

- 2 verschiedene Prozesse:

• pp-Kette (Bethe) 98,4% der Energie

[gcm-3]

R/Rsun0,1 0,2 0,3 0,4

T

Energieprod.

T [MK]

0

50

100

15015

10

5

0

dL(dR/dRsun)15

10

5

0



• CNO-Zyklus (Bethe-Weizäcker) 1% d. Energie

- Energieprod. bei verschiedenen Temperaturen



- Enstehungsort solarer Neutrinos

- Neutrinospektrum

Erdoberfläche: Fluss dE 6.5•1010 cm-1s-1


3. „first-generation“ Exp.

3.1 Chlor-(Homstake)-Experiment: - radiochemisches Experiment:

• Reaktion: [3.1]

• Produktionsrate: [3.2]

• 1 SNU = 10-36 Einfänge Targetatom-1s-1 [3.3]

• keine Information über Einfallzeit, Richtung und Energie (da nur gemittelte Produktionsrate)

- Nachweisreaktion: [3.4]

Schwellenenergie: 814 keVNachweis über Zerfall: [3.5]

über Proportionalzählrohr; Halbwertzeit: 35 Tage- Homstake-Goldmine in South-Dakota

Tiefe: 1500 m / 4100 mwe380 kl / 2,16•1030 37Cl-Atome / 615 t C2Cl4

Quelle CR(SNU)pp 0,0pep 0,2hep 0,037Be 1,18B 6,113N 0,115O 0,317F 0,003 7,9 SNU

eZZ A

NeAN )1(1

dEEENR

eArCl e3737

eeClAr 3737

1)1)

2)2)

4)4)

3)3)

5)5)



- alle 60-70 Tage Extraktion der entstandenen 37Ar-Atome zusammen mit 36Ar oder 38Ar als Trägergas aus dem Tank durch Zirkulation von ca. 400 m3 Helium durch die Tankfüllung

- Das Ar (Gefrierpunkt -189°C) wird vom He durch vollständige Adsorption an Holzkohle bei Flüssig-N-Temperatur (-196 °C) getrennt und danach durch Aufwärmen aus der Holzkohlefalle entfernt

- Prozentsatz des extrahierten 37Ar bestimmt,indem man wiedergewonnenes Träger-Ar mit ursprünglicher Menge vergleicht ( 95%)

- Argon wird mit 7% Methan als Zählgas in einen kleinen Proportionalzähler gegeben, um Zerfälledurch Elektroneneinfang (90% K-Einfang) des 37Ar zu bestimmen; Erzeugte 37Ar berechnen

Kondensator 32 °C

C2Cl4

Tank

Kohlenfalle

zum Argon-Sammelsystem

He-Pumpen

Wärmetauschermolek. Siebfalle



- Identifikation sowohl durch Pulshöhe wie auch durch Pulsform

- Hintergrund:• kosmische Myonen erzeugen 37Ar• schnelle Neutronen aus 238U

- 108 einzelne Meßläufe der Brookhaven-Gruppe zwischen 1970-94Yexp = (0,482 0,042) 37Ar-Atome pro Tag

Rexp = (2,56 0,22) SNU; RSSM = (8 3) SNU

- Antikorrelation zwischen e-Fluß und Sonnen-fleckenaktivität statistisch nicht signifikant



3.2 GALLEX/GNO: - radiochemisches Experiment

- Nachweisreaktion: [3.6]

Schwellenenergie: 223 keV; pp- empfindlich

- e--Einfang Nachweis: [3.7]

über Proportionalzähler; Halbwertzeit: 11,4 Tage

- Grand Sasso-Untergrundlaboratorium (LNGS)Tiefe: 1200 m / 3500 mwe30 t / 1,03•1029 71Ga-Atome / 101 t GaCl3-Lsg.

- alle 30 Tage Extraktion der entstandenen 71Ge-Atome in Form von flüchtigem Ge-Tetrachlorid zusammen mit inaktivem 72Ge, 74Ge

oder 76Ge als Träger aus dem Tank durch Spülen mit ca. 2000 m3 Stickstoff

- Ge-Extraktionseffizienz: 99%

Quelle CR(SNU)

pp 70,8pep 3,0hep 0,067Be 34,38B 14,013N 3,815O 6,117F 0,06

132 SNU

eGeGa e7171

eGaeGe 7171

2)2)

1)1)



- Auswaschen des GeCl4 mit H2O, Umwandlung in GeH4 und zusammen mit Xenon als Zählgas in kleine Proportionalzähler gegeben und über ca. 6 Monate 71Ge- Zerfälle gemessen

- Test und Eichung des Detektors mit einer intensiven 51Cr-Neutrinoquelle mit bekannter Radioaktivität (Quelle mit angereichertem 50Cr mit thermischen Neutronen [Neutroneneinfang] aus einem Reaktor für 3,5 Monate bestrahlt)

1)1)

2)2)



- Identifikation sowohl durch Pulshöhe wie auch durch Pulsform

- Hintergrund:• natürliche Radioaktivität z.B. Zähler Materialien

- 65 einzelne Meßläufe der GALLEX-Kollaboration zwischen 1991-97Rexp = (69,7 + 7,8 - 8,1) SNU

RSSM = (132 + 21 - 17) SNU

- ab 1998 Weiterführung als GNO30 Experiment mit neuer Elektronik und neuer DAQ, stufen-weise Aufrüstung zu GNO66 und GNO100



3.3 SAGE: - Soviet-American Gallium Experiment

- Baksan-Neutrino-Observatorium, Nord-KaukasusTiefe: 2000 m / 4700 mwe(30) 57 t flüssiges, metallisches Gallium

- chemische Extraktion mit verdünntem HCl und H2O2 aus den 8 beheizten Behältern alle 30 Tage

- Extraktionseffizienz ca. 80%

- 88 einzelne Meßläufe zwischen 1990-97, ebenfalls mit 51Cr geeicht, gute Überein- stimmung mit GALLEX Rexp = (67,2 + 7,2 - 7,0 [+ 3,5 - 3,0 syst.]) SNU

RSSM = (132 + 21 - 17) SNU

1)1)



3.4 Kamiokande:- erstes Echtzeitexperiment

• -e-Streuung: [3.8]

• [3.9]

Kopplungskonstanten aus Standardmodell:

[3.10]

totale WQ: [3.11]

• alle -flavours nachweisbar, jedoch WQ deutlich kleiner als bei ee, da nur Z0- und nicht Z0-

und W-Austausch einfließen• Nachweis über Cerenkov-Licht• Richtungsinformation aus Vektorbetrachtung• exakte Zeitinformation für jedes einzelne

Ereignisse, d.h. zeitl. Schwankungen desNeutrino-Flusses untersuchbar

• Energieschwelle wegen starkem Hintergrund von 222Rn und 238U hoch: 7,5 MeV;Reduktion der Triggerrate von 1000 Hz auf 0,6 Hz durch Ionentauscher möglich, 0,37 Hz durch kosmische Myonen - Veto durch äußere PMTs

- Kamioka Observatory, Kamioka Mozumi MineTiefe: 1000 m / 2500 mwe680 t H2O / 2,27•1032 e- / 3 kt Gesamt-H2O948 PMTs; 20% Flächenabdeckung

ee

2

22

22 1

E

Tcmgg

E

Tgg

dT

d eRLRLe

wRg 2sin 2/1sin2 wLg 243109,0 cmee

1)1)

2)2)

3)3)



- (8B)exp / (8B)SSM = 0,55 0,08


4. „second-generation“ Exp.

4.1 Super-Kamiokande:- Nachfolge-Experiment zu Kamiokande(III)- Energieschwelle konnte auf 6,5 MeV bei einer

Triggerrate von 11 Hz gesenkt werden - 22,5 kt H2O / 50 kt Gesamt-H2O

11146 PMTs; 40% Flächenabdeckung- gute Übereinstimmung mit Kamiokande; bessere

Richtungs- und Energieauflösung, jedoch geringerer -Fluß als bei Kamiokande



- Energiespektrum nach 504 Tagen

- Analyse des relativen Tag-Nacht-Differenz-Flußes ist unabhängig

von dem absoluten 8Bsolaren Neutrino Fluß aus dem SSM, und führtzu Ausschlußgebieten

e, esterile

allowed reg. 99% C.L. from Homestake, SAGE,

Gallex and SK-flux

N/D-1 = 0.047 0.042(stat)

0.008(syst)excl. reg.99% C.L.

excl. reg.99% C.L.



- Tag- / Nacht- Spektrum und Ausschlußgebiete nach 1258 Tagen (-06.10.2000)

excl. reg.95% C.L.

excl. reg.95% C.L.

allowed reg. 95% C.L. from Homestake, SAGE,

Gallex and SK-flux

allowed reg. 95% C.L. from zenith angle spectrum

and SSM flux prediction



4.2 SNO:- Lösung des SNP und der Neutrino-Osz. benötigt

unabhängige Messung des e- und ,-Flußes

- SNO kann E.Spektr.e, (e) und (x) messen

(,) = (x) - (e) [4.1]• Charged Current Reaction:e + D 2p + e-

Austausch eines W-Bosonse- erhält aufgrund derniedrigen Masse Großteilder -Energ.; sensitiv auf e SSM: 30 cc-Ereign./Tag

• Neutral Current Reaction:x + D p + n + x

Austausch eines Z-BosonsPhotonen aus N-Einfangdurch 35Cl; bessere Effizienzals Einfang durch D; aufalle Neutrinos sensitivSSM: 30 nc-Ereign./Tag

• Electron Scattering:x + e- x + e-

Gleicher Prozeß wie bei normalem H2O; aufalle Neutrinos sensitivSSM: 3 es-Ereign./Tag

1)1)


Acryl Kugel und PMTs Solares NeutrinoEreignis-Display


- ÜbersichtAcryl Kugel

Ø 12 m

Trageseile

1000 t D2O

1700 t H2O

5300 t H2O

9438 innerePMTs

91 äußerePMTs

INCO´s Creighton mine, Sudbury, Ontario

Tiefe: 2039 m/ 5700 mwe( 70 Myonen / Tag)



- Neutrino-Szenarien (Bahcall, März 2001)



- Die ersten Ergebnisse:



- Neue Neutrino-Szenarien



- ,-Fluß:

[4.2]

[4.3]

[4.4]

[4.5]

und/oder kommen von der Sonne Eine reine Oszillations-Lösung in sterile ist

unwahrscheinlich

[4.6]

[4.7]

[4.8]

Berechnung des ,-Flusses möglich:

Für korrekte Vorhersage des SSM: Pee = 0,347

[4.9]

SNO: [4.10]

[4.11]

[4.12]

Gute Übereinstimmung mit dem SSM, jedoch keine Aussage über den Anteil der sterilen

- SSM mit Variation des 8B Flusses und der Oszillation in sterile Neutrinos:

[4.13]

12612,011,0 1005,007,075,1

scmccSNO

12616,014,0 1034,039,2

scmesSNO

12608,007,0 1003,032,2

scmesSK

3,3escc

eeecc P

eeeeees PrP 1 171,0,

e

r

ee

cces

Pr

1,

126, 1071,5 scm

126, 1013,169,3 scm

126, 1099,044,5 scme

1261005,5 scmSSm

2exp sin1 eeeeesSSM

eses PrPR



[4.14]

[4.15]

für 2 0,6

- Zukünftige Messung des nc-Flusses von SNO:

[4.16]

Mit Hilfe von [4.13],[4.14] und [4.16] erkennt man, daß man dadurch keine weitere unabhängige Information erhält:

[4.17]

[4.18]

Jedoch mit deutlich höheren Genauigkeit, da WQ für , gleich dem WQ für e sind, wogegen bei SK die WQ, deutlich kleiner sind.

Neue Experimente (KAMLAND und BOREXINO) weiterhin nötig um Pee bei niedrigeren Energien zu messen Messung von sin2 möglich

Trotzdem wird die Messung von sin2 und schwierig, da auch KAMLAND und BOREXINO, wie SK, eine niedrige Sensitivität für die nc-Komponente des gemessenen Flusses besitzen

eeccSSM

cccc PR

exp

1...14,0)(

sin2

cc

cces

Rr

RR

2exp sin1 eeeencSSM

ncncSNO PPR

rRrRR ccSNOSKnc

SSM

ncncSNO /)1(exp

24,000,1 ncSNOR


5. Zusammenfassung

Zusammenfassung:

- SNP: Alle Experimente zeigen ein niedrigeren Neutrino-Fluß als vom SSM erwartet

- Cl, Ga und SNOcc messen nur e-Fluß

- Kamiokande, SK und SNOes messen zwar alle , jedoch WQ für , stark reduziert

- SNOnc mißt alle , WQ für alle gleich - höhere Genauigkeit als SK oder SNOes

- SNO: cc es , kommen von der Sonne SSMSNO reine sterile -Osz. unwahrsch.,jedoch Osz. in sterile nicht ausgeschlossen

- zukünftige Experimente können möglicherweise sin2 messen - hohe Genauigkeit nötig


5. Zusammenfassung

Literatur:- Allgemein:

• H.V.Klapdor-Kleingrothaus/A.Staudt; Teilchenphysik ohne Beschleuniger; Teubner; 1995

• H.V.Klapdor-Kleingrothaus/K.Zuber; Teilchenastrophysik; Teubner; 97• N.Schmitz, Neutrinophysik; Teubner; 1997• John Wilkerson, Prelecture Notes - Solar Neutrinos; XXVIII SLAC

Summer Institute• M.F.Altmann/R.L.Mößbauer/L.J.N.Oberauer; Solar neutrinos;

Rep. Prog. Phys. 64(2001)97-146; Nov 9, 2000- GNO/SAGE:

• GNO-Collaboration; GNO Solar Neutrino Observations: Results For GNO 1; Jun 2000

• SAGE-Collaboration; Measurment of the Solar Neutrino Capture Rate by SAGE and Implications for Neutrino Oscillations in Vacuum;astro-ph/9907131; Nov 11, 1999

- Super-Kamiokande:• SK-Collaboration; Measurements of the Solar Neutrino Flux from

Super-Kamiokande´s First 300 Days; August 24, 1998• SK-Collaboration; Measurement of the Solar Neutrino Energy

Spectrum Using Neutrino-Electron Scattering; December 8, 1998• SK-Collaboration; Constraints on neutrino oscillation parameters from

the measurement of day-night solar neutrino fluxes at Super-Kamiokande; January 19, 1999

• SK-Collaboration; Constraints on Neutrino Oscillations Using 1258 Days of Super-Kamiokande Solar Neutrino Data; hep-ex/0103033

- SNO:• J.N.Bahcall/P.I.Krastev/A.Y.Smirnov; Solar neutrinos: global analysis

and implications for SNO; hep-ph/0103179; Mar 20, 2001• SNO-Collaboration; Measurement of the rate of e + d p + p + e-

interactions produced by 8B solar neutrinos at the SNO; nucl-ex/0106015; Jun 30, 2001

• A.Bansyopadhyay/S.Choubey/S.Goswami/K.Kar; Impact of the first results on Neutrino Mass and Mixing; hep-ph/0106264; Jul 31, 2001

• J.N.Bahcall/M.C.Gonzalez-Garcia/C.Pena-Garay; Global Analysis of Solar Neutrino Oscillations Including SNO CC Measurement; hep-ph/0106258; Aug 4, 2001

• A.W.P.Poon; Neutrino Observation from the Sudbury Neutrino Observatory; nucl-ex/0110005; Oct 7, 2001

Documents

Solare Neutrino- Experimente Daniel Dobos Seminar: Neutrinos im Labor und Universum Dortmund, 09.11.2001 Jack: