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Solare Neutrinospektroskopie Richard Sturm Technische Universität München Garching Astroteilchenphysik Seminar München, 13.11.2007

Solare Neutrinospektroskopie - TUM · 2012. 12. 14. · Solare Neutrinospektroskopie Richard Sturm Technische Universität München Garching Astroteilchenphysik Seminar München,

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Solare Neutrinospektroskopie

Richard Sturm

Technische Universität MünchenGarching

Astroteilchenphysik SeminarMünchen, 13.11.2007

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

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Inhalt

1 Neutrinoentstehung

2 Nachweis solarer Neutrinos

3 Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Inhalt

1 NeutrinoentstehungStandard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

2 Nachweis solarer Neutrinos

3 Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Aufbau der Sonne

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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Aufbau der Sonne

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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Aufbau der Sonne

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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Aufbau der Sonne

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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Aufbau der Sonne

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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Vergleich: Messungen - Theorie

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Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

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Aufbau der Sonne

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Aufbau der Sonne

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Aufbau der Sonne

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

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PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

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p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

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Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

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PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

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↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

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PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

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Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

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PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

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∗ + e+ + νe

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99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

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99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

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Fusionsprozesse

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2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

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PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

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p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

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p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

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p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

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99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

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Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

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p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

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99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Neutrinoproduzierende Reaktionen

Name Reaktion Eν[MeV] φ[ 1010

cm2s ]

pp p + p → 21H + e+ + νe ≤ 0, 420 6, 00

pep p + e− + p → 21H + νe 1, 442 1, 43 · 10−2

hep 32He + p → 4

2He + e+ + νe ≤ 18, 773 1, 23 · 10−7

7Be 74Be + e− → 7

3Li + νe 0, 862 u. 0, 384 0, 498B 8

5B → 84Be + e+ + νe ≤ 14, 6 5, 7 · 10−4

13N 137N → 13

6C + e+ + νe ≤ 1, 199 4, 9 · 10−2

15O 158O → 15

7N + e+ + νe ≤ 1, 732 4, 3 · 10−2

17F 179F → 17

8O + e+ + νe ≤ 1, 740 5, 4 · 10−4

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Spektrum

Nach: Bahcall (2005)

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Inhalt

1 Neutrinoentstehung

2 Nachweis solarer NeutrinosRadiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

3 Vergleich: Messungen - Theorie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−

Y = NT ∑i∫

φi(Eν)σ(Eν)dEν

νe-Einfangrate: R = YNT

= ∑i φiσi

Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−

Y = NT ∑i∫

φi(Eν)σ(Eν)dEν

νe-Einfangrate: R = YNT

= ∑i φiσi

Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−

Y = NT ∑i∫

φi(Eν)σ(Eν)dEν

νe-Einfangrate: R = YNT

= ∑i φiσi

Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−

Y = NT ∑i∫

φi(Eν)σ(Eν)dEν

νe-Einfangrate: R = YNT

= ∑i φiσi

Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

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Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Nobelpreis für Physik 2002

SensitivitätBau des Tankes

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Nobelpreis für Physik 2002

Sensitivität

Bau des Tankes

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Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

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Nobelpreis für Physik 2002

SensitivitätBau des Tankes

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Nobelpreis für Physik 2002

SensitivitätBau des Tankes

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Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Nobelpreis für Physik 2002

SensitivitätBau des Tankes

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Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

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Sensitivität

Bau des Tankes

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Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

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Nobelpreis für Physik 2002

SensitivitätBau des Tankes

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Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Nobelpreis für Physik 2002

SensitivitätBau des Tankes

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

GALLEX/GNO (Gran Sasso)

seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome

Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−

Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt

Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SensitivitätGALLEX

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

GALLEX/GNO (Gran Sasso)

seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome

Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−

Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt

Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Sensitivität

GALLEX

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

GALLEX/GNO (Gran Sasso)

seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome

Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−

Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt

Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen

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SensitivitätGALLEX

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

GALLEX/GNO (Gran Sasso)

seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome

Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−

Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt

Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen

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SensitivitätGALLEX

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

GALLEX/GNO (Gran Sasso)

seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome

Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−

Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt

Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Sensitivität

GALLEX

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

GALLEX/GNO (Gran Sasso)

seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome

Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−

Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt

Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SensitivitätGALLEX

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung einzelner Neutrinoereignisse:

Energie→ Spektrum

Zeitpunkt der Reaktion

Richtung des ν

Methoden

Elastische Neutrino-Elektron-Streuung

Neutrino-Deuteron-Reaktionen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung einzelner Neutrinoereignisse:

Energie→ Spektrum

Zeitpunkt der Reaktion

Richtung des ν

Methoden

Elastische Neutrino-Elektron-Streuung

Neutrino-Deuteron-Reaktionen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung einzelner Neutrinoereignisse:

Energie→ Spektrum

Zeitpunkt der Reaktion

Richtung des ν

Methoden

Elastische Neutrino-Elektron-Streuung

Neutrino-Deuteron-Reaktionen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung einzelner Neutrinoereignisse:

Energie→ Spektrum

Zeitpunkt der Reaktion

Richtung des ν

Methoden

Elastische Neutrino-Elektron-Streuung

Neutrino-Deuteron-Reaktionen

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

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Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

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Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

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Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

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Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

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Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

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Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

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Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

Sensitivität

Supkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

Sensitivität

Supkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Borexino (Gran Sasso)

Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung

innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier

Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos

hohe radioaktive Reinheit notwendig

Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν

isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar

Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1

d·100 ton

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Borexino (Gran Sasso)

Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung

innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier

Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos

hohe radioaktive Reinheit notwendig

Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν

isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar

Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1

d·100 ton

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Sensitivität

Borexino Prototypdetektor (CTF)

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Borexino (Gran Sasso)

Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung

innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier

Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos

hohe radioaktive Reinheit notwendig

Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν

isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar

Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1

d·100 ton

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Borexino (Gran Sasso)

Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung

innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier

Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos

hohe radioaktive Reinheit notwendig

Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν

isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar

Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1

d·100 ton

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Sensitivität

Borexino Prototypdetektor (CTF)

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Borexino (Gran Sasso)

Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung

innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier

Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos

hohe radioaktive Reinheit notwendig

Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν

isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar

Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1

d·100 ton

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Borexino (Gran Sasso)

Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung

innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier

Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos

hohe radioaktive Reinheit notwendig

Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν

isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar

Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1

d·100 ton

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Page 128: Solare Neutrinospektroskopie - TUM · 2012. 12. 14. · Solare Neutrinospektroskopie Richard Sturm Technische Universität München Garching Astroteilchenphysik Seminar München,

NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Page 130: Solare Neutrinospektroskopie - TUM · 2012. 12. 14. · Solare Neutrinospektroskopie Richard Sturm Technische Universität München Garching Astroteilchenphysik Seminar München,

NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

FlussSensitivitätSNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

FlussSensitivität

SNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

FlussSensitivitätSNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Fluss

Sensitivität

SNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

FlussSensitivitätSNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

FlussSensitivitätSNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

FlussSensitivitätSNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

FlussSensitivitätSNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Fluss

SensitivitätSNO

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Inhalt

1 Neutrinoentstehung

2 Nachweis solarer Neutrinos

3 Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Resultate

Experiment Messung MessungSSM

Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%

GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%

SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%

SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche?

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Resultate

Experiment Messung MessungSSM

Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%

GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%

SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%

SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche?

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Resultate

Experiment Messung MessungSSM

Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%

GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%

SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%

SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche?

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SSM-Variationen

SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)

Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht

Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SSM-Variationen

SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)

Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht

Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SSM-Variationen

SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)

Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht

Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SSM-Variationen

SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)

Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht

Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SSM-Variationen

SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)

Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht

Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

SSM-Variationen

SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)

Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht

Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

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Mit Neutrino-Oszillationen

φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%

φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM

Neutrinophysik falsch?

→ Oszillationen

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Mit Neutrino-Oszillationen

φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%

φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM

Neutrinophysik falsch?

→ Oszillationen

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Mit Neutrino-Oszillationen

φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%

φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM

Neutrinophysik falsch?

→ Oszillationen

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vergleich: Messungen - Theorie

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Mit Neutrino-Oszillationen

φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%

φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM

Neutrinophysik

falsch?

→ Oszillationen

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Vielen Dank für die Aufmerksamkeit.

Fragen ???

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Literatur

Schmitz, N. Neutrinophysik. Stuttgart: Teubner (1997)

Unsödel, A. Der neue Kosmos. Berlin: Springer (2007)7

J. N. Bahcall, A. M. Serenelli, astro-ph/0412440 (2005)

The SNO Collaboration, Phys. Rev. C 72, 055502 (2005)

Borexino Collaboration, First real time detection of Be7 solarneutrinos by Borexino, arXiv:0708.2251v2 (2007)

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Bildnachweis

http://www.bnl.gov/bnlweb/raydavis/images/hires/1-390-66.jpg

http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/index.html

http://www.mpi-hd.mpg.de/nuastro/gallex/gallextank.jpg

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/gallery/high/sk_01h.jpg

http://borex.lngs.infn.it/pictures/CTF/

http://www.ps.uci.edu/t̃omba/sk/tscan/solar/

http://www.ps.uci.edu/t̃omba/sk/tscan/compare_mu_e/

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/9906/sudbury_sno_big.jpg

http://www.mps.mpg.de/images/publikationen/ExpoStand/ExpoWeb/Sonne-F1/sld001.htm

Super-kamiokande Collaboration, The First results from Super-Kamiokande,

Figure 2

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie