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DAS SOLARE NEUTRINO-PROBLEM ...... und wie man damit umgeht
Peter SteinbachInstitut für Kern- und Teilchenphysik
TU Dresden
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 2
Wem kommt das bekannt vor?
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 3
oder etwas weniger komplex ...
Fraunhofer Spektrallinien
= Absorptionslinien der chemischen Elemente in der Sonenatmossphäre
= Rückschluss auf Zusammensetzung der Sonne
mittlere 75 % WasserstoffZusammensetzung: 23 % Helium
2 % schw. ElementeDurchmesser: 1.4 x 106 km Masse: 1.98 x 1030 kg Kerntemperatur: 15,7 x 106 K ? ?
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 4
Kernfusionsprozesse I
Im Inneren der Sonne KERNFUSION
pp-Zyklus(Wasserstoff-Brennen)
pp-0
pp-I
pp-II/III
pp-II (Elektron)
pp-III (Proton)
Photonen (Licht) von Kern zur Atmosphäre:
1 Absorption/Emissionpro 0.1 mm
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 5
Kernfusionsprozesse II
Grundlage β - Zerfall
1. Messung: C. Cowan, F. Reines (1956)Beobachtung des inversen Beta-Zerfalls(e-Neutrino)
2. Messung: Steinberger, Schwartz, Ledermann (1962)Neutrinostrahl (μ-Neutrino)
3. Messung: DONUT-Kollaboration (τ-Neutrino, 2001)
Vorhersage Wolfgang Pauli (1900 - 1958)Namensgebung Enrico Fermi (1901 - 1954)
“Neutrino” (kleines Neutron)
Eigenschaften• Nimmt an schwacher Wechselwirkung teil
(in 1 Minute: ca. 3 600 000 000 000 pro 1 cm²)
• Sehr leicht• Elektrisch neutral• Existiert in drei Familien (e, μ, τ)
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 6
Was bisher geschah ...Die Sonne ist ...
a) sehr hell, sehr heiß, sehr dicht, sehr undurchsichtig.
b) sehr hell, sehr heiß, undicht, sehr undurchsichtig.
c) sehr hell, sehr heiß, sehr dicht, durchsichtig wie eine Glasscheibe.
In ihrem Kern findet zur Energieerzeugung vorwiegend ...
a) Kernspaltung und Kernfusion
b) nur Kernfusion
c) nur Kernspaltung oder ähnliche Hexerei
statt.
Die Kernfusion im pp-Zyklus produziert ...
a) Helium, schwere Elemente, Strahlung, Neutrinos.
b) Helium, schwere Elemente, Strahlung.
c) Helium, schwere Elemente.
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 7
Erste Experimente
Homestake Mine, South Dakota, USA (Ray Davis, Nobelpreis 2002)
615 t Perchloretylen (C2Cl
4)
Nachweisreaktion Auslesereaktion
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 8
Erste ErgebnisseHomestake-Experiment: Ergebnisse von 1970 - 1995
erwarteter Neutrinofluss: (7.7 ± 1.2) x 10-36 pro Atom im Detektor pro Sekunde
~ 1.5 ± 0.6 Atome pro Tag
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 9
Etwas Neues mit Licht
Super-KamiokaNDE Kamioka Mine, Japan
(50.000 t Wasser, 40m x 40m,
11146 PMTs)
→ Messung solarer/atmosphärischer Neutrinos seit 1996
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 10
Messprinzip
Elastische Streuung von Neutrinos an Elektronen
Elektronen errreichen Geschwindigkeiten mit: vElektron
>> cMedium
Elektron strahlt kurzwellige Photonen ab
(viel Energie geht verloren) Cerenkov - Strahlung
Der Cerenkow – Effekt
vQuelle
= vSchall
vQuelle
>> vSchall
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 11
Super-KamiokaNDE Ereignis
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 12
Super-KamiokaNDE Ergebnisse180° 90° 0°45°135°
Überschuss der Neutrinosignale kommt von der Sonne
nur ~50 % der erwarteten Signale
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 13
Was bisher geschah ...
Neutrinos wechselwirken zwar schwach, aber man kann Sie mit
a) bloßen Augen sehen.
b) Cerenkov-Licht und einer Waage messen.
c) Cerenkov-Licht oder aufwendigen chemischen Verfahren messen.
Die Experimente in Homestake und Kamioka empfingen
a) 40 – 50 % des erwarteten Neutrinoflusses.
b) 100 % des erwarteten Neutrinoflusses.
c) 140 - 150 % des erwarteten Neutrinoflusses.
Die Überzahl der in Kamioka gemessenen Neutrinos stammten
a) aus der Atmosphäre.
b) von der Sonne.
c) vom galaktischen Zentrum.
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 14
Eine neue Idee
Bruno Pontecorvo (1913 – 1993)veröffentlicht 1969 theoretische Abhandlungen über Neutrino-Oszillationen
Wahrscheinlichkeit ein Elektron-Neutrino zu messen verhält sich wie eine Oszillation
Lange Wegstrecke Kurze Wegstrecke
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 15
Analogie zum gekoppelten Pendel
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 16
Gekoppelte Pendel
Dresdner Neutrino-PendelversuchLIVE!
LIVE!
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 17
Gekoppelte Pendel
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 18
SSudbury NNeutrino OObservatoryCreighton Mine, Sudbury, Ontario, Kanada2 km u.NN1.000 t schweres Wasser (D
2O)
7.000 t leichtes Wasser (H2O)
10.000 Photomultiplier - Röhren
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 19
SNOSNO-Messungen
3. Elastische Streuung (ES)
1. Geladener Strom (CC)
2. Neutraler Strom (NC)
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 20
SNOSNO Ergebnisse
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 21
Letzte Fragen an ...SNO steht für
a) einen moderne Art des Abfahrtsski.
b) eine Partydroge.
c) das Sudbury Neutrino Oberservatory in Kanada.
Es wurden zu wenig Neutrinos von der Sonne gemessen, weil
a) die Sonne keine Neutrinos emittiert.
b) Neutrinos zwischen den Zuständen νe, ν
μ, ν
τ oszillieren.
c) Neutrinos schüchtern sind.
Durch meinen Daumennagel fliegen pro Sekunde
a) 60 000 000 000
b) 60 000 0
c) 0
und sie wechselwirken so schwach, so dass ich nichts merke.
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 22
Zusammenfassung
● erlaubt Einblick ins Sonneninnere, bspw. Φ(ν) ~ TKern
25
Das Neutrino• wurde aus dem β - Zerfall vorhergesagt,
1953 erstmalig gemessen (1967 Homestake von der Sonne)
• neutrales, sehr leichtes Elementarteilchen
• wechselwirkt schwach und damit fast gar nicht
Das Neutrino von der Sonne
• entsteht bei Kernfusionsprozessen im Sonnenkern
• unterliegt Neutrinooszillationen (bestätigt 2003, SNO)
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 23
Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 24
Wer sich für mehr interessiert ...
en.wikipedia.org, de.wikipedia.org
www.astroteilchenphysik.de
http://www.mpi-hd.mpg.de/nuastro/gallex.html
(GALLEX-Experiment, engl.)
http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/doc/sk/index.html
(KamiokaNDE-Experiment, engl.)
http://www.sno.phy.queensu.ca/ (SNO-Experiment, engl.)
http://neutrinooscillation.org/
(Webliteratur rund um das Neutrino, engl.)
http://www.sns.ias.edu/~jnb/ (John N. Bahcall Homepage, engl.)
http://minos.phy.bnl.gov/nu-osc-lab/Superposition1.html
(Neutrino-Oszillation-Simulator, engl.)
P. Steinbach, IKTP, TU Dresden 25
Neutrino-Mischung