H: odiEigene DateienMariaLaachVorlesung web. · PDF file• Erzeugung von nt in Beam-Dump (80 GeV Protonen) (Anreicherung prompter Neutrinos) Erzeugung und Zerfall von Ds ±-Mesonen:

N. Schmitz, Herbstschule Maria Laach, 3.-13. Sept. 2002 1

NeutrinophysikNeutrinophysik

Norbert SchmitzMax-Planck-Institut für Physik

München

Inhalt

• Allgemeines über Neutrinos

• Direkte Messung der ν -Massen (obere Grenzen)

• Neutrino-Oszillationen

• Atmosphärische Neutrinos

• Solare Neutrinos

• Neutrinos aus Reaktoren und an Beschleunigern

• Neutrino-Massenspektrum

• Weitere neue und zukünftige Projekte

• Schlussbemerkungen

Drei Vorlesungen auf der Herbstschule für HochenergiephysikMaria Laach, 3. – 13. September 2002

0>νm


= + + ⋅

Allgemeines über NeutrinosAllgemeines über Neutrinos

1. Kurzer geschichtlicher Überblick, einige ν -Eigenschaften

• Erfindung (1930): (Pauli, Energie- und Drehimpulserhaltungim β -Zerfall)

• Entdeckung (1953-56): (Cowan u. Reines, )

• Helizität (1956): H(ν) = −1 ↔ Parität-Nichterhaltung(z.B. in )

• ? (1956): Dirac-ν, Majorana-ν ? noch nicht geklärt• (1962):

• elektroschwache Wechselwirkung (1967/68): Glashow,Weinberg, Salam

Standardmodell (SM)

• Entdeckung neutrale Ströme (1972):

• Entdeckung τ-Lepton (1975); direkte Beobachtung des (2001),

• Entdeckung schwache Bosonen W±, Z0 (1983): CERN

• Nν = 3 aus Z0-Zerfällen (1990)

• (erste Anzeichen ab 1994, Entdeckung 1998 (atm. ν,Super-K) und 2001 (solare ν, SNO)): 2. Vorlesung

nepe +→+ +ν

µνµπ ++ →

νν ≠

eνν µ ≠ XeNXN +→++→+ µµ νµν , /

Hadronen, +→++→+ µµµµ νννν Nee

τνXN +→+ τντ

→ X+τν

ννν ↔↔ ++ 0Z,W ll

ZΓ hadrΓ llΓ νN ννΓ

0≠νm

(Knick)


Bisher: Nur indirekte Hinweise, z.B. τ -Zerfall

DONUT-Experiment am FNAL• Erzeugung von ντ in Beam-Dump (80 GeV Protonen)

(Anreicherung prompter Neutrinos)Erzeugung und Zerfall von -Mesonen:±

sD

• Nachweis von ντ in EmulsionstargetSchichten von Eisen, Plastik und Emulsionen

CC-Reaktionen des ντ :Hadronen +→+ −τντ N

Hadronen +→+ +τντ N

Hohe Genauigkeit der Spurrekonstruktion durch Messungenin Emulsionsschichten (~ 1 µm)

4 ντ -Ereignisse gefunden

Zerfall (~ 10-13s) ⇒ Knick in kurzer Spur↑

τντ ++ →sD

X+→ τν X+→ τν ττ νν und liefert jedes sDτντ −− →sD

Direkte Beobachtung des τν



2. Vorkommen von Neutrinos(natürliche und künstliche ν -Quellen)

• ν aus radioaktivem β -Zerfall instabiler Kerne

• ν aus Reaktoren (n-Überschuss der Spaltprodukte)

• ν an Beschleunigern (z.B. )

• ν in Atmosphäre (später genauer)

• ν aus Sonne (Sternen, später genauer)

• ν aus Supernova-Explosion (SN vom Typ II):Core-Kollaps

frei werdende Energie (~2⋅1053erg) in ~10 sec in Form vonNeutrinos abtransportiert (entspr. ~150 Sonnen in ~1010 Jahren)

• ν aus frühem Universum (Restneutrinos aus Urknall)Kosmische ν -Hintergrundstrahlung

nicht nachweisbar

• ν in Kosmischer Strahlungaus galaktischen (SNR) und extragalaktischen (AGN, GRB)

Quellen, E 1020 eV bisher noch nicht nachgewiesen (geringer Fluss)

),( KK ee enppen νν +− →→

µνµπ →

),( enpe νννγγ →→ −

34 cm340eV,103.5K,95.1 −− =⋅== nET

<~


pn +→+

• Leptonen im SM

3 Lepton-Familien 3 Antilepton-Familien

drei ν -Arten (ν flavors): , , und , ,SM: Übergänge nur innerhalb der Familien

z.B.

→ Erhaltung der Leptonflavorzahlen Le, Lµ , Lτ . Definition:und

Leptonzahl L =

• ν -Massen im SM:Annahme, im Gegensatz zum Photon

( folgt aus Eichinvarianz)

fundamentale Frage: Haben Neutrinos eine Masse?wäre Evidenz für „Physik jenseits des SM“

Wenn : Restneutrinos (aus Urknall) alsKandidaten der Dunklen Materie

−µeν

3. Neutrinos im Standardmodell

−

e

eν

−

µνµ

−

τντ

+

e

eν

+

µνµ

+

τντ

eν eν

αββα δν =)(L αββα δν −=)(L

∑α αL

0=νm

0=γm

0>νm

eV101−≈νm

µν τν µν τν

,pn +→+ −eeν /


•ν - Helizitäten im SM

als Eigenschaft nur sinnvoll für mν = 0

•ν -Kopplungen im SM:

+W

−W

0Z

CC-Kopplung

pp

⋅= σ H = +1σ⇒

H = −1σ⇐

1)(,1)( +=−= νν HH

1)( −=νH

+l

lν

−l

lν

ν

ν

NC-Kopplung

llW ν++ ↔

llW ν−− ↔

νν↔0Z

H p p


• m(νe) aus β -Zerfall des Tritiums:

(genaue Messung des e−-Spektrums in Umgebung des Endpunktes)

Mainz-Experiment:

Troitsk-Experiment:

•

•

Schwierig, Obergrenzen weiter zu reduzieren (größeres „Mainz“: KATRIN ab 2006, < 0.4 eV)

Zugang zu kleineren Massen: ν -Oszillationen,

Falls (Majorana-ν) folgt aus Abwesenheit des 0νββ -Zerfalls des Ge76 Se76 + 2e− (Heidelberg - Moskau)

Direkte Messung der ν -Massenaus Kinematik von geeigneten Zerfällen

Direkte Messung der ν -Massenaus Kinematik von geeigneten Zerfällen

ee ν++→ −33 HeH

CL) % (95 eV 2.2)( <evm

CL) % (95 eV 5.2)( <evm

CL) % (95 MeV5.15)( <τvmτ τν z.B.Zerfällen,-aus)(m

etc. 21

22

2 mmm −=δ

)CL %90(keV 170)( <µvm

µ π Zerfall-aus)(vm

ee νν ≡

→/CL) % (90 eV2.0M <νm

messen jedoch

n

n ν

ν

p

e−

p

e−

Zukunft: GENIUS

µνµπ +→ ++

τνππτ ++→ −++ 23


Neutrino-OszillationenNeutrino-Oszillationen

• Zeitlich oszillierende Übergänge von einer Neutrinoart in eine andere (Flavor-Übergänge):

typischer quantenmechanischer Effekt

• Zwei notwendige Bedingungen:1.) Nicht alle Neutrinos sind masselos2.) Leptonflavorzahlen Lα nicht streng erhalten

(Mischung der ν -Flavors: )

Formalismus für Oszillationen im Vakuum (allgemeinster Fall):

• Zwei vollständige orthonormierte Systeme von ν -Zuständen

n Flavor-Eigenzustände mit

n Massen-Eigenzustände mit

aν

bν

eµ )(z.B. µπ ++ →

νaErzeugung

A BL Übergang

νbNachweis

)(z.B. −→ pen

νbνa

ν ν

ba νν ↔

(1)

jenseitsSM !

αν

iν

µν eν→

...,, τµα e=

...,3,2,1=i


Zustände der beiden Systeme i.a. verknüpft durch unitäre Trans-formation (unitäre n x n Mischungsmatrix U)

Umkehrung (U −1 = U +):

Antineutrinos

• Zahl der ParameterU hat (n – 1)2 unabhängige Parameter, nämlich

n(n – 1)/2 Mischungswinkel(n – 1)(n – 2)/2 CP-verletzende Phasen

z.B. n = 2 : 1 Mischungswinkel, keine Phasen = 3 : 3 Mischungswinkel (Euler-Winkel), 1 Phase

∑=i

iiU νν αα(2)

∑ ∑ ==α

αββααα δδi

iiijji UUUU ** ,

mit , d.h.

∑ ∑== +

α ααααα ννν *)( iii UU(4)

)( *ii UU αα →

∑=i

iiU νν αα*

(5)

(3) da *)( ii UU αα =+

1== ++ UUUU


• Zeitabhängigkeit der Zustände ( gesetzt)

mit

Daher: ein zur Zeit t = 0 reiner Flavorzustandentwickelt sich mit t in den Zustand

• ÜbergangsamplitudenZeitabhängige Übergangsamplitude für

benutzt: Gl. (7) ;

Für bzw. wenn alle mi gleich sind (insbes. für mi = 0):

itiE

iiet νν −=)(

Em

EmpE iii 2

222 +≈+=

)für ( cpE ≈≈ υ

mi = Masseneigenwert

∑=i

iiU νν αα

∑

∑∑−

−

=

==→

γγγα

ααα

ν

νννν

,

*

)()(

i

tiEii

ii

tiEi

iii

i

i

eUU

eUtUt

βα νν →

(7)

∑

∑

−=

=≡→ −

i

iii

i

tiEii

ELm

iUU

eUUttA i

2exp

)();(

2*

*

βα

βαββα νννν

;βγγβ δνν =

Wegstrecke (baseline) L = t (c = 1), gemeinsame Phase weggelassen Ete−

(6)

(8)

(9)

αββαβα δνν ==→ ∑i

ii UUA *)(

0=t

(stationäre Zustände mit Energien Ei)

1== ch


• Eigenschaften von Übergangsamplituden

Aus und (9) folgt

Falls CP-Invarianz: Phasen ⇒ reell, hieraus:

Tests: CP-Invarianz: Vergleiche und

T-Invarianz: Vergleiche und bzw.

und

• Übergangswahrscheinlichkeiten

Mittelung über L/E:

)()( αββα νννν →=→ AA

∑ −=→i

tiEii

ieUUA βαβα νν *)(

CPT-Invarianz

iUα

)()()()( αβαββαβα νννννννν →=→=→=→ AAAA

βα νν ↔ βα νν ↔

βα νν → αβ νν →

βα νν → αβ νν →

(12)∑∑

∑

>

∆−

−

+=

=→=→

ij

ijiji

iii

i

tiEii

ij

i

eUUUUUU

eUUtAtP

ββααβα

βαβαβα νννν

**2*

2*2

Re2

);();(

jijiP ∆∆ sin,cos~oscillaverageP

2222

2)( jiji

jijiji mmmd

ELm

tEE −=⋅=−=∆δ

wobei

(10)

(11)

0=

mit

∑=→=i

ii UUPP2*

oscill (,0 βαβα νν(13)


• Bemerkungen

− oszilliert also in Abhängigkeit von L/E: Neutrino-Oszillationen

− Amplituden gegeben durch Mischungsparameter ,Frequenzen gegeben durch Differenzen

− Je kleiner , umso größer muss L/E sein, um Oszillationenzu sehen (sin2 messbar verschieden von Null)

Äquivalente Formel für P :

Bei CP-Erhaltung ( reell):

Numerisch (L = ct):

)( 2*2 ||:benutzt ∑==i

ii UU βααβαβ δδ

∑>

∆−−−=→ij

ijiji

ijeUUUUtP ]1[Re2);( **ββαααββα δνν(14)

iUα

∑>

∆−=→

ij

jijiji UUUUtP

2sin4);( 2

ββαααββα δνν(15)

GeV/km/

eV267.1

422 2

22

ELm

EL

c

mL

c

EE jijijiji ⋅⋅=⋅=−

=∆ δδ

hh

• Bemerkungen

2mδ

)( βα νν →P

iUα2jimδ

(16)

22min

2 eVkm/

GeV/⋅≈>

LE

mm δδ(17)


− die (n − 1)2, bei CP-Invarianz n(n − 1)/2, Mischungsparametersowie die (n − 1) unabhängigen Differenzen

sind (zu messende) Naturkonstanten; die Größen L und E sind experimentabhängige Variablen

− OszillationslängeEine volle Oszillation, wenn ist. Hieraus:

− in Worten: Wenn Massen voneinander verschieden sind, entwickeln sich die Masseneigenzustände verschieden inder Zeit. Eine anfänglich gegebenen Superposition der(z.B. reiner Flavorzustand ) entwickelt sich daher in eine andere Superposition (z.B. Linearkombination verschiedener Flavorzustände). Die Folge sind Flavorübergänge mit oszillierenden Übergangswahrscheinlichkeiten.

iUα2jimδ

oszL)0(sin

22 ==

∆πji

kmeV/

GeV/48.24 222osz ⋅==

mE

mE

Lδδ

π(18)

im

iν

iν

αν


• Massenmatrix M

in -Darstellung:

in -Darstellung:

in Matrixschreibweise:

Die Mischungsmatrix U ist also diejenige Transformations-Matrix, welche die Massenmatrix in der -Darstellung diagonalisiert.

Masse des Flavorzustandes ist Erwartungswert (Mittelwert):

iν

αν

jiiji mM δνν = sind Eigenwerte(in Diagonale)

0*,

≠=

=

∑

∑

iiii

jii

mUU

MM

βα

αβα νννν

αν

∑==i

ii mUMm2

)( αααα ννν

iν βνjν jν

βα ννβα ↔⇒≠für

im

UMUM

UMUMi

i

)()(

)()(

α

α

+

+

=

= mit

jiiiiij mMM

MM

δν

ναα

βα

==

=

||

||)(

)(βν

jν

αν


• Einfachster Fall:z.B. (νe, νµ) ⇔ (ν1, ν2) mit

Übergangswahrscheinlichkeit (mit (15)):

Beispiel:

2=n22

21

2 mmm −=δ

⋅

−=

2

1cossinsincos

νν

θθθθ

νν

b

a θ = Mischungswinkel

)(1)(4

sin2sin)(2

22

baaa

ba

PPELm

P

νννν

δθνν

→−=→

⋅=→

L/E-Abhängigkeit von P (νa → νa) und P (νa → νb) für sin2 2θ = 0.4

Flavoränderung(appearance of )bν

ba νν →

Überleben von(non-disappearance of )aν

aν

2

θ2sin2

2osc /1 mL δ∝

ELm

⋅=∆2

2δ

osz/ LL

P


• Realistischer Fall:

( , , ) ⇔ ( , , ) mit

(zwei unabhängige )

− Parametrisierung der Mischungsmatrix:drei Winkel eine Phase δ

Maki-Nakagawa-Sakata(MNS)-Matrix[entspricht Cabibbo-Kobayashi-Maskawa(CKM)-Matrix

für (d, s, b)]

− Formeln (15) für Übergangswahrscheinlichkeiten nicht explizithinschreiben, haben 3 Oszillationsterme entsprechend

− Einfacher Sonderfall (Minimalschema):

3=n

eν µν τν 1ν 2ν 3ν

0)()()( 21

23

23

22

22

21

231

223

212 =−+−+−=++ mmmmmmmmm δδδ

2mδ

;,, 231312 θθθ )sin,cos( jijijiji sc θθ ==

−−−

−−−=

−

132313231223121323122312

132313231223121323122312

1313121312

321

321

321

ccescsscesccss

csesssccessccs

escscc

UUUUUUUUU

ii

ii

ieee

δδ

δδ

δ

τττ

µµµ

( ) ( ) ( ) ( )2,3,1,3,1,2, =ij

2213

223

212321 ,0 mmmmmmm δδδδ =≈≈≈ « ⇒


Aus (15):

mit (Dalitz-Dreieck),

⇒ 3 Parameter: ( ) bzw. ( )

Im Einzelnen: Appearance

SUUUUP ⋅−+=→ )(4)( 3333 αββαβααββα δδνν

∑ =α

α 123U

⋅=ELm

S4

sin2

2 δ

23

23

2 ,, τµδ UUm

µτ

τµτµ

τ

ττ

µ

µµ

θ

θθνν

θ

θθνν

θ

θθνν

2sin

2sincos44/)(

2sin

cos2sin44/)(

2sin

sin2sin44/)(

223

213

4223

223

413

23

23

223

213

2223

213

213

23

23

223

213

2223

213

213

23

23

≡===↔

≡===↔

≡===↔

cscUUSP

ccsUUSP

scsUUSP

e

ee

e

ee

23132 ,, θθδ m

)coscos1(coscos4

)1(4/)(1

)sincos1(sincos4

)1(4/)(1

2sin)1(4/)(1

232

132

232

132

23

23

232

132

232

132

23

23

1322

323

][

][][

θθθθ

νν

θθθθ

νν

θνν

ττττ

µµµµ

−

=−=→−

−

=−=→−

=−=→−

UUSP

UUSP

UUSP eeee

Disappearance

Reaktor !


• Neutrino-Oszillationen in Materie, MSW-Effekt

NC

τµν ,,e τµν ,,e

−e −eZ0

CCNC

NC,

)()(

AAeAAeA

e +==

νν τµ

CCeν

eν

−e

−e

W−

Diese Folie ist noch nicht fertig !


• Resultate von Superkamiokande (1 km im Untergrund)

− H2O-C -Detektor mit 50 000 t (m³) H2O11 200 PMTs (50 cm ∅)

− registriert CC ν -Ereignisse im Wasser(z.B. νe + N → e− + Hadronen)

− Ein-Ring Ereignisse:

− gute Unterscheidung zwischen e-artigem und µ-artigemEreignis

e± : diffuser C-Ring

µ± : scharfer C-Ring

− Messung der Energie (E 5 MeV) und Richtung des ν(für multi-GeV Ereignis: ν -Richtung ≈ l ± Richtung)

Atmosphärische NeutrinosAtmosphärische Neutrinos

>~

+−→ µµνν µµ ,, } ±± µ,e erzeugen C -Licht in H2O

−→ plnν +→ nlpνund (l = e, µ)

+−→ eeee ,,ννHadronen

eν N

−e


~ 7000 PMTs zerstört am 12. November 2001


1. Voll enthaltenes Ereignis⟨Eν ⟩ ~ 1 GeV

-Ring

2. Teilweise enthaltenes Ereignis⟨Eν ⟩ ~ 10 GeV

-Scheibe

3. Aufwärts (θ > 90°) stoppendes Myon⟨Eν ⟩ ~ 10 GeV

4. Aufwärts durchgehendes Myon⟨Eν ⟩ ~ 100 GeV

3 und 4: µ von ν - Reaktion inErde in Detektornähe

Vier interessierende Ereignistypen

C

C


e-artig µ-artig

Wände, Decke und Boden von SK entfaltet


• Atmosphärische Neutrinos

Teilchen (Protonen) der Kosmischen Strahlung kollidieren mitKernen in Atmosphäre ⇒ ausgedehnte Luftschauer

⇒ viele π±, K± mit π, K → µ + νµ

mit

− man misst:

− bei niedrigen Energien (alle µ zerfallen):

− bei höheren Energien: nicht alle µ zerfallen wegen

Zeitdilatation:

⇒ atmosphärische µ in Detektor (Untergrund)⇒ µ/e steigt mit Energie über 2

− genaue Vorhersagen der -Flüsse aus Monte Carlo-Simulationen der Luftschauer (Input: µ -Flüsse)

⇒ Energiespektrum der ν -Flüsse

− bestimmt wird Verhältnis von Verhältnissen

• Neue Ergebnisse für R (ν 2002)

→ µνν ++ ee

MC)/(Data)/(

ee

Rµµ

= ohne Oszillationen: R = 1

Super-K (91.8 ktJ)

R = 0.638 ± 0.052 R = 0.658 ± 0.084

sub-GeV multi-GeV

(Evis < 1.33 GeV) (Evis > 1.33 GeV)

νµ -Defizit oder νe -Überschuss ? Antwort: νµ -Defizit (s.u.)

eµ

2=

GeV)1010( 31 −−

like -µννµ µµ +=≡

like -ee ee νν +

µνν ,e

ττE

=Lab m

m659=µτc



MC-berechnetes Flussspektrum von)x ( 2E )( µµ νν +

MC-berechnetes Verhältnis vs. νµµ νννν Eee )/()( ++

Honda et al.

Agrawal et al.

Honda et al.

Agrawal et al.


− MACRO aus aufwärts durchgehenden Myonen(⟨Eµ ⟩ ~ 100 GeV)

− Also: νµ-Defizit

− Erklärung:ν -Oszillationen zwischen Entstehungsort und Detektor

• Abhängigkeit der ν -Flüsse vom Zenit-Winkel Θ(Θ = Winkel zwischen Vertikale und ν -Richtung)

135.0731.0MC

Data ±=µ

µν

ν

se νννν τµ ,,→

τµ νν → nur mit Daten verträglich

Atmosphäre

S = Schauer (Erzeugung der ν )

E = ν -Ereignis im Detektor

aufwärts (Θ ≈ 180°): L ≈ 13000 km (∅ der Erde)(lang genug für νµ → ντ )

abwärts (Θ ≈ 0°): L ≈ 10 - 20 km(zu kurz für νµ → ντ )


Zenitwinkelverteilungen von Super-K (ν 2000)

⟨Eν⟩ ~ 100 GeV ⟨Eν⟩ ~ 10 GeV

↑aufw.

↑abw.

↑aufw.

↑aufw.

Evis < 1.3 GeV

Evis > 1.3 GeV

↑abw.

↑horiz.

• Punkte: SK-Messungen

• rot:MC-Vorhersagen fürν -Flüsse ohne Oszill.

• grün:Fit mit Oszillationenνµ → ντ

0 < Θ < 180°

90° < Θ < 180°

↑abw.

↑aufw.

grüne Histogramme: perfekter Fit ⇒ Evidenz für

⇒ Evidenz für !

− νe-Fluss stimmt mit MC-Vorhersage überein⇒ kein νe -Überschuss ⇒ kein Übergang νµ νe

− νµ -Fluss zeigt Defizit, für multi-GeV bei großen Θ 90° (aufw. ν), ebenso Defizit bei aufw.-stop. Myonen (⟨Eν⟩ ~ 10 GeV)

− Fit an Super-K Daten (FC + PC + Aufwärts-µ) mit νµ ↔ ντOszillationen: dof152/1352 =χ

→/>~

! τµ νν →0>νm


Data/MC als Funktion von L/Eν

− Data/MC → für große L/Eν

(Mittelung über Oszillationen)

− Oszillationsmuster nicht sichtbar wegen unzureichender Detektorauflösung (in L, Eν)

21

ννP

)/27.1(sin2sin 222ννν θ ELmP ∆⋅=′

→ Losz/Eν = 775 km/GeV


− wesentlich schlechterer Fit für νµ ↔ νeausgeschlossen auch von Reaktor-Experimentenmit ⟨Eν ⟩ ~ 3 MeV, L ≈ 1 km (CHOOZ, Palo Verde)

− νµ ↔ νs ausgeschlossen mit 99 % CL

• Ergebnis der Oszillationsanalyse für νµ → ντ Ebene-),2(sin in 22 mδθ

12sin,eV102.3 2232 =×= − θδ mbester Fit:

⇒ Losz = 775 km ⋅ Eν /GeV

)( Xe νν →

erlaubtes Gebiet(68%, 90%, 99% CL)


25

cos

BGMCMCdata2 (

∑

+−=

θ

τ

σβα

χNNN

• Suche nach -Ereignissen in Super-KDurch -Übergänge entstehende können in Super-K

CC-Reaktionen machen:

jedoch:− Schwelle sehr hoch: Es = 3.46 GeV

⇒ klein für Eν 10 GeV ⇒ ~ 65 τ -Ereignisse in 10000 FC + PC Ereignissen zu erwarten

− τ -Ereignisse schwer in SK zu identifizieren, da τ „sofort“zerfällt

Auswahl-Kriterien:− multi-GeV, multi-Ring-Ereignisse

− energetischster Ring ist e-artig (von )

Ergebnis aus Maximum Likelihood-Analyse (ν 2002)beobachtet: 506 τ -artige Ereignisseerwartet:

Zenitwinkel-Verteilung

(sys.) (stat.) 44145

)44.0.eff/(11

16-

MCFC

+±=

== τα NN

44.0/3786exp ==N

konsistent mit τµ νν ↔

•

•

τν

τντµ νν →

Χ+→+ τντ N

)( Nτνσ <~

νντ e→

Ereignisse- BG461CC 37 +τν

NC %4.32,CC %5.24,CC %1.43 µνν e↑


• Oszillationsanalyse von Super-K mit drei Flavors

− Annahme: m1 ≈ m2 « m3 (Minimalschema)

⇒ nur drei Parameter:

− Oszillationswahrscheinlichkeiten (mit )2313

21

23

2 ,, θθδ mmm −=

ELm

S ⋅≡4

sin2

2 δ

SSP

SSP ee

⋅=⋅⋅=→

⋅=⋅⋅=→

τµτµ

µµ

θθθνν

θθθνν

2sin2sincos)(

2sinsin2sin)(

223

213

4

223

213

2

Ergebnis:

→→

⇒

groß)(klein)(

großklein

2313

τµ

µνννν

θθ

PP e


• Zukunft:

Detektor Masse* Status

(ν 2002) Start Physik

Große Wasser-C-Detektoren

UNO Hyper-Kam Aqua-RICH

650/450 kt 1 Mt 1 Mt

in Diskussion in Diskussion R & D

201? 201?

?

Magnetisierte Eisen-Neutrino-Detektoren

MINOS MONOLITH

5.4/3.3 kt 34/27 kt

im Bau nicht genehmigt von INFN

2003 ?

Flüssig-Argon-TPCs

ICARUS T600 ICARUS

0.6/0.5 kt 3.0/2.5 kt

genehmigt vorgeschlagen

2003 2006 (?)

* erste Zahl: Gesamtmasse, zweite Zahl: Fiducialmasse


• MONOLITH: 34 kt, magnetis. Eisen u. Glas-RPCs, Gran Sasso

− Messung des Oszillationsmusters (Auflösung von Super-K nicht hinreichend)

− Messung der µ-Ladung ⇒ Unterscheidung zwischen

⇒ Vorzeichen von δ m2 (ν - Hierarchie)

− Data/MC vs. L/E für δ m2 ≈ 3 × 10-3 eV2 (νµ → ντ)

Kurven: ν -Oszillationen und ν -Zerfall, ausgeschmiert entsprechend Detektorauflösung

MONOLITH4 Jahre

Super-Kamiokande

µµ νν und

13.1 m

30.0 m

14.5 m

ν -Oszill.ν -Zerfall


Solare NeutrinosSolare Neutrinos

− in mehreren Schritten (pp-Kette, CNO-Zyklus)

− die wichtigsten νe-Quellen (in pp-Kette)

− Standard-Sonnenmodell (SSM von Bahcall et al.) sagt νe-Flüsse aus den verschiedenen Quellen voraus

• Sonnenenergie aus thermonuklearer Fusion von Wasserstoff

Be7 pepB8

hep

Be7

Gallium Chlorine Super K

0.1 0.3 1 3 10

log-Skala!

MeV

pp

T ≈ 16 ⋅106 K im Zentrumeep ν22He4 4 ++→ +

+ 26.7 MeV nach e+e− -Annihilationen

, MeV59.0=νE 1-2-91-38 scm1066/s1087.1 ⋅=⋅= Fνν φφ ,

pp : p + p → D + e+ + νe Eν < 0.42 MeV (0.91)

Be7 : Be7 + e− → Li7 + νe Eν = 0.86 MeV (0.07)

B8 : B8 → Be8 + e+ + νe Eν < 14.6 MeV (~10−4

)



ProzessKurz-

notationNeutrino-Energie

Eν [MeV]

νe-Fluss nach SSM

[1010

cm−2

sec−1

]

Einfangsratenach SSM

[SNU]

Cl37

Ga71

Depp eν+→ pp ≤ 0.420 5.95 ± 0.06 0 69.7

− Dppe eν→ pep 1.422 (1.40 ± 0.02) ⋅ 10−2

0.22 2.8

ep eν+→ 43 HeHe hep ≤ 18.773 9.3 ⋅ 10−7 0.04 0.1

7Be

0.862(90%)0.384(10%)

0.477 ± 0.048 1.15 34.2

8B ≤ 14.6 (5.05 ± 0.91) ⋅ 10−4 5.76 12.1

e eν+→ 1313 CN 13N ≤ 1.199 (5.48 ± 1.04) ⋅ 10−2 0.09 3.4

e eν+→ 88 BeB

15O ≤ 1.732 (4.80 ± 1.06) ⋅ 10−2 0.33 5.5e eν+→ 1515 NO

17F ≤ 1.740 (5.63 ± 1.41) ⋅ 10−4 0.004 0.1

Gesamt : 6.60 ± 0.15 3.11.16.7 +

−97128+

−

e eν+→ 1717 OF

Eigenschaften solarer Neutrinos aus den acht νe-erzeugenden Kern-prozessen in der Sonne nach dem BP-SSM [BP2000]. Die Fehlerder νe-Flüsse und Einfangsraten sind 3σ.

e 77 LiBe →−eν


- Defizit = Problem der solaren Neutrinos- Frage: Sind verschwunden

oder ist SSM falsch ?

Gesamt-Raten: Standard-Modell vs. Experiment (ν 2002)(Bahcall-Pinsonneault 2000)

• 5 Experimente beobachten νe-Defizit im Vergleich zu SSM

eν )( Xνν →e

3737 Ar),(Cl −eeν 7171 Ge),(Ga −eeνee νν →

SNU6.7 3.11.1

+−

2.56 ± 0.23

(0.48 ± 0.02)

20.016.00.1 +

−

(0.55 ± 0.08)

(0.35 ± 0.02)

7871+

−

SNU97128 +

− 20.016.00.1 +

−20.016.00.1 +

−)12.001.1( ±

671 ±

(0.55 ±0.06)

(0.55 ± 0.06)

Theorie Experimente7Be p-p, pep8B CNO

Cl H2O Ga 2H2O 2H2OSuperK Kamioka

SAGEGALLEX

+GNO SNO

νe

SNOAll ν

Es = 814 keV Es = 5 MeV Es = 233 keV

(0.34 ±0.06)

Unsicherheit

1 SNU = 1 νe-Einfang pro 1036 Kerne und sec


• 5 Experimente beobachten νe-Defizit im Vergleich zu SSM (BP2000)

− Defizit = Problem der solaren Neutrinos

Experiment Reaktion Schwelle [MeV]

Messung (ν 2000) (Messung/SSM)

Homestake Cl37

(νe, e−)Ar37

Eν > 0.81 2.56± 0.23 SNU (0.34 ± 0.06)

GALLEX/ GNO

Ga71

(νe, e−)Ge71

Eν > 0.23 74 ± 7 SNU (0.58 ± 0.07)

SAGE Ga71

(νe, e−)Ge71

Eν > 0.23 75 ± 8 SNU (0.59 ± 0.07)

Kamiokande νe → νe Eν > 7.5 (2.80 ± 0.39) ⋅10

6cm-2 s-1

(0.55 ± 0.08)

Super-Kam νe → νe Eν > 5.5 (2.40 ± 0.09) ⋅10

6cm

-2 s-1

(0.48 ± 0.02)

1 SNU (solar neutrino unit) = 1 νe- Einfang pro 1036 Target-Kerne pro sec


Ergebnisse aus 108 „solar runs“ (SR) von GALLEX und GNO


Kinematik: θsun klein

• Weitere Ergebnisse von Super-K (ν 2002)

1496 Tage Beobachtungszeit

− Keine anomale Jahreszeit-Variation des νsun-Flusses

• Gute Übereinstimmung mit Flussvariation durchExzentrizität der Erdbahn(Kurve)

− -Verteilungsuncosθ

Anhäufung bei θsun = 0° durch Sonnen-ν~ 22400 Ereignisse in Peak (~ 15 solare Ereignisse/Tag)

MeV 5für 26MeV12

sun

2sun

>°<≈<

e

eeE

mEθθ

−− +→+ ee νν ⇒> MeV 5, eE

Sonne

sunθ

e

ν−8B


Die Sonne

dargestellt von ihrer Neutrino-Strahlung


− Kein signifikanter Tag/Nacht-Effekt(durch νe-Regeneration in Erde, nachts)

− Energie-Spektrum: Verhältnis Daten/SSM)( νEEe ≈

• Energie-Kalibration mite− aus LINAC

• Daten/SSM ~ 0.45• Konsistent mit flach

⇒ Spektrum nicht verzerrtdurch ν -Oszillationen

024.0021.02/)(

±−=+

−≡

NDND

ADN )9.0( σ


CC: (Es = 1.4 MeV)

NC: (Es = 2.2 MeV)

(6.25 MeV),

ES: mit−− +→+ ee XX νν

ppee ++→+ −Dν

Aus Vergleich der Raten: Ist Defizit der solaren verursacht durchoder durch echtes -Defizit im Vergleich zum SSM ?

Beginn der Datennahme: Sommer 1999

− Der SNO-Detektor

− Resultate aus 2928 C -Ereignissen (5<T<20 MeV, 306.4 Live-Tage) gemessen: T, θsun und R der C-Elektronen

→ bestimmt NCC, NNC, NES (Maximum Likelihood Fit)

• Aufregende neue Ergebnisse von SNO(= Sudbury Neutrino Observatory, Kanada)

− SNO: C-Detektor, gefüllt mit 1 kt reinem D2O,misst mit solaren B8 −ν (Tth = 5 MeV für Analyse)

ν

→ Flüsse

2000 m im Untergrund

NC

τµν ,,e τµν ,,e

−e −eZ0

CCNC

NC,

)()(

AAeAAeA

e +==

νν τµ

CCeν

eν

−e

−e

W−

γ+→+ 3HDn

154.0)(/)( , == ενσνσ τµ e

ee +→+ γγ

0.266.263,2.495.576,4.617.1967 ESNCCC ±=±=±= NNN

eνnur

Xνalle

Xe νν →eν

σevC

N⋅=Φ

npXX ++→+ νν D

Xνalle


~ 5 solare ν pro Tag

(6010 m w.e.)


SNO-Detektor Acrylgefäß (12 m ∅) 1 kt D2O9500 PMTs


Bestimmung der CC, ES und NC Anteile

T

sunθ

3R

3 Verteilungen mit je 4 Termen

die 12 Verteilungen bekannt (siehe Abb.),die aus Max. Likelihood Fit zu bestimmenBGESNCCC ,,, NNNN

)(xwi

)()()()( ESNCCCgem xwxwxwxN ⋅+⋅+⋅= CCN NCN ESN

mit sun3,, θRTx =)(BG xw⋅+ BGN



− Ergebnisse (in Einheiten von 106 cm−2 s−1)

− Analyse: Bestimmung der solaren ν -Flüsse (aus B8-Zerfall)

(drei Gleichungen mit zwei Unbekannten)aus Fit an SNO-Ergebnisse erhält man und :

• Erste direkte Evidenz für eine Nicht- -Komponente im solaren -Fluss:

⇒ Evidenz für , d.h. für -Masse !

• Übereinstimmung zwischen SNO-Ergebnis und SSM⇒ Triumph für das SSM !

neu !

bestimmt mit, d.h. keine

Oszillationen

Übereinstimmung !SNO funktioniert

ν

)( eeνσ09.032.2

26.039.2

62.009.5

10.076.1

SKES

SNOES

SNONC

SNOCC

±=Φ

±=Φ

±=Φ

±=Φ

Falls nur (d.h. keine Oszillationen): ESNCCC Φ=Φ=Φ

alle Xν

)( eνΦ= eνnur

eν

)()()()(

)(

ES

NC

CC

µτ

µτ

νεννν

ν

Φ⋅+Φ=ΦΦ+Φ=Φ

Φ=Φ

e

e

e

totΦ=154.0)(/)( == eνσνσε µmit

01.181.0

SSMtot

SNOtot

05.5

66.017.5

65.041.3)(

10.076.1)(

+−=Φ

±=Φ

±=Φ

±=Φ

µτν

νe

!3.5 σverschieden von Null !

Übereinstimmung

τµνν ,→e

νeν

)( eνΦ )( µτνΦ


Darstellung in der Ebene[ ])(),( µτνν ΦΦ e

Zusammenfassung der SNO-Analyse

26.039.2)(154.0)(SNOES ±=Φ⋅+Φ=Φ µτνν e

10.076.1)(SNOCC ±=Φ=Φ eν

01.181.0

SSMtot 05.5 +

−=Φ

Volle Konsistenz zwischen Messungen und SSM

62.009.5)()(SNONC ±=Φ+Φ=Φ µτνν e

(rot)

(grün)

(blau)


• Oszillationsanalyse mit solaren ν (Bestimmung von )− zwei Möglichkeiten für

Materie-Oszillationen in der Sonne (MSW-Effekt)

Vakuum-Oszillationen zwischen Sonne und Erde(L = 150 Mkm)

− bisher: 4 mögliche Lösungen: LMA, SMA, LOW, VAC

− mit SNO-Daten:

− benutzt man alle solaren ν -Daten (Homestake, Gallex/GNO, SAGE, Super-K, SNO), bleibt nur LMA-Lösung übrig mit:

)30(34.0tan,eV100.5 2252 °==⋅= − θθδ m

nur SNO-Daten alle solaren ν -Daten

2, mδθ

Solution δ m2 [eV

2] tan

2θ χ2

LMA 4.5 ⋅ 10−5

0.41

35.3

SMA 4.7 ⋅10−6

3.9 ⋅10−4

45.4

LOW 1.0 ⋅10−7

0.71 38.4

VAC 4.6 ⋅10−10 2.4 39.0

MSW

Xe νν →


• Neue Projekte (2. Generation)

− GNO (Gran Sasso), Fortsetzung von GALLEX

30 t Ga (jetzt) → 66 t → 100 t

− BOREXINO (Gran Sasso): 300 t Flüssig-Szintillatorgemessen wird: ν e → ν e (empfindlich für alle 3 Flavors)

sehr niedrige Energieschwelle (Ee 250 keV)

⇒ Fluss der Be7-ν (Eν = 384 und 862 keV)

⇒ haben sich Be7-νe in andere Flavor verwandelt oderfehlen sie von Anfang an?

außerdem: aus U- und Th-Zerfällen in der Erde

Beginn: 2003 (?)eν

>~


Blick ins Innere von Borexino


( mit 2.2 MeV)

− KamLAND (Kamioka): 1000 t Flüssig-Szintillator

gemessen wird:a) -Fluss und Energiespektrum (Eν ≈ 2 - 9 MeV) aus 51

japanischen Reaktoren (die meisten ~ 100 - 200 km Entfernung)eν

• Nachweisreaktion ++→+ enpeν

• Untersuchung von -Oszillationen durch Vergleich von gemessenem und berechnetem Fluss und Spektrum

Xe νν →

b) Solarer νe-Fluss und Spektrum (hauptsächlich Be7, B8-ν) durchν + e → ν + e (wie BOREXINO)

• empfindlich für δ m2 5 · 10-6 eV2, d.h. in LMA-Gebiet

c) Terrestrische aus U- und Th-Zerfällen in der Erde⇒ U/Th-Verhältnis in Erdkruste und Erdmantel

Beginn Datennahme: 22.1.2002

eν

>~

γ+→+ Dpn



Neutrinosaus Reaktoren und an Beschleunigern

Neutrinosaus Reaktoren und an Beschleunigern

ReaktorenCHOOZ und Palo VerdeKamLAND (s.o.)

BeschleunigerDONUT (s.o.) CHORUS und NOMADLSND und KARMEN, MiniBooNENuTeV


a) CHOOZ und Palo Verde

Long-Baseline(LBL)-Experimente an Reaktorenmit

Suche nach Disappearance durch Messung von

CHOOZ (Frankreich): L ≈ 1.0 kmPalo Verde (USA): L ≈ 0.8 km

Beide Experimente sehen kein Verschwinden von , schließen dadurch großes Gebiet in -Ebene aus

Ausschluss-Diagramm von CHOOZ und Palo Verde

ausgeschlossen z.B. durch CHOOZ:

•für

•für große

232 eV 107.0 −⋅>mδ12sin 13

2 =θ

1.02sin 132 >θ

2mδ

2223 eV 1010km 1~ MeV,3~ −− << mLE δν

Χ→νν e++→+ enpeν (direkte Messung von θ13)

),2(sin 22 mδθeν

)( eν⇒

Χ→νν e

Chooz

Palo Verde


• Quelle: . oder durch Auswahl der Ladung,

Verunreinigung (~ 2%) durch aus

• Abschirmung: Beseitigung der Hadronen und

Schema eines Neutrino-Strahls am Beschleuniger

Abschirmung(Eisen, Erde)~ 400 m

p

Targetdünnleicht

±± K,π ,µν µν µµνν ,

±µZerfallsstrecke

~300 mDetektor

µνµπ ±±± →K, ( )

µν µν

ee νν , eeK νπ ±± → 0 ( )

±µ

Neutrino-Strahl-Einrichtung beim CERN


b) CHORUS und NOMAD (1994/95 bis 1997/98)

Short-Baseline(SBL)-Experimente beim CERN-Strahl mit

L ≈ 600 m (CHORUS), 620 m (NOMAD)

Suche nach νµ → ντ (und νe → ντ ) Appearance durch Beobachtung von

CHORUS: direkte Suche nach -Zerfällen mit Hilfe von Emulsionen (automatisches Scannen)

NOMAD: indirekte Suche mit Hilfe von kinematischen Kriterienfür obige Reaktion einschl. -Zerfall

Ergebnis: kein -Signal gefunden

⇒ Grenzen im -Plot

µν

22 eV1001 << mδ(kosmologisch relevant)

Χ+→+ −τντ N

−τ

−τ

Kandidaten erwarteter Untergrund

CHORUS NOMAD

0 52

1.2 50.5

),2(sin 22 mδθ

%)1~%,6( eνν µ <GeV 25≈νE

−τ

GeV/km 50≈LE /⇒ ⇒


90 % CL-Ausschlussdiagramm von CHORUS und NOMAD

ausgeschlossen z.B.durch CHORUS:

•für

•für große

22 eV 6.0>mδ

12sin2 =µτθ42 108.62sin −⋅>µτθ

2mδ

•für

•für große

22 eV 5.7>mδ12sin2 =τθe

22 102.52sin −⋅>τθe2mδ

τµ νν →

τνν →e


)( γ+→+++ Dpnne−

− Erklärung:

• LSND (Liquid Scintillator Neutrino Detector: 167 t CH2als Szintillator und -Radiator, 1220 PMTs) findet (L ≈ 30 m)

mit Ee = 20 - 60 MeV

C

eννµ →nOszillatio

!kein eν

→+ peν Ereignisse-eν

Bisher die einzige Appearance-Evidenz für ν -Oszillationen

eννµ ↔für Fit Globaler

Ebene- ),2(sinin Gebiete erlaubte 22 mδθ⇒

• Rγ > 10

• 49.1 ± 9.4 Ereign. insges.16.9 ± 2.3 ν -induzierter

Untergrund32.2 ± 9.4 Exzess

• guter Oszillationsfit

)( eνν µ →

Rγ > 10

c) LSND (Los Alamos) und KARMEN (Karlsruhe/Rutherford)

µµ ννµνµπ ee++++ →→ RuheRuhe ,


• KARMEN 2 (2/97 – 2/02)ähnliches Experiment mit , 56 t Flüssig-Szintillator, L ≈ 18 mfindet kein - Signal!schließt großen Teil des nach LSND erlaubten -Gebiets aus

+Ruheπ

peν),2(sin 22 mδθ

Also: LSND und KARMEN kaum verträglich

• Zukunft: MiniBooNE (Fermilab)Hochintensiver νµ -Strahl mit ⟨Eν ⟩ ~ 1 GeV807 t Öl-C-Detektor mit 1280 8″-PMTs, L ≈ 500 mSuche nach νµ → νe im LSND-Bereich (L/E ~ 1 km/GeV)Wenn LSND richtig: ~ 500 Ereignisse νe N → e− X pro JahrStart Datennahme Sommer 2002

Endgültiges LSND und KARMEN2-Ergebnis


MiniBooNE

von MiniBooNE erwartete Sensitivität (2 Jahre, 1021 pot)

Durchmesser = 12 m


Mögliche Neutrino-MassenspektrenMögliche Neutrino-Massenspektren

normale Hierarchie invertierte Hierarchie

• Bisher keine absolute -Messung,

nur

• Annahme: 3 Neutrino-Flavors ( , , ) ⇒ 2 unabhängige ,

da

Zwei Möglichkeiten:

− hierarchisches Spektrum, z.B. m1 « m2 « m3

− demokratisches Spektrum: m1 ≈ m2 ≈ m3 »

→ fast jeder mν -Wert unter ~ 2 eV möglich, z.B. mν ≈ 1 eV (heiße Dunkle Materie)

eV107 eV105 352sun

2212

−− ⋅≈⋅≈=≈ mmm δδ

νm222jiij mmm −=δ

eν µν τν 2ijmδ

0231

223

212 =++ mmm δδδ

eV106 eV102.3 232atm

2323

−− ⋅≈⋅≈=≈ mmm δδ

,01 ≈m

2mδ


• 4 Neutrino-Flavors: Falls LSND mit richtig:3 unabhängige -Werte (sol, atm, LSND)

⇒ viertes Neutrino notwendig⇒ steriles Neutrino νs (keine Kopplung an ), da

Nν = 3 für aktive Neutrinos (LEP)

zwei mögliche Typen von Massenspektren:

2 + 2 oder 3 + 1

z.B. für 2 + 2:

atm.

LSND

solar

LSND

atm.solar

22LSND eV 1~mδ

2mδ

0Z

oder

( )se νν ↔

( )τµ νν ↔

( )eννµ ↔

4ν

3ν

1ν

2ν

2ν

1ν

4ν

3ν( )sννµ ↔

( )eννµ ↔

( )τνν ↔eatm.

LSND

solar atm.

LSND

solar


Weitere neue und zukünftige ProjekteWeitere neue und zukünftige Projekte

− Neutrino-Teleskope ⇒ Hochenergetische ν 's aus Kosmischer Strahlung

− Long-Baseline(LBL)-Experimente ⇒ kleinere δ m2

− Neutrino-Fabriken ⇒ LBL mit L 3000 km>~


− Ziel : Erforschung der Neutrinos in der Kosmischen Strahlung bei höchsten Energien (Eν 1 TeV), bisher noch nicht beobachtet

− Mögliche Punktquellen: AGNs, GRBs, SNRs, etc.Außerdem: Diffuser ν -Fluss, z.B. aus p + γ → π ±, K±...

− Prinzip:Großes Volumen von Seewasser, Meereswasser oder antarktischem Eis dient als -Radiator

• wird mit zahlreichen PMTs ausgestattet zur Registrierungder -Photonen

• gemessen werden z.B. µ′s aus CC-νµ -Reaktionenin der Erde in Detektornähe

− Untergrund: atmosphärische Myonen,gehen abwärts

Daher: Aufwärts-Myonen zumessen

1.) Neutrino-Teleskope

>~

Baikal Baikalsee Betrieb

AMANDA Antarkt. Eis Betrieb/Ausbau

ANTARES Mittelmeer (bei Toulon) Bau

NESTOR Mittelmeer (bei Peloponnes) Bau

− Zur Zeit vier ν -Teleskope in Betriebbzw. im Bau/Ausbau

Neutrinos

XN +→+ −µνµ

C

C


− AMANDA

Strings mit optischen Modulen (PMTs) im Eis der Antarktis

AMANDA-A: 4 Strings in 810 m - 1000 m Tiefe, Problemmit Luftblasen im Eis

AMANDA-B10: 10 Strings in 1500 m - 2000 m Tiefe (1997)

AMANDA II: 19 Strings mit 677 optischen Modulen in 1150 -2350 m Tiefe (2000)

AMANDA II



Scheiben: PMTs mit ≥ 1 -PhotonenGröße einer Scheibe ⇒ IntensitätFarbe ⇒ Ankunftszeit• Aus Signalen (Anzahl der PMTs, Zeiten)

⇒ Energie, Richtung des µ

Einige Ergebnisse von AMANDA-B10:

• Ca. 290 atmosphärische (2000)• Suche nach von Punktquellen• Suche nach aus Annihilation von

Neutralinos (DM) im Zentrum der Erde• Suche nach diffusem ν -Fluss

(~103 × Fluss von Punktquelle) ⇒ Obergrenze:

− PMT-Signale von einem Aufwärts-Myon in AMANDA-B10

Zukunft: IceCube: 80 Strings mit 4800 PMTs~ 1 km3 Volumen

C→ 1 TeV

sν ′sν ′sν ′


− An Beschleunigern bisher keine ν -Oszillationen gefunden (bis auf LSND), die jüngsten Experimente mit negativem Ergebnis:

CHORUS, NOMADSuche nach νµ → ντ , empfindlich für δ m2 1 eV2

− Um zu kleineren δ m2 ( 10-3 eV2, Test Super-K atm. ν) zu kommen, Experimente mit größerem L:

2.) Long-Baseline (LBL)-Experimente

>~

GeVkm

1/ EL zur Erinnerung: 22min eV

/km/GeV

LE

m ≈δ

νµ-Quelle ⟨Eν⟩ (GeV) Detektor Masse (kt) L (km) )( 22 eVmδ

KEK (1999)

~ 1.4 Super-K (K2K)

50 250 > 2 ⋅ 10-3

Fermilab (2004)

~ 11 Soudan 2 (MINOS)

5.4 730 > 2 ⋅ 10-3

CERN (2006)

~ 17 Gran Sasso (ICARUS) (OPERA)

5 1.5

730 > 1 ⋅ 10-3

− K2K: Sucht νµ → νX Disappearance, νµ → νe AppearanceMisst νµ , νe -Fluss und -Spektrum mit nahem Detektor (300 m)und Super-K (250 km)Beginn der Datennahme: Juni 1999

Ergebnis (2001):

=

=+ 7.3

8.0 - erwartetSK

beobachtetSK

80 Osz.) ohne(

56

N

N Wahrscheinlichkeitfür „keine Oszillation“< 3 %

»

>~


Neu (ν 2002): Oszillationsanalyse (maximum likelihood)mit Gesamtzahl und Energiespektrum der µ in SK

Erlaubtes Gebiet, Vergleich mit atm. ν -Ergebnis

• Voll verträglich mit (viel genauerem) atm. ν -Ergebnis

• Wahrscheinlichkeit für „keine Oszillation“ < 1 %


− MINOS: Sucht νµ → νX Disappearance (später ντ , νe Appear. ?)Ferner Detektor: Tracking-Kalorimeter aus Stahl/Szintillator mit

toroidalem MagnetfeldNaher Detektor: ähnlich dem fernen Detektor, nur kleinerBeginn: Ende 2004 (ν -Strahl verfügbar)

− ICARUS: Sucht νµ → ντ , νe Appearance (vorgeschlagen)Flüssig-Argon-Driftkammer (ντ -Identifizierung aus Kinematik,

wie bei NOMAD)Beginn: 2006 (?) 600 t Prototyp genehmigt, Datennahme ab 2003

− OPERA: Sucht νµ → ντ Appearance (genehmigt)Schichten von Blei und Emulsionen (ντ -Identifizierung

ähnlich wie bei CHORUS und DONUT)

Tabelle der zu erwartenden ντ -Ereignisse (sin22θ = 1): δ m

2 (eV

2) erwartete ντ Ug

Ereignisse 1.2 ⋅ 10-3

2.7 0.75

nach 5 Jahren 2.4 ⋅ 10-3

10.8

(2.25 ⋅ 1020

pot) 5.4 ⋅ 10-3

53.5 Beginn: 2005 (?)

MINOS und ICARUS auch für atmosphärische Neutrinos


Empfindlichkeitsgrenzen für einige LBL-Experimente


− Prinzip:• Protonen (z.B. 2 GeV aus Linac, extreme Intensität, ~ 4 MW)

erzeugen π+ (~300 MeV/c) → µ+ νµ• µ+ (~250 MeV/c) werden gekühlt (∆p:100 % → 5 %),

beschleunigt, in µ -Speicherring gespeichertz.B. 50 GeV ⇒ τLab = 1.04 ms, cτLab = 312 km (einige

100 Umläufe)• Speicherring: lange gerade Abschnitte; die dort zerfallenden

µ+ liefern hoch-intensive kollimierte ν -Strahlen

3.) Neutrino-Fabriken (geplant in USA, Europa)

Intensive ν -Strahlen aus Zerfällen von Myonen in µ -Speicherring

µ

µ

ννµ

ννµ

e

e

e

e−−

++

→

→

Beispiel CERN

µ

µ

νν

νν

, aus Strahl

, aus Strahl

e

e oder

⇒

⇒


− Vorteile (gegenüber konventionellen ν -Strahlen) :• sehr hohe ν -Flüsse (Faktor ~100)

⇒ Experimente mit sehr langer Grundlinie (VLBL)

⇒ Materie-Effekte in Erde machen sich bemerkbar,sehr kleine erreichbar, CP-Verletzung im ν -Sektor (?)

• Zerfall monoenergetischer µ (Eµ wählbar)⇒ νe , νµ -Spektrum (Form, Anzahl) genau bekannt

(V−A-Theorie)

• hohe Reinheit des -Strahls, Flavor-Komposition bekannt

• erstmalig: hochenergetische , bisher nur als Verunreinigung in

⇒ νe ↔ ντ -Oszillationen etc.

Beispiele BNL-GS: 6500 kmFNAL-GS: 7400 kmKEK-GS: 8800 kmCERN-Soudan2: 6600 kmCERN-Kamioka: 8750 kmCERN-Amanda 11800 kmFNAL-SLAC: 2800 kmFNAL-Kamioka: 9150 kmFNAL-Südpol 11600 km

( )µµ νννν ++ ee bzw.

Strahlen-, ee ννStrahlen-, µµ νν

durch die Erde

2mδ


− PhysikUngeheuer reichhaltiges Physikprogramm, nur einige Beispiele:

• Systematische Bestimmung der Massen- und Mischungs-parameter mit hoher Genauigkeit, da mit µ+ und µ− alle Übergänge gemessen werden:

z.B.

in

in

⇒→

→⇒→−

−−

CC

CC

e

e

µνν

µτνν

µ

τ

µτ ννν ,→eentsprechend fürwichtig: Messung der Lepton-Ladung, Unterscheidung e - µ

• Durchführung einer vollständigen, präzisen Drei-Flavor-Analyse mit (νe , νµ , ντ)

allgemeinster Fall (mit CP): 6 Parameter:

(δ = 0 bei CP-Invarianz)schon oder bald bekannt:

θ13 Obergrenze (Reaktor)neu: θ13 genau; Vorzeichen von ; CP (δ ≠ 0)?

• Vorzeichen von aus Vergleich νe → νµ und

νe und haben verschiedenes Verhalten in der Erde, da

⇒ Asymmetrie durch Materie-Effekt (erst bei L 2000 km),abhängig von sign

τµµ

ννννν

,,ee →

τµµ

ννννν

,,ee →

:)sign -(right in wobei, aus µµνν µ CCe+⇒

δθθθδδ ,,,,, 231312223

212 mm

223mδ

223mδ

µνν →e

eν

)()( ee ee νσνσ ≠

>~223mδ

µννµ ee++ →

wrong-sign µ

12212,θδ m 23

223 ,|| θδ m(solare ν); (atm.ν, LBLν);


Entscheidung zwischen A und B⇒ Neutrino-Massenspektrum (ν -Hierarchie)

• Suche nach CP im ν-SektorCP-Invarianz verletzt, falls im Vakuum (!) z.B.

Man sieht: PCP ≠ 0 (d.h. CP-Effect) nur dann, wennalle 6 Parameter messbar von Null verschieden

⇒ sehr schwieriges Experiment, da Effekt klein ist undMaterie-Effekte subtrahiert werden müssen

LNN ee vs.)(/)( µµ νννν →→

solar

atm.

atm.

solar

)()( µµ νννν →≠→ ee PP

CPCPCPCP )(,)( PPPPPP ee −=→+=→ µµ νννν

mit

δθθθθσ

sin2sin2sin2sincos8sinsinsin8

23121313

312312CP⋅⋅⋅⋅=

∆⋅∆⋅∆⋅⋅=J

JP

(J = Jarlskog-Faktor)

(Wrong-Sign Muon Measurements)


SchlussbemerkungenSchlussbemerkungen

• Neutrinophysik eines der interessantesten und fundamentalsten Gebiete der Teilchenphysik und Teilchen-Astrophysik

− zahlreiche wichtige neue Ergebnisse− zahlreiche neue und zukünftige Projekte

• Insbesondere: Überzeugende Evidenz für ν -Oszillationenvon atmosphärischen und solaren Neutrinos

− Neutrinos haben Masse !− erster Hinweis auf Physik jenseits des Standard-Modells

• Viele offene Fragen, am wichtigsten:absolute ν -Massenskala

• Nicht behandelt:

− Die große Hoffnung: Supernova (Sternkollaps) mitNeutrino-Ausbruch (vgl. SN1987A)

− Die große Ratlosigkeit: Nachweis der kosmologischenRestneutrinos

Vorschlag:

34 cm340 eV,103.5,95.1 −− =⋅== nEKT o

Hadronen0relKS →→+ Zνν )! eV 10~( 24

sE


Eine Auswahl neuerer Literatur (wo weitere/frühere Literatur angegeben ist)

Neutrinophysik, NeutrinooszillationenN. Schmitz, Neutrinophysik, Teubner Studienbuch, 1997

Direkte Beobachtung des ντK. Kodama et al. (DONUT): Phys. Lett. B504 (2001) 218

Direkte Messung der ν -MassenK. Hagiwara et al. (PDG): Phys. Rev. D66 (2002) 01001

Atmosphärische NeutrinosT. Kajita, Y. Totsuka: Rev. Mod. Phys. 73 (2001) 85S. Fukuda et al. (Super-K): Phys. Rev. Lett. 85 (2002) 3999Y. Fukuda et al. (Super-K): Phys. Rev. Lett. 81 (1998) 1562W.A. Mann (Soudan 2): Nucl. Phys. Proc. Suppl. B91 (2001) 134 M. Ambrosio et al. (MACRO): Phys. Lett. B478 (2000) 5; B434 (1998) 451M. Ambrosio et al. (MONOLITH): Nucl. Instrum. Meth. A456 (2000) 67A. Geiser (MONOLITH): Nucl. Instrum. Meth. A472 (2000) 464

Solare NeutrinosM. Altmann et al.: Rep. Prog. Phys. 64 (2001) 97J.N. Bahcall et al. (SSM): Astrophys. J. 555 (2001) 990 (BP2000)S. Fukuda et al. (Super-K): Phys. Lett. B539 (2002) 179; Phys. Rev. Lett. 86 (2001) 5651; 5656M. Altmann et al. (GNO): Phys. Lett. B490 (2000) 16Q.R. Ahmad et al. (SNO): Phys. Rev. Lett. 89 (2002) 011301; 011302J. Boger et al. (SNO): Nucl. Instrum. Meth. A449 (2000) 172

Neutrinos aus ReaktorenC. Bemporad et al.: Rev. Mod. Phys. 74 (2002) 297M. Apollonio et al. (CHOOZ): Phys. Lett. B466 (1999) 415F. Boehm et al. (Palo Verde): Phys. Rev. D62 (2000) 072002; D64 (2001) 112001

Neutrinos an BeschleunigernA. Eraditato, P. Migliozzi: Revista del Nuovo Cimento, Vol. 23, N. 12 (2000)A. Aguilar et al. (LSND): Phys. Rev. D64 (2001) 112007B. Armbruster et al. (KARMEN): Phys. Rev. D65 (2002) 112001E.D. Church et al.: Phys. Rev. D66 (2002) 013001E. Eskut et al. (CHORUS): Phys. Lett B497 (2001) 8P. Astier et al. (NOMAD): Nucl. Phys. B611 (2001) 3S. Avvakumov et al. (NuTeV): Phys. Rev. Lett 89 (2002) 011804


Neutrinos in Untergrund-LaboratorienA. Bettini: Revista del Nuovo Cimento, Vol. 24, N. 11 (2001)

Long-Baseline-ExperimenteS.H. Ahn et al. (K2K): Phys. Lett. B511 (2001) 178A. Weber (MINOS): Nucl. Phys. Proc. Suppl. 98 (2001) 57H. Pessard (OPERA): Phys. Scripta T93 (2001) 59A. Rubbia (ICARUS): Phys. Scripta T93 (2001) 70F. Arneodo et al. (ICARUS T600): Nucl. Instrum. Meth. A455 (2000) 376

Neutrino-FabrikenS. Chattopadhyay (ed.): Nucl. Instrum. Meth. A472 (2001) (NuFact‘00)B. Autin (ed.): Nucl. Instrum. Meth. A451 (2000) (NuFact’99)

Neutrino-TeleskopeE. Andres et al. (AMANDA): Astropart. Phys. 13 (2000) 1; Nature 410 (2001) 441J. Ahrens et al. (AMANDA): Phys. Rev. D66 (2002) 012005 ; Astropart. Phys. 16 (2002) 345V.A. Balkanov et al. (Baikal): Nucl. Phys. Proc. Suppl. 91 (2000) 438E.G. Anassontzis et al. (NESTOR): Nucl. Instrum. Meth. A479 (2002) 439T. Montaruli (ANTARES): Nucl. Phys. Proc. Suppl. 110 (2002) 513 (hep-ex/0201009)

Neutrino-Konferenzen (ab 2000)F.v. Feilitzsch, N. Schmitz (eds.): Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) (Proceedings Neutrino 2002)erscheint 2003J. Law, R.W. Ollerhead, J.J. Simpson (eds.): Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 91 (2001)

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H: odiEigene DateienMariaLaachVorlesung web. · PDF file• Erzeugung von nt in Beam-Dump (80 GeV Protonen) (Anreicherung prompter Neutrinos) Erzeugung und Zerfall von Ds ±-Mesonen: