Date post: | 24-Jan-2017 |
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Neutrino Superbeam am LHC
Seminar am 05 Februar 2005 Petronela-Antonia Bauer
Überblick über die aktuelle Neutrino Physik
Projektmotivation für Superbeam Experimente
Aufbau des Experiments
Erhoffte Ergebnisse
Zusammenfassung
Inhalt
Neutrino-Quellen
Stellare Kernfusion
Radioaktive Zerfälle
Reaktorneutrinos
Hintergrundstrahlung
Atmosphärische Schauer
Supernovae
AGN
QuasareBilden den Background bei BeschleunigerExperimenten können über ihre Energien,Flüßeund Richtung bestimmt werden
Neutrino-QuellenNeutrino-Quellen
Inverser β-Zerfall
β-Zerfall
µ-β-ZerfallElectroncapture
Λ-ZerfallCC-Scattering µ-ß-Zerfall
Π--Zerfall
Neutrinoeigenschaften
Drei Flavours (Reins&Cowan, Lederman et al., Donut)
Neutrino Antineutrino sind verschieden (Davis)
Maximale Paritätsverletzung (Wu et al.)
Neutrino-oscillation
Postuliert von Pontecorve (1957)
Erklärt Solares und athmospärisches Defizit (Davis, SuperK)
Konsequenz: Neutrinos haben Masse Auswirkungen auf die Kosmologie
Neutrino-oscillation
Solares Neutrinodefizit
Tag-und Nachtdifferenz
Athmospherisches Defizit
Solares SM überprüft
Solare NeutrinosL = 108 kmE =0.3 to 15 MeVΔm2 ~ 2-8 × 10-5 eV2 ProbOSC = ~100%
Atmospheric NeutrinosL = 15 to 12,000 kmE =300 to 2000 MeVΔm2 ~ 1- 7 × 10-3 eV2
ProbOSC = ~100%
2 Flavor-Neutrino oscillation
3 Flavor-Neutrino oscillation3 Flavor-Neutrino oscillation3 Flavor-Neutrino oscillation
Oscillation
Oscillationswahr-scheinlichkeit alsFunktion derMischungswinkelEs werden großeMischungswinkelbevorzugt vermutetDa auch das Vor-zeichen derMassendifferenzΔm2
23 ist nicht be-kannt ist, sind beideFälle für LMAaufgetragen.Dies ist mit unter dasZiel der Superbeam-projekt, das Vorzeichenvon Δm2
23 zubestimmen.
Oscillation
Oscilationswahr-scheinlichkeit bei130KmEntfernung
Oscilationswahr-scheinlichkeit bei0.250 GeV Neutrino-energieHohe Auflösung
Oscilationswahr-scheinlichkeit bei0.250 GeV Neutrino-energieGeringe Auflösung
Die Bedeutung der Beschleuniger experimente Zur Erforschungder Neutrino-Oscillation
Kontrollierte Neutrinoquelle:
Bestimmung der Neutrino-Energie
Bestimmung des Flavors
Bestimmung der Richtung und Flußdichte
Bestimmung der Verunreinigung des Strahls
Kenntniss des Hintergrundes
Nahdetektor und Ferndetektor Eichung möglich
Ferndetektor in ausgewählter Entfernung
1995-1998Schweiz CERN820 mNo oscillationNomad
1994-1997Schweiz CERN850 mNo oscillationChorus
Vτ-Apearance
1999-Japan Kamioka250 kmData takingK2K
Vµ-Dissapearance
1985-1996USA BNL1 kmNo oscillationE776
1995-1998Schweiz CERN820 mNo oscillationNomad
1994-2001UK18 mNo oscillationKarmen
1994-1998USA LosAlamos
30 mVe 18 ± 7 Ve 40 ± 9LSND
Ve-Apearance
1998-200USA750 mO/E= 1.04 ± 0.03 ±0.08
Paolo Verde
2001-Japan180 kmO/E= 0.611 ± 0.085 ±0.041
KamLAND
1997-1998France1 kmO/E=0.98 ± 0.4 ± 0.4Chooz
1981-1994France15 m, 40 m, 95 mNo oscillationBugey
RunLocationBaselineObservationVe-Dissapearance
Neutrino-Experimente
Überblick der Ergebnisse aus Neutrino - Experimenten
Exclusionplot:Die Werte derMassendifferenzensind so klein daßExperimentelle Datenimmer nur eineBeschränkung liefernkönnen.Neuere Experimentemüßen auf diesenDaten aufbauen unddie sensitivität wirdjeweils verbessert.
Neutrino-Beamprojekte am CERN
ICARUS
OPERA
SUPER-BEAM
ß-BEAM
NEUTRINO-FACTORY
Superbeam Neutrinostrahl
Neutrino Quelle
LHC
Beamhorn
BEAM AXIS
1500
1000
Ø80
0
Ø20
00
Ø80
600 kA (outer horn)
300 kA (inner horn)
Not to scale
BeamtargetsystemeEisen-Kupfer Target
Granulares Targetmit äußeremKühlsystem
Herkömmliche Targetswie z.B. aus Eisen-Kupferhalten den zukünftigenthermischen und radioaktivenUnd mechanischenBelastungen nicht mehr stand.Sie müßten in relativ kurzerZeit erneuert werden(Kostenfaktor).Alternative Systeme sindGranulares gekühltes TargetEs ist austauschbar ist allerdings aufwendigDie andere Methode: Zirkulierendes Quecksilbertarget der Austausch ist einfacher. Kühlung nicht notwendig. Äußeres Magnetfeld muß das Hg fokusieren. Entsorgung nicht einfach.
Quecksilberstrahltarget
Neutrino Hg-Beamtarget
Simulation der Stabilisation durch Magnetfeld Strahlverformungnach erstem bunch
Strahlverformung durchWechselwirkung mit demProtonenstrahl ohne äußeresMagnetfeld
Off-Axis Beam
θTarget Horns Decay Pipe
Detector
Offaxis reduziert die
Beam-energie
Scharfes Energie-
spektrum
Reduktion der Hoch-
energetischen Hinter-
gundstrahlung
Energie für
maximales Oscill-
ationssignal wählbar
Detektor
Wahl zwischen Wasser Cherenkov Detektor undScintillations Detector vom MiniBoontypDer Wasser Cherenkov Detektor vom SuperK typwird aus Kostengründen bevorzugt ausphysikalischer Sicht sind sie nahe zu equivalent.Es ist auch eine bewährte Technik.
Detektor
60x60x60m3x3Total Vol. 650 ktonFid.Vol 440 kton =20xSuperK56 000 20“ PMTs14 000 14“ PMTs
Wasser Cherenkov Detektor Geplanter Standort Frejus
UnterdrundlaborBaseline 130 Km
OptischeSeparation
Detektor
Detektor
Simulation eines 1GeV electronneutrinos und 1GeV muonneutrinosDie Herausforderung ist die genaue Zuordnung der Events und die Hintergrundreduktion
π0 o
r e?
Ende...
J.Reese
ANHANG
Δm223= 3 10-3eV2
ν1ν2
ν3
ν1
ν2
ν3
Δm212= 3 10-5 - 1.5 10-4 eV2
θ23 (atmos) = 450 θ12 (solar) = 300
θ13 (Chooz)< 130
3 Flavor-Neutrino oscillationNeutrinomassen sind zu klein um direktgemessen werden zu können.
Es wird versucht ihre Massendifferenz über dieOsszillationwahrscheinlichkeit zu messen.
Die Massenhierarchie ist jedoch noch nichtgeklärt
Untersuchungsmethoden
Shortbaseline Experimente
Longbaseline Experimente
Reaktorexperimente
Doppelbetazerfall
Appearance Experimente
Disappearance Experimente
Neutrinofragen
Drei oder vier Flavours (LSND-Ergebnisse)
Majorana- oder Dirac-Teilchen?
Bestimmung der Oscillationsparameter θ13 und ± Δm23
Bestimmung der Masse und deren Hierarchie
ANHANG
mit
(anti-v)
Neutrinofragen
Drei oder vier Flavours (LSND-Ergebnisse)
Zukunftige Neutrinoprojekte
0.2%~5,0001,000~12000.8OA0.3400C2GT
0.3%~4,60050810?~2OA0.4120NOnA
0.4%
0.3%
0.2%
0.2%
0.8%
1.2%
~1%
nepeak
~23,00050?810?~2OA2120NOnA+PD
~18,000
~13,000
~360,000
~3,000
~5,000
~2,500
~50
nmCC(/yr)
~5002950.7OA450T2K-II
~5002540~1WB/OA128BNL-Hs
~5001300.32WB42.2SPL-Frejus
22.5
~2
5.4
22.5
Mdet(kt)
295
732
730
250
L(km)
En(GeV)Beam
Power(MW)
Ep(GeV)
0.7OA0.7550T2K-I
18WB0.3400CNGS
3.5WB0.4120MINOS(LE)
1.3WB0.00512K2K
Im Bau /Genehmigt
Neutrino-Beamprojekte in Konstruktion
Opera
Icarus
Minos
MiniBoone
CNGS Neutrinostrahl
CNGSNeutrinostrahl
DRIFTKAMMER MIT 600 TONNEN FLÜSSIGEMARGON3-D DARSTELLUNG DER EVENTS
ANALOG ZUR BLASENKAMMER
ERZEUGTER NEUTRINO STRAHL:
1-100GeV
2600 vµ EREIGNISSE pro kt/Jahr OHNE OSCILLATION
22 vtau EREIGNISSE PRO kt/Jahr
v–
v+
d
+ -
+
–V0
i0
E
IONISATIONSSPUR
KATHODEPMT
Det.2
Det.1
MINOS
PROTONEN ENERGIE: 120 GeV
INTENSITÄT 4*10 p/spill
3,8*10 p/Jahr
13
20
MITTLERE ENERGIE vµ : 3 bis 18 GeVVERUNREINIGUNG MIT ve < 1%
Graphit Target
Nah-DetektorMISST ENERGIE
SPEKTRUMve CONTAMINATION
AbsorberHalle
Winkel 58 mrad
STAHL SCINTILLATIONS KALOROMETER
2,54 CM STAHL ABSORBER MIT
1,5T MAGNETFELD
POLYSTEREN-SCINTILLATONSSTREIFEN
(1CM DICK 4CM BREIT )
NAHDETEKTOR:
282 STAHLPLATTEN
980 TONNEN3.8 * 4.8 m OKTAGON
FERN DETEKTOR:
486 STAHLPLATTEN
5.4 TONNEN
KALIBRATION BEIDER DETEKTOREN MIT KOSMISCHER STRAHLUNG
Neutrinofactory
Neutrinos aus einem einem MyonenspeicheringMyonen aus Pionenzerfall schwierig ist die Myonenzu Speichern Kühlung und Magnetfeld nötig
ß-Beam
Neutrinostrahl gewonnen aus beschleunigten radioactiven Ionen Reiner Neutrinoflavourstrahl; bekanntesEnergiespektrum undIntensitätBessere HintergrundreduktionBestimmungder CP-Verletzungsphase δ undMischungswinkelθ13
Complementaire zumSuperbeam
Oxide fiber target
Zusammenfassung
Neutrinobeam
ß-Beam
Neutrinofactory