Date post: | 05-Apr-2015 |
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Neutrino-Detektoren
Vom Kleinstteilchen
zum
Eisriesen
Inhalt• Historisches
• Allgemeines über Neutrinos
- Neutrinoquellen
• Neutrino-Detektoren
- Radiochem. Experimente
- Echtzeit Experimente
• (H.E.S.S.)
Geschichte• Probleme der Energieerhaltung beim -Zerfall• kontinuierliche Energiespektrum ließ sich nicht erklären
1968 Erste Messungen der Sonnenneutrinos (weniger als 50% des theo. Wertes)
1998 Super-Kamiokande zeigt Evidenz für Neutrino-Oszillation => Neutrinos haben endliche Masse (Nobelpreis an Koshiba 2002)
1930 postuliert Pauli das Neutrino.(Dadurch
bleibt der Energie-, Impuls- und Dreherhaltungssatz erhalten)
1934 stellt E.Fermi den -Zerfall vor(mit Neutrino(das kleine Neutrale))
1956 Entdeckung des e (Reines & Cowan Nobelpreis1995)
1962 Entdeckung des
Neutrinos
• elektrisch neutral
• sind Spin ½ Teilchen
• Wechselwirken schwach
• mittlere freie Weglänge in Blei ~1000 Lichtjahre
• es sind die häufigsten Elementarteilchen (N=1089)
Neutrinos• bekannt sind drei Flavours:
Leptonenzahl
el. Ladung
Neutrinoquellen
• Entstehung Sekunden nach dem Urknall
• Kosmischen Beschleuniger (Supernova; Active Galactic Nuclei (AGN),Gamma Ray Burst (GRB))
• Erdatmosphäre (aus kosmischer Strahlung)
• Sonne• Erde (radioaktive b-Zerfälle)
• Reaktoren/Beschleuniger (E~ 4MeV; ca. 5*10201/s je Reaktor)
Atmosphärische Neutrinos
• Entstehen als Sekundärprodukte der Kosmischen Strahlung
Sonnenneutrinos
• Entstehen in der Sonne
• die Fusion von Wasserstoff zu Helium kann in zwei Mechanismen stattfinden:
- Proton-Proton-Zyklus
- CNO-ZyklusNettoreaktion: 4p => 4He + 2e++2ne+26,73 MeV
Aus der Solarkonstanten:fn=S/13 MeV~6,5*1010 1/cm2s
Proton-Proton-Zyklus
p+p => 2H+e++ e (99%) p+e-+p => 2H+ e (1%)
2H+p => 3He+
3He+3He => 4He+2p (86%)
3He+p =>4He+e+e+ (<<1%)
3He+4He=>7Be+ (14%)
7Be + p => 8B + 8B => 8Be + e++ e 8Be => 2 4He (1%)
7Be + e- =>7Li + e 7Li + p => 2 4He (99%)
7Be-Neutrino
8B-Neutrino
pp-Neutrino pep-Neutrino
hep-Neutrino
CNO-Zyklus
12C+p => 13N+g13N => 13C+e++ne
13C+p => 14N+g14N+p => 15O+g15O => 15N+e++ne
15N+p => 12C+4He
Es spielen auch höhere Elemente eine Rolle. Deshalbnur bei älteren Sternen relevant. Bei der Sonne sind es gerade mal 1,6%
Energiespektrum der Sonnenneutrinos
Energiespektrum der Sonnenneutrinos
• die meisten Neutrinos haben ein kontinuierliches Spektrum bis zur Maximalenergie
• pep- und 7Be-Neutrinos sind monoenergetische Neutrinos
• die meisten Experimente haben hohe Energieschwellen, so dass sie nur 8B-Neutrinos messen
Hochenergie-Neutrinos
• Neutrinos von „kosmischen“ Beschleunigern (Supernova, AGN, GRB, TRS)
• Sehr energiereich (im TeV-Bereich)• Man kann die Quellen genau bestimmen, da keine
Absorptionen wie bei Photonen oder Richtungsänderungen wie bei el. Geladener Strahlung stattfindet
Es gibt nur einen geringen Fluss von hochenergetischen Neutrinos
Neutrino-Detektoren
Eigenschaften der Detektoren
Messungen von Neutrino-Reaktionen erfordern:
• sehr große Detektor-Massen (wegen des kleinen Wirkungsquerschnittes)
• sehr gute Abschirmung gegen ungewollte Strahlung
• Unterdrückung der natürlichen Radioaktivität
Verschiedene Detektoren
• Radiochemische• Echtzeit
Radiochemische Radiochemische:
ANZ+ne => A-1
N(Z-1)+e-
(Z-1) wird extrahiert und im Proportionalzählrohr der Zerfall gemessen
• Reaktionsrate: Man benötigt 1030 Atome um einen Zerfall pro Tag zu kriegen
• Wegen den geringen Ereignissen entsteht eine neue Einheit:
1 SNU = 10-36 Einfänge pro Sekunde und pro Atom
GALLEX
• Gallium Experiment • startete Anfang der
90er Jahre• Im Bergmassiv Gran
Sasso in Italien
• 110 t GaCl3
• Schwellenenergie von 233keV
GALLEX
• Prinzip der Radiochemischen Experimente:71Ga+ne => 71Ge+e-
• niedrige Schwellenenergie bei 244keV• erstmals möglich den Fluss von pp-Neutrinos zu
messen• hat eine Eichquelle welche die Funktion beweist• Ergebnisse: ~69,7 +- 10,0 SNU, was etwas mehr
als die Hälft der Theoriewerte entspricht.
Homestake
• erstes Experiment welches den solaren Neutrinofluss messen sollte. (1968)
• Nachweis beruhte auf den Neutrinoeinfang durch 37Cl, aus dem dadurch 37Ar wird
• Durch die Schwellenenergie bei 814 keV, hauptsächlich 8B-Neutrinos nachweisbar
SAGE (Soviet-American Gallium Experiment)
• Steht tief in einem alten Bergwerk im Kaukasus
• Reaktionen wie bei GALLEX
Nachteile der Radiochemischen Detektoren
• keine Informationen über die Richtung des einfallenden Neutrinos
• Informationen über die Energie nur durch die Schwellenenergie
• Zeitmittelung
Echtzeit DetektorenEchtzeit Detektoren
Als Nachweis Als Nachweis wird das wird das Cerenkov-Cerenkov-Licht benutztLicht benutzt
Cerenkov-Licht
cos(QC) = cm/v = c/(n*v) Bei Wasser ca. 40 Grad
Wenn ein relativistisches, geladenes Teilchen ein transparentes Medium wie Wasser oder Eis durchläuft und eine höhere Geschwindigkeit hat, als die des Lichtes in diesem Medium. Dann emittiert es die Cerenkov-Strahlung.
EchtzeitVorteile
• mehr Informationen über detektierte Teilchen (Richtung,Energie, Einfallszeit)
- Test Möglich, ob Neutrinos von der Sonne kommen
- zeitabhängige Phänomene besser beobachtbar• Prinzipiell alle Neutrino-Flavors detektierbar (nur
keine Unterscheidung möglich)
• Untergrundreduktion durch Elektronik möglich
SNO(Sudbury-Neutrino-Observatory)
• 2 km unter der Erde in einer Mine bei Sudbury (Canada)
• seit 1997 in Betrieb• Kugelförmige Struktur• 9600 PMT`s • arbeitet mit schwerem
Wasser [D2O]• Schwellenenergie
1,42MeV
SNO Neutrino-Deuteron Reaktion
(CC) e+D => e- +2 p ( 1,442 MeV)
(NC) x+D =>x+p+n (2,226 MeV)
(ES) x+e- =>x+e-
n- Nachweis mit n-Einfangsreaktion N+Cl35 => Cl36+
Durch Vergleich der Reaktionen Feststellung von -Oszillation
Hochenergie-Neutrino Hochenergie-Neutrino DetektorenDetektoren
• man benötigt eine größt mögliche Effektive man benötigt eine größt mögliche Effektive FlächeFläche
• große Volumen um Teilchen noch länger große Volumen um Teilchen noch länger beobachten zu könnenbeobachten zu können
• als Detektormaterial eignet sich am Besten als Detektormaterial eignet sich am Besten Wasser oder EisWasser oder Eis
• einige benutzen die Erde als Abschirmung von einige benutzen die Erde als Abschirmung von Atmosphärischen NeutrinosAtmosphärischen Neutrinos
Projekte in der Tiefsee und im EisProjekte in der Tiefsee und im Eis
Super-KamiokandeKamioka Nucleon Decay Experiment
• 1000m unter der Erde in Japan (Mozumi Mine)
• seit 01.04.1996 im Betrieb• 41,5m hoch und 39,3m
Durchmesser• 50.000Tonnen reines
Wasser (32.000t eff.)
• 11.200 PMT (50cm)• Schwellenenergie 5MeV• Vorgänger: Kamokande fing
1985 mit der Neutrino-Astronomie an
Super-Kamiokande
Meßprinzip
Reaktionen
• Elastic scattering (ES)
x+e- => x+e-
man kann e und unterscheiden, da e- stärker gestreut werden
sind nicht nachweisbar, denn sie erzeugen ein ,das schwer und kurzlebig ist
• Absorption an Protonen
e+p => n+e+
Super-Kamiokande
• Ereignis ausgelöst von einem Elektron mit einer Energie von 492Mev
Super-Kamiokande
• Ereignis ausgelöst von einem Muon mit einer Energie von 603Mev
Pech am 12.11.2001
• 15-25 Millionen $
• Innerhalb von 10 sec. 6779 PMT´s zerstört
• Selbst 8 km entfernte Seismografen registrierten Signal
• Wegen eines angeknacksten PMT`s
Riesendetektoren
• AMANDA
• ICE-CUBE
• NESTOR
• Baikal-Projekt
AMANDA(Antarctic Myon And Neutrino Detection Array)
• steht am Südpol• Bauzeit:1994-2000
(2009)• effektive Fläche
(100.000 m2)• RMT´s: ca. 750• Schwelle: ca. 20GeV• 1997 ~109 Ereignisse mit
116 Neutrinokandidaten
ICE-CUBE (2003-2009)
• 1 km2 effektive Fläche• 80 Strings mit
insgesamt 4800 PMT´s
• 1 GT Masse• mehr Ereignisse als
ein anderes Teleskop
NESTOR
Vor der Halbinsel Peloponnes, welches durch seine höhere Dichte an PMT´s eine :-* niedrige Energieschwelle haben wird.
Dieses kann dann auch vom 1500 km entfernten Cern stammende Neutrinos detektieren und untersuchen
Antares
Warum?
• Messungen des Solaren Neutrinoflusses verbessert unser Verständnis vom Aufbau der Sonne. So wurden die errechneten Werte nie erreicht.
• dadurch Theorie der Neutrino-Oszillation• genauere Erkundung des Weltalls • bessere Kenntnis über die ersten sec. nach dem
Urknall.• Supernova - Ausbrüche • Neutrinomasse – Dunkle - Materie ?
H.E.S.S.(High Energy Stereoscopic System)
• Ist nach dem Entdecker der kosmischen Strahlung Victor Hess benannt worden (Nobelpreis 1936)
• Liegt auf einer Hochebene in Nambia• Ist nach dem Prinzip der abbildenen
Cherenkovtechnik aufgebaut.• Nachweis von Photonen mit einigen 10
GeV