Auf der Suche nach derNeutrinomassenskala:
Vom Mainzer Experiment zu KATRIN
Physikalisches Kolloquium, Bergische Universität Wuppertal, 24.06.2002
Christian Weinheimer
Helmholtz−Institut für Strahlen− und Kernphysik, Rheinische Friedrich−Wilhelms−Universität , 53115 Bonn
Email: [email protected]−bonn.de
Einführung
Das Mainzer Neutrinomassenexperiment
Wie geht es weiter?
KATRIN: ein zukünftiges großes Trituim−β−Zerfallsexperimentmit sub−eV Empfindlichkeit auf die Neutrinomasse
Zusammenfassung
Meilensteine der Neutrinoexperimente1930 Pauli Neutrino postuliert
1956 Cowan & Reines Exp. Nachweis des Elektronantineutrinos
1957/58 Wu, Goldhaber Verletzung der Parität, Linkshändigkeit des ν
1962 Lederman, Entdeckung des Myonneutrinos
Schwarz, Steinberger
seit 1970 Davis,... Solares Neutrinodefizit
1987 Kamiokande Nachweis von Neutrinos von SN1987a
1998 Super−Kamiokande Nachweis der Oszillation atmosph. ν
2000 Donut Nachweis des Tauneutrinos
2001,2002 SNO + Super−Kam., Evidenz für Oszillation solarer Neutrinos
Gallex,...
⇒ sehr aktives & wachsendes Forschungsgebiet der Kern−, Teilchen− und Astrophysi k
ν−Beschleunigerphysik
solare ν−Physik
m(ν) ≠ 0
ν−Astrophysik
Neutrinomassen in der TeilchenphysikExp. Massen der fundamentalen Fermionen: Standardmodell: m(νi) = 0
keine Vorhersage für Massen der gel. Fermionen, für Quarkmischungen(CKM−Matrix)
Hoffnung: exp. Werte von m(νi) , ν−Mischung
⇒ richtige Theorie jenseits des SMs
m(ν) ≠ 0: ⇒ möglich/relevant:
ν−Oszillationen,
ν−Zerfälle: ν→ν’γ, ν→νe−e+, ...
Teilchentyp: Dirac ( ν ≠ ν ) oder Majorana ( ν = ν )
_ _
Neutrinosmassen in der KosmologieEnergie−/Massenverteilung (Ω=1, flach)
Neutrinomassen und−mischungen betreffen:
Hintergrundneutrinos, Dunkle Materie und Evolution des Universums
Strukturbildung
Hintergrundneutrinos aus dem Urknall:
Nν = 109 NB
Anisotropien der CMBR
Supernovae & r−Process
Ursprung der UHE kosm. Str.?
Suche nach Neutrinomassen
Annahmen: 1) nicht−triviale ν−Mischung:
2) m(νi) sind verschieden ⇒ mind. ein m(νi)≠0
⇒ ν −Propagation:
A) Indirekt:Suche nach Effekten, die nur dann existieren können, wenn m(ν) ≠ 0(und falls weitere Voraussetzungen erfüllt sind)
Neutrinooszillationen
Atmosphärische Neutrinos
νµ und νe aus π/K−Zerfällen Super−Kamiokande
L
θ
p, α, ..ν
ν
l+/−
(−)
← klares längenabhängiges Defizit von νµ
Alle Datensätze und Analysen (FC, PC, up−going µ, NC enhanced):kompatibel mit νµ→ντ −Oszillation
(∆m2 ≈ 3.5 ×10−3 eV2. sin2(2θ) ≈ 1)
Neu: ντ−appearance bei ≈1.5 σ − 1.9 σ(C. Mc Grew, NOON 2000, Dez.2000)
Atmosphäre −
(−) (−)
50000 tH
20
− no osc.− νµ → ντ
Solares Neutrinodefizit
Neutrinospektrum:
neutrino energy [MeV]
Experimentelle Resultate:Energieabhängiges Defizit
⇒ Neutrinooszillationenνe → νx
aber >1 mögliche Lösungen
⇒ Benötige: Echtzeit−, Flavour−Sensitivität, Spektroskopie
ES νx + e− → νx + e−
CC νe + d → p + p + e−
NC νx + d → p + n + νx
Cherenkov
Klarer Befund für NC > ES > CC ⇒ Existenz von νµ , ντ ⇒ ν −Oszillation
nucl−ex/0204008vom 20.4.02
Neueste Resultate vom Sudbury Neutrino Observatory (SNO)
solar
atmospheric
accel.
K. Eitel. 3/2001
Ergebnisse der Oszillationsexperimente
Evidenz für ν−Oszillation:
atmosphärisch: sehr stark
solar: sehr stark
LSND: unbestätigt
⇒ Nicht−triviale ν−Mischung
und m(νj) ≠ 0
quadratische Massendifferenzen: ∆m2 ≤ 5 * 10−3 eV2/c4
Keine absolute MassenbestimmungMassenschema ⇒ benötige mindestens eine absolute Neutrinomasse
unwahrscheinlichnach SNO
Suche nach NeutrinomassenA) Indirekt:
Suche nach Effekten, die nur dann existieren können, wenn m(ν) ≠ 0(und falls weitere Voraussetzungen erfüllt sind)
Neutrinooszillationen Neutrinoloser doppelter β−Zerfall (0 νββ)
B) Direkte Neutrinomassenbestimmung:Keine weiteren Annahmen nötigbenutze E2 = p2c2 + m2c4 ⇒ m2(ν) ist meist Observable
Flugzeitmessungen (ν von Supernova)
SN1987a (gr. Magellansche Wolke) ⇒ m(νe) < 23 eV (PDG 2000)
Kinematik schwacher Zerfälle
messe gel. Zerfallsprodukte, benutze Energie− und Impulserhaltung⇒ m(ντ) < 18.2 MeV/c2 (Aleph/LEP)
⇒ m(νµ) < 190 keV/c2 (PSI)
⇒ m(νe) < ? (s. Vortrag)
Benötige sehr hohe Energieauflösung &
sehr hohe Luminosität & ⇒ MAC−E−Filter sehr niedrigen Untergrund
Direkte Messung von m(νe)
übererlaubtE0 = 18.6 keV
t1/2 = 12.3 a
Tritium−β−Zerfall: 3H→3He+ +e−+νe _
Prinzip des MAC−E−Filters Magnetic Adiabatic Collimation + Electrostatic Filter
(A. Picard et al., Nucl. Instr. Meth. 63 (1992) 345)
Zwei supral. Solenoidebilden magnetischesFührungsfeld
Elektronenquelle (T2) im linken Solenoiden
e− in Vorwärtsrichtung: magnetisch geführt
adiabatische Transform.: µ = E⊥ /B = konst.
⇒ paralleler e−−Strahl Energieanalyse durch
elektrostat. Gegenfeld∆Ε = E⋅Bmin/Bmax = E⋅As,eff/Aanalysier ≈ 4.8 eV
Prinzip des MAC−E−Filters Magnetic Adiabatic Collimation + Electrostatic Filter
(A. Picard et al., Nucl. Instr. Meth. 63 (1992) 345)
Two supercond. solenoidscompose magneticguiding field
Electron source (T2) in left solenoid
e− in forward direction: magnetically guided
adiabatic transformation: µ = E⊥ /B = const.
⇒ parallel e−beam Energy analysis by
electrostat. retarding field∆Ε = E⋅Bmin/Bmax = E⋅As,eff/Aanalysr ≈ eV
⇒ scharfe integrierende Transmissionsfunktion ohne Ausläufer:
Mainz
E−qU0 [eV]
Das Mainzer Neutrinomassenexperiment seit 1997Mainzer
ν−Gruppe2001:
J. BonnB. Bornschein*L. BornscheinB. FlattCh. KrausB. MüllerE.W. OttenJ.P.SchallTh. ThümmlerCh. Weinheimer**
* → FZ Karlsruhe
** → Univ. Bonn
T2−Film bei 1.86 K
schock−kondensiert auf Graphit (HOPG) 45 nm dick (≈130ML), Fläche 2cm2
Dickenbestimmung durch Ellipsometrie
Mainzer Daten von 1998 und 1999
7 Monate Messzeit (nur möglich mit automatischer Exp.−Überwachung)
Verbesserung des Signals: * 5
Reduktion des Untergrunds: * 2 Signal/Untergrund 10−fach besser
Fitbereich
lower limit of fit
Mainzer Daten von 1998 und 1999
7 Monate Messzeit (nur möglich mit automatischer Exp.−Überwachung)
Verbesserung des Signals: * 5
Reduktion des Untergrunds: * 2
Bessere Spektrometerauflösung ∆E: 6.5 eV → 4.8 eV
Stabilerer Untergrund: HF−Pulsen auf Elektrode zwischen Einzelmessungen
Niedrigere T2−Filmtemperatur: T = 1.86K (statt früher > 3K)
Signal/Untergrund 10−fach besser
Streulichtmessungen: Isotopenabhängigkeit:
⇒ ∆ t (T2, T=1.86K) > 8yL. Fleischmann et al.,
Eur. Phys. J. B16 (2000) 521
Dynamik des Rauhigkeitsübergangsin Zusammenarbeit mit P.Leiderer/Konstanz
Früheres Problem der negativen m2(ν)
Trend zu negativen m2(ν) nicht mehr in 98/99 Daten⇒ unerkannter Energieverlust Rauhigkeitsübergang vermieden
durch T < 2 K
Früheres Problem der negativen m2(ν)
m2(ν) = −1.6 ± 2.5 ± 2.1 eV2 ( χ2/d.o.f. = 125/121)⇒ m(ν) < 2.2 eV (95% C.L.)(J. Bonn et al., Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 91 (2001) 273)
Mainzer Messungen in 2001(In 2000 zwei Messungen (Q9,Q10) mit Untergrundproblemen
aufgrund gespeicherter Teilchen)
Vor Q11,Q12: optimale Vorbereitung
Vakuum: ausgeheizt, Getter aktiviert;Tritiumquelle
SpektrometerDetektor
T2 −Quelle, HV: neu:
Quellesubstrat (HOPG)TritiumampulleHV−Teileröll
Konditioniert bei hohem Druck (10−7mbar)
⇒ Niedriger und stabiler Untergrund,
keine Troitsk−Anomalie
Resultate der 1998/1999, 2001 Daten
1998/1999: m²(ν) = −1.6 ± 2.5 ± 2.1 eV2 ⇒ m(ν)< 2.2 eV (95% C.L.)
2001: m 2(ν) = +0.1 ± 4.2 ± 2.0 eV2
1998/1999/2001: m 2(ν) = −1.2 ± 2.2 ± 2.1 eV2 ⇒ m(ν)< 2.2 eV (95% C.L.)
⇒ Mainzer Sensitivitätslimit praktisch erreicht
1998/1999 data2001 data
Troitsker Neutrinomassenexperiment
Ähnliches MAC−E−Filter, aber gasförmige T2−Quelle
Troitsk−Anomalie:⇒ monoenergetische Linie
im β−Spektrum
Beschreibe Anomalie phänomenologisch mit zusätzlicher Linie , die Run für Run an die Daten angepaßt wird
Troitsk 1994−1999,2001 Daten: m²(ν) = −2.3 ± 2.5 ± 2.0 eV2 ⇒ m(ν)< 2.2 eV (95% C.L.)
Troitsk (V.M. Lobashev et al., Phys. Lett. B460 (1999) 227):− Anomalie existiert in praktisch allen Daten ab 1994− Amplitude ≈10−10 aller Tritium−β−Zerfälle, nicht konstant− Position: oszilliert zwischen 5 und 15eV unterhalb Endpunkt
mit 0.5y Periode
Massen− und Mischungen
Solare und atmosphärische ν−Experimente:
Beispiel Large Mixing Angle (LMA)−Lösung für solare Neutrinos:
hierarchische Massen(see−saw−Mechanismuserklärt Kleinheitder Massen, nichtaber Mischung)
∆m2solar
∆m2atmos
Massen− und Mischungen
Solare und atmosphärische ν−Experimente:
Beispiel Large Mixing Angle (LMA)−Lösung für solare Neutrinos:
degenerierteMassen
(kosmologisch relevant)
Massen− und Mischungen
Solare und atmosphärische ν−Experimente:
Beispiel Large Mixing Angle (LMA)−Lösung für solare Neutrinos:
⇒ Benötige absolute Neutrinomassenskala !
mit
Osz
illat
ions
expe
rimen
ten
nich
t unt
ersc
heid
bar
degeneriert e
? oder ?
hierarchisch eMassen
wichtig für Astrophysik und Kosmologie Teilchenphysik und Theorie
jenseits des Standardmodells
Neutrinos einer galaktischen Supernova
galaktische SN nur etwa alle 40 Jahre
nicht sensitiv auf unter 1eV (Unsicherheit in der zeitlichen Neutrinoemission)
Suche nach 0 νββ
sehr sensitiv (geplant: mee < 0.1eV)
nur sensitiv auf Majorana−Neutrinos (ν = ν)
Auslöschung möglich mee
= | Σ Uei
2 m(νi) |
_
Welchen Weg zur sub−eV Neutrinomasse?
Doppelter β−Zerfall
Normal (2νββ) Neutrinolos (0νββ)
benötigt: a) ν=ν (Majorana) b) Helizitätsflip: m(ν) ≠ 0
bzw. andere neue Physik
Heidelberg/Moskau(angereichertes 76Ge)
0νββ nicht beob.:
T1/2
> 2.1 1025 a
⇒ mee < 0.34 eV (90% C.L.) (hep−ph/0103062)
_
Was lernen wir vom β−Zerfall vgl. mit 0νββ ?
Direkte Neutrinomassenmessung (β−Zerfall):Falls Neutrinomassen nicht aufgelöst werden ⇒ mittlere Neutrinomasse, z.B.:
m2(νe) = Σ |Uei2| m2(νi) (inkohärente Summe, echter Mittelwert, da 0 ≤ |Uei
2| ≤ 1)
Sensitivität des β−Zerfalls: degenerierte Neutrinomassen
0νββ (nur für Majorana−Neutrinos möglich)
mee(ν) = | Σ |Uei2| eiφ(i) m(νi)| (kohärente Summe, φ(i) CP bzw. Majorana−Phasen
⇒ teilweise Auslöschung möglich (nicht voll wegen SNO: ϑsolar ≠ 45o)
Zukünftige Experimente sehr sensitiv: mee(ν) < 0.1 eV
⇒ m(νe) vs mee(ν): komplementäre Information, Differenzen aufgrund: Dirac−Neutrino CP−Phasen Andere Prozesse (rechtshändige Ströme, SUSY−Teilchen, ...) Probleme mit nuklearem Matrixelement
Evidenz für 0νββ ?
Single−Side−Eventserwartete Position ⇒ T
1/20ν = (0.8−18.3) 1025 y
⇒ mee
= (0.11 − 0.56) eV
⇒ m(νe) = (0.05 − 3.4) eV
⇒ (fast) degenerierte ν
(jeweils 95 % C.L.)
Praktisch gleichen Daten wie früher,aber jetzt Annahme der Existenz von Peaks in [2000,2080] keV:
⇒ Untergrundniveau wird niedriger
fitte nur [2032,2046] keV mit Untergrund und Peak⇒ Peak in an der erwarteten 0νββ−Position (2039 keV)
Klapdor−Kleingrothaus et al., Evidence for neutrinoless double beta decay,MPLA 37 (2001) 2409 (Heidelberg/Moskau−Daten: 8/1990 − 5/2000)
(s.auch Kommentare: hep−ex/0202018, hep−ph/0205228, hep−ph/0205293)
Welchen Weg zur sub−eV Neutrinomasse?Neutrinos einer galaktischen Supernova
galaktische SN nur etwa alle 40 Jahre
nicht sensitiv auf unter 1eV (Unsicherheit in der zeitlichen Neutrinoemission)
Suche nach 0 νββ
sehr sensitiv (geplant: mee < 0.1eV)
nur sensitiv auf Majorana−Neutrinos (ν = ν)
Auslöschung möglich mee
= | Σ Uei
2 m(νi) |
Direkte Neutrinomassenbestimmung
a) 187Re β−Zerfall mit kryogenen Bolometern
für m(ν) relevanter Bereich ist maximal (E0 = 2.5keV)
sehr vielseitige, skalierbare neue Detektortechnologie
aktuelle Sensitivität 26eV, weitere Verbesserung zu erwarten
b) Tritium β−Zerfall mit MAC−E−Filter
erste MAC−E−Filter (Mainz/Troitsk) sind sehr erfolgreich
quasi single final state Experiment
auch nicht−integrierender MAC−E−TOF Modus
kom
plem
entä
r
_
Das Karlsruher Tritium Neutrinoexperiment KATRIN
Physikalisches Ziel: Empfindlichkeit auf Neutrinomassenskala m(ν) << 1eV
Höhere Energieauflösung: ∆E ≈ 1eVda E/∆E ∼ Aanalysier ⇒ Spektrometer größer
Relevanter Bereich unterhalb Endpunkt wird kleinernoch weniger Zählrate N ∼ Aanalysier ⇒ Spektrometer größer
∅ 7m⋅
(hep−ex/0109033)
Vor− und Hauptspektrometer
Hauptspektrometer Energieanalyse mit
∆Ε = 1eV hohe Luminosität:
L = ASeff ∆Ω/4π = Aanalysier ∆E/(2E) = 10 cm2
Höchste Anforderungen an das Vakuum (Untergrund) p < 10−11 mbar
einfacher Aufbau: Vakuumtank = Elektrode
Vorspektrometer: Transmission nur der höchstenergetischsten Elektronen
(10−7 Anteil in den letzten 100 eV)⇒ Reduktion der Streuwahrscheinlichkeit im Hauptspektrometer⇒ Reduktion des Untergrundes
nur moderate Energieauflösung nötig:∆E = 50 eV
Test neuer Ideen (Elektrodenform, Entfernen gespeicherter Teilchen,..)
Detektor
Aufgaben und Eigenschaften: Nachweis von β−Elektronen
⇒ hohe Effizienz: > 90%
Überwachung der Quelldichte⇒ Pixel−Detektor (≈1000 Pixel)
Untergrundunterdrückung⇒ gute passive und aktive Abschirmung⇒ hohe Energieauflösung: ∆E < 600 eV
MAC−E−TOF Modus ⇒ hohe Zeitauflösung: ∆t < 1µs
Kalibratiosmessungen ⇒ hohe Zählraten: ≤ 1 MHz
⇒ Array aus Silizium−Driftdetektoren
(alternativ: Kryo−Bolometer)
Systematische Unsicherheiten
⇒ Angeregte elektronische Endzuständespielen keine Rolle (∆Eexc > 27 eV)
⇒ Inelastische Stöße im T2 −Film klein
(∆Einel. > 12eV ⇒ größtes Intervall 25eV: 2%)
⇒ Ein wohldefinierter Endzustand
(wie bei Kryo−Detektoren)
Gilt nur, da MAC−E−Filter Antwortfunktion keineAusläufer hat
Je kleiner m(ν), desto kleiner der interessante Bereich unterhalb des Endpunktes
Systematische Unsicherheiten Vibrations−Anregung des Endzustandes Inelastische Streuung
(systematischer Fehler: Troitsk 2%, Mainz 6%) Potentialverteilung über Quelle Festkörpereffekte (nur für QCTS) Stabilität der Parameter (HV, T2−Druck,T2−Reinheit, ...)
1eV
Abschätzung der Empfindlichkeit
Erste Simulation mitkonservativen Annahmen
Sensitivität auf m(νe) ≈ 0.35eV/c2
Technische Herausforderungen
Tritium−Rezirkulation und Reinigung im großen Umfang (kCi)
≈ 30 supraleitende Solenoide
UHV (< 10−11mbar) in riesigem Volumen (1000m2)
HV−Kalibration und Stabilisierung auf ppm−Niveau
Hochauflösende Detektoren
.... ⇒ idealer Platz: Forschungszentrum Karlsruhe
Inst. f. Kernphysik(IK)
Institut für TechnischePhysik (ITP)
TritiumlaborKarsruhe (TLK)
Inst. f. Prozessdaten−verarbeitung
und Elektronik (IPE)
Status und Zeitplan von Katrin
Vortragsfolien:http://www−ik1.fzk.de/tritium/liebenzell
1999/2000 Erste Diskussionen 1/2001
6/2001 KATRIN Kollaboration gegründet: Fulda, Karlsruhe, Mainz, Prag, Seattle, Troitsk, Bonn(12/2001)9/2001 Letter of Intent (hep−ex/0109033)
Erste Förderung durch BMBF5/2002 Internationales Review Panel2002 Diskussion mit weiteren Gruppen, um Kollaboration zu vergrößern
Proposal und großer Antrag Aufbau des Vorspektrometers am FZK Untergrund−Untersuchungen in Mainz2007 Erste Messungen
Vorspektrometer−Tests
UHV p < 10−11mbar HV an Vakuumtank Neues Elektrodendesign
⇒ Untergrund ? Aktives Entleeren von Teilchenfallen (z.B elektr. Dipol)
⇒ Untergrund ? .....
Umbau des Mainer Spektrometers 01−05/02
E0
E1
E2E3
E0
wire electrode
E1
E2E3new
groundconus
groundcylinder
... 4 electric dipoles:
central electrode made of wires new E3 cut into halves ground conus cut into halves ground cylinder cut into halves
E4−E13
elektr. Dipole, um gel. Teilchenmittels ExB−Drift zu entfernen
vorher
nachher
ZusammenfassungNeutrinomassen und −mischungen sind sehr wichtig für:
Teilchenphysik: absolute Massenskala, degeneriert/hierarchisch
Kosmologie: Dunkle Materie, Strukturbildung, CMBR,..
Solare und atmosphärische Neutrinoexperimente:
Evidenzen für Neutrinooszillationen: ⇒ m(ν) ≠ 0
Direkte Neutrinomassenbestimmungen:
Mainz: Präzissionsmessung des Tritium β−Spektrums ⇒ m(νe) < 2.2 eV/c2
Alle Probleme beseitigt durch intensive Studien der Systematik und optimale Experimentvorbereitung⇒ keine Troitsk−Anomalie
KATRIN: Ein großes Tritium β−Massenbestimmungmit sub−eV Sensitivität (<0.35 eV)komplementär zu 0νββ und Oszillation⇒ Schlüsselexperiment zur Neutrinomasse