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?

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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 ? ?

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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

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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)

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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.

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Erste Experimente

Homestake Mine, South Dakota, USA (Ray Davis, Nobelpreis 2002)

615 t Perchloretylen (C2Cl

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Nachweisreaktion Auslesereaktion

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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

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Etwas Neues mit Licht

Super-KamiokaNDE Kamioka Mine, Japan

(50.000 t Wasser, 40m x 40m,

11146 PMTs)

→ Messung solarer/atmosphärischer Neutrinos seit 1996

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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

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Super-KamiokaNDE Ereignis

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Super-KamiokaNDE Ergebnisse180° 90° 0°45°135°

Überschuss der Neutrinosignale kommt von der Sonne

nur ~50 % der erwarteten Signale

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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.

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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

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Analogie zum gekoppelten Pendel

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Gekoppelte Pendel

Dresdner Neutrino-PendelversuchLIVE!

LIVE!

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Gekoppelte Pendel

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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

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SNOSNO-Messungen

3. Elastische Streuung (ES)

1. Geladener Strom (CC)

2. Neutraler Strom (NC)

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SNOSNO Ergebnisse

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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.

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Zusammenfassung

● erlaubt Einblick ins Sonneninnere, bspw. Φ(ν) ~ TKern

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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)

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Vielen Dank für Ihre Aufmerksamkeit!

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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.)

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Neutrino-Mischung