Solare Neutrinospektroskopie - TUM · 2012. 12. 14. · Solare Neutrinospektroskopie Richard Sturm...

Solare Neutrinospektroskopie

Richard Sturm

Technische Universität MünchenGarching

Astroteilchenphysik SeminarMünchen, 13.11.2007

Warum solare Neutrinospektroskopie?

Informationen über die Sonne

Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren

Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne

Informationen über Neutrinos

Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie

Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)

Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie

Inhalt

1 Neutrinoentstehung

2 Nachweis solarer Neutrinos

3 Vergleich: Messungen - Theorie

NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos

Vergleich: Messungen - Theorie

Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Inhalt

1 NeutrinoentstehungStandard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum

Standard-Sonnenmodell (SSM)

Grundgleichungen

hydrostatisches Gleichgewicht

Massenzuwachs

nukleare Energieerzeugung

Energietransport

Parameter

Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...

Wirkungsquerschnitte

Resultate

Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne

Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Grundgleichungen

Massenzuwachs

Energietransport

Parameter

Resultate

Aufbau der Sonne

Fusionsprozesse

thermonukleare Fusion

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP I In Sonne dominant

PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8

PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18

CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung

PP vs. CNO

Reaktionen im CNO-Zyklus

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Fusionsprozesse

2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV

Etwas genauer:

PP vs. CNO

12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe

↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ

↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ

↓ ↑15N + p→ 16O + γ

17O + p→ 14N + 4He

↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe

pp-Kette hep

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe

pp-Kette III

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ

↓8B→ 8Be

∗ + e+ + νe

↓8Be∗ → 2 4He

pp-Kette II

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ

↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe

↓7Li + p→ 2 4He

pp-Kette I

p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe

99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ

↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p

Neutrinoproduzierende Reaktionen

Name Reaktion Eν[MeV] φ[ 1010

cm2s ]

pp p + p → 21H + e+ + νe ≤ 0, 420 6, 00

pep p + e− + p → 21H + νe 1, 442 1, 43 · 10−2

hep 32He + p → 4

2He + e+ + νe ≤ 18, 773 1, 23 · 10−7

7Be 74Be + e− → 7

3Li + νe 0, 862 u. 0, 384 0, 498B 8

5B → 84Be + e+ + νe ≤ 14, 6 5, 7 · 10−4

13N 137N → 13

6C + e+ + νe ≤ 1, 199 4, 9 · 10−2

15O 158O → 15

7N + e+ + νe ≤ 1, 732 4, 3 · 10−2

17F 179F → 17

8O + e+ + νe ≤ 1, 740 5, 4 · 10−4

Spektrum

Nach: Bahcall (2005)

Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Inhalt

2 Nachweis solarer NeutrinosRadiochemische ExperimenteRealzeitexperimente

Radiochemische Experimente

Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−

Y = NT ∑i∫

φi(Eν)σ(Eν)dEν

νe-Einfangrate: R = YNT

= ∑i φiσi

Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom

Y = NT ∑i∫

φi(Eν)σ(Eν)dEν

= ∑i φiσi

Y = NT ∑i∫

φi(Eν)σ(Eν)dEν

= ∑i φiσi

Y = NT ∑i∫

φi(Eν)σ(Eν)dEν

= ∑i φiσi

Messung von R

Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität

Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Chemische Extraktion der Tochterkerne C

Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe

Messung von R

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Messung von R

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Messung von R

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Messung von R

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Messung von R

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Messung von R

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Messung von R

(1− e−t/τ

)N(∞) = Yτ

Anforderungen für Nachweisreaktionen

Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle

Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein

Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt

Vorteile

relativ niedrige Energieschwelle möglich

Nachteile

Es wird nur eine integrales Signal gemessen

einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar

keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar

Vorteile

Nachteile

Vorteile

Nachteile

Vorteile

Nachteile

Vorteile

Nachteile

Vorteile

Nachteile

Vorteile

Nachteile

Vorteile

Nachteile

Vorteile

Nachteile

Vorteile

Nachteile

Das Homestake Experiment

In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um

Raymond Davis gemessen.

615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome

Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−

Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B

Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU

Nobelpreis für Physik 2002

SensitivitätBau des Tankes

Sensitivität

Bau des Tankes

Sensitivität

Bau des Tankes

GALLEX/GNO (Gran Sasso)

seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome

Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−

Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt

Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen

SensitivitätGALLEX

Sensitivität

GALLEX

SensitivitätGALLEX

Sensitivität

GALLEX

SensitivitätGALLEX

Realzeitexperimente

Messung einzelner Neutrinoereignisse:

Energie→ Spektrum

Zeitpunkt der Reaktion

Richtung des ν

Methoden

Elastische Neutrino-Elektron-Streuung

Neutrino-Deuteron-Reaktionen

Realzeitexperimente

Energie→ Spektrum

Richtung des ν

Methoden

Realzeitexperimente

Energie→ Spektrum

Richtung des ν

Methoden

Realzeitexperimente

Energie→ Spektrum

Richtung des ν

Methoden

Realzeitexperimente

Messung elastischer ν− e-Streuung

νX + e− → νX + e−

Messung des gestreuten e−

Cherenkov-DetektorSzintillatoren

Vorteile

e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)

Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)

Nachteile

Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)

Neutrinoereignisse wenig signifikant

Cherenkov-Licht

Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab

Öffnungswinkel: sin α = 1nβ

Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Realzeitexperimente

νX + e− → νX + e−

Vorteile

Nachteile

Cherenkov-Licht

Kamiokande und Superkamiokande

Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.

3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier

Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier

Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B

Ergebnisse

Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne

Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

SensitivitätSupkerkamiokande

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Sensitivität

Supkerkamiokande

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Sensitivität

Supkerkamiokande

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Ergebnisse

Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1

Winkelverteilung

Borexino (Gran Sasso)

Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung

innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier

Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos

hohe radioaktive Reinheit notwendig

Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν

isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar

Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1

d·100 ton

SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)

d·100 ton

Sensitivität

Borexino Prototypdetektor (CTF)

d·100 ton

Sensitivität

Borexino Prototypdetektor (CTF)

d·100 ton

Realzeitexperimente

Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen

CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV

NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV

Vorteile

NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours

CC misst nur νe

Nachteile

ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Realzeitexperimente

Vorteile

CC misst nur νe

Nachteile

Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)

Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser

9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor

Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Energieverteilung der Sonnenneutrinos

Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos

Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.

FlussSensitivitätSNO

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

FlussSensitivität

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

Sensitivität

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

→ sensitiv auf 8B

Ergebnisse

SensitivitätSNO

Inhalt

Resultate

Experiment Messung MessungSSM

Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%

GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%

SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%

SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%

Solares Neutrinoproblem:

Fehlerhafte Versuche?

Fehlerhaftes SSM?

Neutrinophysik falsch?

Resultate

Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%

GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%

SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%

SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%

Fehlerhaftes SSM?

Resultate

Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%

GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%

SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%

SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%

Fehlerhaftes SSM?

SSM-Variationen

SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)

Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht

Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend

Fehlerhafte Versuche

Fehlerhaftes SSM?

SSM-Variationen

Fehlerhaftes SSM?

SSM-Variationen

Fehlerhaftes SSM?

SSM-Variationen

Fehlerhaftes SSM?

SSM-Variationen

Fehlerhaftes SSM?

SSM-Variationen

Fehlerhaftes SSM?

Mit Neutrino-Oszillationen

φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%

φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%

Fehlerhaftes SSM

→ Oszillationen

Fehlerhaftes SSM

→ Oszillationen

Fehlerhaftes SSM

→ Oszillationen

Fehlerhaftes SSM

Neutrinophysik

falsch?

→ Oszillationen

Vielen Dank für die Aufmerksamkeit.

Fragen ???

Literatur

Schmitz, N. Neutrinophysik. Stuttgart: Teubner (1997)

Unsödel, A. Der neue Kosmos. Berlin: Springer (2007)7

J. N. Bahcall, A. M. Serenelli, astro-ph/0412440 (2005)

The SNO Collaboration, Phys. Rev. C 72, 055502 (2005)

Borexino Collaboration, First real time detection of Be7 solarneutrinos by Borexino, arXiv:0708.2251v2 (2007)

Bildnachweis

http://www.bnl.gov/bnlweb/raydavis/images/hires/1-390-66.jpg

http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/index.html

http://www.mpi-hd.mpg.de/nuastro/gallex/gallextank.jpg

http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/gallery/high/sk_01h.jpg

http://borex.lngs.infn.it/pictures/CTF/

http://www.ps.uci.edu/t̃omba/sk/tscan/solar/

http://www.ps.uci.edu/t̃omba/sk/tscan/compare_mu_e/

http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/9906/sudbury_sno_big.jpg

http://www.mps.mpg.de/images/publikationen/ExpoStand/ExpoWeb/Sonne-F1/sld001.htm

Super-kamiokande Collaboration, The First results from Super-Kamiokande,

Figure 2

Solare Neutrinospektroskopie - TUM · 2012. 12. 14. · Solare Neutrinospektroskopie Richard Sturm...

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