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: weinheimer@iskp.uni−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

Früheres Problem der negativen m2(ν)

Trend zu negativen m2(ν) ⇒ unerkannter Energieverlust

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

Untersuchung und Verbesserung der Systematik

molekülphysikalische Rechnungenvon A. Saenz/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)

Molekulare Tritiumquellen

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