Neue Ergebnisse der Neutrinophysik
DPG Aachen
Caren Hagner
Virginia Tech
2002 großes Jahr in der Neutrinophysik!
April:
SNO
Flavoränderung
bei solaren
Neutrinos
DPG Aachen, 10.März 2003
Oktober:
Nobelpreis
Homestake
Kamiokande
Dezember:
KamLAND
Reaktor
Neutrinos
LMA-Lösung
Caren Hagner, Virginia Tech
Neutrinomassen und Neutrinomischung
3 massive Neutrinos: ν1, ν2, ν3 mit Massen: m1<m2<m3
Flavor-Eigenzustände ≠ Massen-Eigenzustände
 e 
  
e 
  
  
 
 
  
 
 1 
  
e 
2 
  
 
 3 
  
 
Neutrinomischung!
  e   U e1 U e 2 U e 3   1 
  
  
    U  1 U  2 U  3    2 
   U
  
U
U
2
3   3
    1
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Parametrisierung der Neutrinomischung
Neutrino-Mischungsmatrix:
• 3 Mischungswinkel: θ12, θ23, θ13
• 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ
0  c13
0 s13e i  c12 s12 0  1 
 e   1 0
 θ
  

 
sol
     0 c23 s23  0 θ113, δ 0   s12 c12 0  2 
   0  sθatmc   s ei 0 c  0
 
0
1
23
23 
13
13 
  
 3 
Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:
• 2 CP-verletzende Majorana-Phasen
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Experimentelle Methoden
Neutrinooszillationen:
Mischungswinkel,δ
Massendifferenzen
β-Zerfall:
Absolute Masse
ββ-Zerfall:
Majorana-Teilchen?
Absolute Masse
(Majorana Phase)
Kosmologie (CMBR):
Absolute Masse
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors)
 e   cos
   

     sin 
sin   1 
 
cos  2 
Überlebenswahrscheinlichkeit:
P ( e   e ) 
2


m
L
1  sin 2 ( 2 )  sin 2  21 
 2 E
m  m  m
2
21
DPG Aachen, 10.März 2003
2
2



2
1
0
1
2
3
L in Losz
Caren Hagner, Virginia Tech
Solare Neutrinos
4 p  He  2e  2 e  26.7 MeV
4

Die SonneEnergie
im Neutrinolicht
(Super-Kamiokande)
des Neutrinos
in MeV
Solare Neutrinos:
“pioneering experiment”
Nobelpreis 2002
Seit ≈ 1970
 e  Cl  Ar  e
37
37
Eν > 814 keV
Rexp = 0.34 × SSM
Raymond Davis Jr.,
Homestake Experiment

Das solare Neutrinorätsel
Energieabhängiges Defizit
Sonnenmodelle durch Helioseismologie bestätigt
Non-Standard Neutrinoeigenschaften!
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Neutrinooszillationen in Materie
Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie:
νe :
geladener + neutraler Strom
νμ,τ :
neutraler Strom
  e   cos m
   
   sin 
m
  
sin(2m ) 
sin  m  1m 


cos m  2 m 
sin(2 )
 X  cos(2 )
2
 sin (2 )
2
E[ MeV]  Ye  [g/cm3 ]
X  1.52  10 
(m22  m12 )[eV2 ]
7
DPG Aachen, 10.März 2003
Resonanz für X = cos(2θ)
Im Inneren der Sonne: θm = 90o
An der Oberfläche:
θm = θ
Innen
Auβen
Resonanz
 1m
1m
e 
2m
 2m
Θm
Θm
μ
Caren Hagner, Virginia Tech
Beste Erklärung: Neutrinooszillationen
Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002
LMA
SMA
LOW
VAC
10
tan2θ
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
SNO: Sudbury Neutrino Observatory
Target sind 1000t D2O
NEU!
Creighton Nickel-Mine in Sudbury Canada
Messung des 8B-Flusses
CC (geladener Strom): νe
ES (elast. Streuung): νe, (νμ/τ)
NC (neutraler Strom): νe+ νμ+ ντ
SNO: NC
NC: νx + d  p + n + νx (Eν>2.2MeV)
Gleicher WQ für νe, ν, ν
Messung des gesamten
8B-Neutrinoflusses
Neutronennachweis:
Phase1: n + d → t + (6.25MeV)
bisherige Resultate!
Phase2: n + 35Cl → 36Cl + ’s(8.6MeV)
seit Juni 2001
Phase3: n + 3He → p + t
(He-Zählrohre)
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
SNO: CC und ES
CC: νe + d  p + p + e- (Eν > 1.4MeV)
Nur sensitiv auf νe
Messung des νe Energiespektrums
ES: νeμτ + e-  νeμτ + eσ(νe,e) ≈ 5 × σ(νμτ,e)
Auch in Super-K
(KamLAND-solar, Borexino)
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
SNO: Solarer 8B-Neutrinofluss
2000
260
580
Ereignisse
(306Tage)
 106 cm2s1
Standard Sonnen Modell (SSM): BP00
6
2 1
SSM  5.0510..01

10
cm
s
81
Stimmt!
e

DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
SNO: Folgerung
Anzahl der 8B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt!
1/3 erreichen den Detektor als νe
2/3 erreichen den Detektor als νμ oder ντ
Damit ist gezeigt:
νe
Transformation
νμ/τ
Mechanismus ?
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Analyse der solaren Neutrinoexperimente
Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002
LMA
SMA praktisch
ausgeschlossen
LOW
Quasi-Vac
Welche Lösung?
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Reaktorneutrino-Experiment
KamLAND
1000t Flüssig-Szintillator
Reaktor:
νe
Ev≈1÷10MeV
Distanz der Reaktoren
<L> ≈ 175 km
Verschwinden von νe?
LMA-Test mit Reaktor-(Anti)-Neutrinos
Mittlere Entfernung
der Reaktoren von Kamland:
175km
2.48  E [ MeV]
L [m] 
2
2
m [eV ]
vac
osz
E (Reaktor-ν) ≈ 5MeV
Δm2 (LMA) = 5∙10-5eV2
Losz
2. 5  5

m  250 km
-5
5  10
Test möglich!
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Nachweis der Reaktor-Antineutrinos
e  p  e  n

promptes Ereignis:
Ev – 0.77 MeV
Ev > 1.8 MeV
180μsec
verzögertes Ereignis:
n  p  d   (2.2MeV)
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
KamLAND: Energiespektrum
Größter Effekt
Position  m2
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Reaktorneutrino-Experimente
Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND
99.73%
99%
95%
90%
LMA-II
LMA-I
Analyse KamLAND-Koll.
Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802
DPG Aachen, 10.März 2003
Analyse Maltoni, Schwetz, Valle
Caren Hagner, Virginia Tech
Solare/Reaktor Neutrinos: Status
Flavor-Umwandlung νe → νμ/τ
Beste Erklärung:
Neutrinooszillationen in Materie
Mischung nicht maximal!
Vorzeichen von m221 bestimmt
LMA (best fit):
tan2θsol ≈ 0.46
m221 ≈ 7 × 10-5 eV2
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Solare/Reaktor Neutrinos: Zukunft
• KamLAND-Reaktor: höhere Statistik
• Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz
Oszillationsmuster, Genauigkeit m2sol und θsol
Test des Standard Sonnenmodells
und Test des Materieeffekts:
• 7Be-Fluss: (0.64 ± 0.03) × SSM
KamLAND-Solar und BOREXINO
• pp-Fluss:
GNO, LENS
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Atmosphärische Neutrinos
Oszillationswahrscheinlichkeit
variiert mit Zenithwinkel θ
atmosphärische
Neutrinos:
Ev einige GeV
θ
L ≈ 20 km
L ≈ 13000 km
2


1
.
27

m
2
2
atm L

P(    x )  sin 2 atm sin 
E


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Caren Hagner, Virginia Tech
Kamiokande Experiment:
Nobelpreis 2002
Masatoshi Koshiba,
(Kamioka Nucleon Decay)
Experiment
solare ν
atmosphärische ν
Supernova ν
50kton Super-Kamiokande Detektor
•SK-I: Datennahme 1498 Tage (Mai 1996 – Juli 2001)
•Unfall im November 2001: ~50% der PMT’s implodiert
•SK-II: Start 6. Dezember 2002
mit 50% PMT Abdeckung
- ok für atm. Neutrinos und K2K,
- höhere Energieschwelle für solare Neutrinos.
•SK-III: ~2005, wieder volle Anzahl der PMT’s.
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Caren Hagner, Virginia Tech
SuperK – atmosphärische Neutrinos
e–ähnliche Ereignisse
μ–ähnliche Ereignisse
νμ
νe
μ
e
Ohne Oszillationen
Oszillationen (best fit)
Daten
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Atmosphärische Neutrinos:
Analyse Neutrinooszillationen
Best fit:
m2atm = 2.5×10-3 eV2
sin22θatm = 1.0
Bestätigt durch MACRO, SOUDAN
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Atmosphärische Neutrinos: Resultate
Disappearance von νμ (Zenithwinkel abh.)
Bester fit für νμ → ντ Oszillationen
νμ → νe Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossen
Vorzeichen von m223 unbekannt!
m2atm = (1.5 – 4) × 10-3 eV2 (90%CL)
sin22θatm = 1.0
Maximale
Mischung!
(LMA-Mischung θsolar nicht maximal)
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
K2K Beschleuniger Experiment
Near
Detector
1 ton
KEK
300m
Super-K
far detector
50 kton
νμ, <Eν>= 1.3 GeV
250km
Ziel: 1.0×1020 POT
= 200 Neutrino Ereignisse in SK
Ergebnis (06/1999 – 07/2001):
5.6·1019 POT
Ereignisse “Far Detector” : 56
ohne Oszillationen erwartet: 80.165..24
Wahrscheinlichkeit für Null Oszillation:
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<0.4%
Caren Hagner, Virginia Tech
Long Baseline Beschleuniger Experimente:
Zukunft
Appearance der Tau-Neutrinos:
OPERA, Icarus (Cern  Gran Sasso)
Volles Oszillationsmuster:
MINOS (Fermilab  Soudan), Icarus
Präzisionsmessung von m2atm und sin22θatm :
MINOS, Icarus
JHF  Super-K
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Was wissen wir über die Mischungsmatrix?
0  c13
0 s13e i  c12 s12 0  1 
 e   1 0
 θsol
  

 
     0 c23 s23  0 θ13,1δ 0   s12 c12 0  2 
   0  s θatmc   s ei 0 c  0
 
0
1
23
23 
13
13 
  
 3 
Solare Neutrinos und Reaktorexperiment (Kamland):
tan2θsol ≈ 0.46
Atmosphärische Neutrinos und Beschleuniger (K2K):
sin22θatm ≈ 1
Unbekannt: θ13 , CP-Phase δ
Grenze durch CHOOZ Reaktorexperiment:
Jagd nach θ13
sin22θ13 < 0.1
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und δ!
Caren Hagner, Virginia Tech
Bestimmung von θ13 und δ:
θ13 in subdominanten Effekten
bei “long baseline” Neutrinooszillations-Experimenten:
Reaktor und Beschleuniger
δ durch Asymmetrie:
P( e    )  P( e    ) 
2


m
16s12 c12 s13c132 s23c23 sin  sin  12
 4E
  m132
L  sin 
  4E
falls Θ13 groß genug
2
  m23
L  sin 
  4E

L 

Neutrino-Superbeams, Off-axis beams, Neutrino Factory
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
LSND: Beam Dump Experiment
      
   e  e  
e
Überschuss gesehen!
Interpretation:
steriles Neutrino
Verifizierung durch
MiniBooNE/FNAL
(läuft)
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Bestimmung der Neutrinomasse
Super-K (atm. Neutrinos):
m2atm = 2.5 × 10-3 eV2
 m(νi) > 0.05 eV
Das bestimmt die Energieskala
bei der man suchen muss
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Tritium β-Zerfall: Mainz/Troitsk
3
H  He  e  e
3
-
m
  Uei m
2
2

2
i
i
Zukunft:
KATRIN
m

 0.35 eV
Mainz Daten (1998,1999,2001)
m2

 1.2  2.2  2.1 eV2
DPG Aachen, 10.März 2003
 m

 2.2eV 95%CL
Caren Hagner, Virginia Tech
Neutrinoloser Doppelbetazerfall
0v Doppelbetazerfall:
p
u
n
d
e
W
nur für
Majorana-Neutrino
und
mV > 0!
v=v
W
d
n
u
p
(A,Z) (A,Z+2) + 2e-
DPG Aachen, 10.März 2003
e
Majorana-Neutrino:
Neutrino  Anti-Neutrino
Caren Hagner, Virginia Tech
Neutrinoloser Doppelbetazerfall
0 1
1/ 2
0
[T ]  G ( E0 , Z ) M
Phasenraumfaktor
0
GT
2
V
2
A
g

M F0
g
2
mv
2

effektive Neutrinomasse
Übergangsmatrixelement
effektive Neutrinomasse im 0νββ-Zerfall:
m


3
mU
i
2
ei
i 1
Vergleich β-Zerfall:
m
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2

  m U ei
2
i
2
i
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Doppelbeta-Experimente: Resultate
m

 0.35 eV (90% CL)
Heidelberg-Moskau Kollaboration, Eur.Phys.J. A12 (2001) 147
IGEX Kollaboration, hep-ex/0202026, Phys. Rev. C59 (1999) 2108
HM-K
IGEX
2.1 × 1023
0.85 – 2.1
alle 90%CL
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Caren Hagner, Virginia Tech
Doppelbetazerfall: Zukunft
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Neutrinomasse aus kosmischer
Hintergrundstrahlung (WMAP)
Aus Fit an Multipolentwicklung der T-Fluktuationen
(WMAP, CBI, ACBAR, 2dFGRS, Lyman-α):
 h2  0.0076 (95% CL)
m  0.23eV
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
Zusammenfassung
Neutrinooszillationen:
Solare, Reaktor-Neutrinos/KamLAND:
νe → νμ/τ Oszillationen (LMA)
Oszillationsmuster
Atmosphärische, Beschleuniger-Neutrinos/K2K:
νμ → ντ Vakuum Oszillationen
Oszillationsmuster
Masse des leichtesten Neutrinos:
<m>β < 2.2 eV
<m>ββ < 0.35 eV
mν < 0.23 eV
β-Zerfall
ββ-Zerfall
CMBR-fit
ντ-Appearance
Majorana?
Zukunft: Messung von θ13, δ
Reaktor, Superbeams, Off-axis beams, Neutrinofactory
DPG Aachen, 10.März 2003
Caren Hagner, Virginia Tech
ENDE
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Caren Hagner, Virginia Tech

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