Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen

Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen

Neue Ergebnisse der Neutrinophysik DPG Aachen

2002 großes Jahr in der Neutrinophysik!

2002 großes Jahr in der Neutrinophysik!

April:

Flavoränderung SNO bei solaren

Neutrinos

Oktober:

Nobelpreis Homestake Kamiokande

Dezember:

KamLAND Reaktor Neutrinos LMA-Lösung

Caren Hagner

Virginia Tech

Caren Hagner

Virginia Tech

Neutrinomassen und Neutrinomischung Neutrinomassen und Neutrinomischung

Neutrinomischung!

Neutrinomischung!

 







 







 

 





 







 

 





 







3 2 1

3 2

1

3 2

1

3 2

1





























U U

U

U U

U

U U

U _{e e e}

e

3 massive Neutrinos: ν ₁ , ν ₂ , ν ₃ mit Massen: m ₁ <m ₂ <m ₃

 

 



 



 



 



 









 







 _{ }

e

e 



 



 



 



 



 









 







 _{1 2 3}

e

Flavor-Eigenzustände ≠ Massen-Eigenzustände

Flavor-Eigenzustände ≠ Massen-Eigenzustände

Parametrisierung der Neutrinomischung Parametrisierung der Neutrinomischung

Neutrino-Mischungsmatrix:

• 3 Mischungswinkel: θ ₁₂ , θ ₂₃ , θ ₁₃

• 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ Neutrino-Mischungsmatrix:

• 3 Mischungswinkel: θ ₁₂ , θ ₂₃ , θ ₁₃

• 1 CP-verletzende Dirac-Phase: δ

Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:

• 2 CP-verletzende Majorana-Phasen

Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:

• 2 CP-verletzende Majorana-Phasen

 







 







 







 







 

 





 







 

 





 









 

 





 





 ^

3 2 1 12

12

12 12

13 13

13 13

23 23

23 23

1 0

0

0 0 0

0 1

0

0 0

0

0 0

1



















 s c

s c

c e

s

e s c

c s

s c

i

i

e θ ₁₃ , δ θ _sol

θ _atm

Experimentelle Methoden Experimentelle Methoden

Neutrinooszillationen:

Neutrinooszillationen: Mischungswinkel,δ Massendifferenzen Mischungswinkel,δ Massendifferenzen β-Zerfall:

β-Zerfall: Absolute Masse Absolute Masse

Majorana-Teilchen?

Absolute Masse (Majorana Phase) Majorana-Teilchen?

Absolute Masse (Majorana Phase) ββ-Zerfall:

ββ-Zerfall:

Kosmologie (CMBR):

Kosmologie (CMBR): Absolute Masse Absolute Masse

Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors) Neutrinooszillationen: Vakuum (2 Flavors)

 

 



 



 





 

 

 





2 1

cos sin

sin cos

















 e

2 1 2

2 2

21 m m

m  



 

 



  

















E L m

P

_{e e}

sin 2 ) 2 ( sin 1

) (

2 2 21

2

Überlebenswahrscheinlichkeit:

0 1 2 3 L in L

_osz

Solare Neutrinos Solare Neutrinos

MeV 7

. 26 2

2 He

4 p  ⁴  e ^   _e 

Solare Neutrinos:

“pioneering experiment” Solare Neutrinos:

“pioneering experiment”

Raymond Davis Jr.,

Nobelpreis 2002 Nobelpreis 2002

R _exp = 0.34 × SSM

 



 e

e

37

37 Ar

 Cl

E _ν > 814 keV

Seit ≈ 1970

Das solare Neutrinorätsel Das solare Neutrinorätsel

E n e r g y T h r e s h o l d ( M e V )

D at a/ SS M (B P 98 )

G a l l e x S a g e

H o m e s t a k e

S K K a m i o k a n d e

2 3 3 k e V 8 1 4 k e V 6 . 5 M e V

Sonnenmodelle durch Helioseismologie bestätigt

Non-Standard Neutrinoeigenschaften!

Energieabhängiges Defizit

Neutrinooszillationen in Materie Neutrinooszillationen in Materie

 

 



 



 





 

 

 





m m m

m

m e m

2 1

cos sin

sin cos



















Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie:

ν

e

: geladener + neutraler Strom ν

μ,τ

: neutraler Strom

Elastische Neutrino-Elektron Streuung in Materie:

ν

e

: geladener + neutraler Strom ν

μ,τ

: neutraler Strom

 ^{cos( 2 )}  ^{sin ( 2 )}

) 2 ) sin(

2

sin(  2 2 

 



 

m X

] eV )[

(

] g/cm [

] MeV 10 [

52 .

1 _{2 2}

1 2

2 7 3

m m

Y

X E ^e



 



 ^ 

 _e

 _μ Θ _m

 _2m

 _1m

Innen

 _e

 _μ Θ _m

 _2m

 _1m

Resonanz

 _e

 _μ Θ _m

 _2m

 _1m

Auβen

Resonanz für X = cos(2θ)

Im Inneren der Sonne: θ

m

= 90

^o

An der Oberfläche: θ

m

= θ

Resonanz für X = cos(2θ)

Im Inneren der Sonne: θ

m

= 90

^o

An der Oberfläche: θ

m

= θ

Beste Erklärung: Neutrinooszillationen Beste Erklärung: Neutrinooszillationen

10

tan

²

θ SMA

LMA

LOW

VAC

Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002

Stand letzte DPG-Tagung, Frühjahr 2002

SNO: Sudbury Neutrino Observatory SNO: Sudbury Neutrino Observatory

Target sind 1000t D 2 O Target sind 1000t D 2 O

Messung des ⁸ B-Flusses CC (geladener Strom): ν e

ES (elast. Streuung): ν e , (ν μ/τ ) NC (neutraler Strom): ν e + ν μ + ν τ

Messung des ⁸ B-Flusses CC (geladener Strom): ν e

ES (elast. Streuung): ν e , (ν μ/τ ) NC (neutraler Strom): ν e + ν μ + ν τ

NEU!

SNO: NC SNO: NC

NC: ν

x

+ d  p + n + ν

x

(E

ν

>2.2MeV) Gleicher WQ für ν

e

, ν



, ν



Messung des gesamten

8

B-Neutrinoflusses

NC: ν

x

+ d  p + n + ν

x

(E

ν

>2.2MeV) Gleicher WQ für ν

e

, ν



, ν



Messung des gesamten

8

B-Neutrinoflusses

Neutronennachweis:

Phase1: n + d t + →  (6.25MeV) bisherige Resultate!

Phase2: n +

³⁵

Cl →

³⁶

Cl +  ’s(8.6MeV) seit Juni 2001

Phase3: n +

³

He → p + t

( He-Zählrohre) Neutronennachweis:

Phase1: n + d t + →  (6.25MeV) bisherige Resultate!

Phase2: n +

³⁵

Cl →

³⁶

Cl +  ’s(8.6MeV) seit Juni 2001

Phase3: n +

³

He → p + t

( He-Zählrohre)

SNO: CC und ES SNO: CC und ES

CC: ν

e

+ d  p + p + e

^-

(E

ν

> 1.4MeV) Nur sensitiv auf ν

e

Messung des ν

_e

Energiespektrums CC: ν

e

+ d  p + p + e

^-

(E

ν

> 1.4MeV)

Nur sensitiv auf ν

_e

Messung des ν

e

Energiespektrums

ES: ν

eμτ

+ e

^-

 ν

eμτ

+ e

^-

σ(ν

e

,e) ≈ 5 × σ(ν

μτ

,e) ES: ν

eμτ

+ e

^-

 ν

eμτ

+ e

^-

σ(ν

_e

,e) ≈ 5 × σ(ν

_μτ

,e) Auch in Super-K

(KamLAND-solar, Borexino) Auch in Super-K

(KamLAND-solar, Borexino)

SNO: Solarer ⁸ B-Neutrinofluss SNO: Solarer ⁸ B-Neutrinofluss

2000

580 260 Ereignisse (306Tage)

1 2 6 cm s 10 ^{ }



1 2 6

01 . 1

81 . 0

SSM  5 . 05 ^ _  10 cm ^ s ^

Standard Sonnen Modell (SSM): BP00 

Stimmt!

 e

 

SNO: Folgerung SNO: Folgerung

Anzahl der ⁸ B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt!

1/3 erreichen den Detektor als ν e

2/3 erreichen den Detektor als ν μ oder ν τ

Anzahl der ⁸ B-Neutrinos wie vom SSM vorausgesagt!

1/3 erreichen den Detektor als ν e

2/3 erreichen den Detektor als ν μ oder ν τ

Transformation

ν _e ν _μ/τ

Mechanismus ?

Damit ist gezeigt:

Damit ist gezeigt:

Analyse der solaren Neutrinoexperimente Analyse der solaren Neutrinoexperimente

LMA

LOW

Quasi-Vac

SMA praktisch ausgeschlossen

Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002 Stand nach SNO Ergebnis, Sommer 2002

Welche Lösung?

Reaktorneutrino-Experiment KamLAND

Reaktor:

ν

_e

E

_v

≈1÷10MeV

Verschwinden von ν

_e

?

Distanz der Reaktoren <L> ≈ 175 km

Distanz der Reaktoren <L> ≈ 175 km

1000t Flüssig-Szintillator

] eV [

m

MeV]

[ 48

. m] 2

[ _{2 2}



  E ^ L ^vac _osz

] eV [

m

MeV]

[ 48

. m] 2

[ _{2 2}



  E ^ L ^vac _osz

km 250

10 m 5

5 5 . 2

5

osz - 



 

L m 250 km

10 5

5 5 . 2

5

osz - 



 

E (Reaktor-ν) ≈ 5MeV L

Δm ² (LMA) = 5∙10 ^-5 eV ² E (Reaktor-ν) ≈ 5MeV Δm ² (LMA) = 5∙10 ^-5 eV ²

Mittlere Entfernung

der Reaktoren von Kamland:

175km

Mittlere Entfernung

der Reaktoren von Kamland:

175km

LMA-Test mit Reaktor-( Anti )-Neutrinos LMA-Test mit Reaktor-( Anti )-Neutrinos

Test möglich!

n e

e  p  ^ 



Nachweis der Reaktor-Antineutrinos Nachweis der Reaktor-Antineutrinos

E _v > 1.8 MeV E _v > 1.8 MeV

promptes Ereignis:

E _v – 0.77 MeV

verzögertes Ereignis:

MeV) 2

. 2

 (





 p d n

180μsec

180μsec

KamLAND: Energiespektrum KamLAND: Energiespektrum

Größter Effekt

Position   m

²

Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802

Reaktorneutrino-Experimente

Reaktorneutrino-Experimente

99.73%

99% 95%

90%

Analyse Maltoni, Schwetz, Valle Analyse Maltoni, Schwetz, Valle

Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND Analyse: Solare Neutrinos + KamLAND

Analyse KamLAND-Koll.

Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802 Analyse KamLAND-Koll.

Phys. Rev. Lett. 90 (2003) 021802

LMA-I

LMA-II

Solare/Reaktor Neutrinos: Status Solare/Reaktor Neutrinos: Status

Flavor-Umwandlung ν _e → ν _μ/τ Flavor-Umwandlung ν _e → ν _μ/τ

Beste Erklärung:

Neutrinooszillationen in Materie Beste Erklärung:

Neutrinooszillationen in Materie

LMA (best fit):

tan ² θ _sol ≈ 0.46

 m ² ₂₁ ≈ 7 × 10 ^-5 eV ² LMA (best fit):

tan ² θ _sol ≈ 0.46

 m ² ₂₁ ≈ 7 × 10 ^-5 eV ² Mischung nicht maximal!

Vorzeichen von Mischung nicht maximal!  m ² ₂₁ bestimmt

Vorzeichen von  m ² ₂₁ bestimmt

Solare/Reaktor Neutrinos: Zukunft Solare/Reaktor Neutrinos: Zukunft

Test des Standard Sonnenmodells und Test des Materieeffekts:

• ⁷ Be-Fluss: (0.64 ± 0.03) × SSM KamLAND-Solar und BOREXINO

• pp-Fluss:

GNO, LENS

Test des Standard Sonnenmodells und Test des Materieeffekts:

• ⁷ Be-Fluss: (0.64 ± 0.03) × SSM KamLAND-Solar und BOREXINO

• pp-Fluss:

GNO, LENS

• KamLAND-Reaktor: höhere Statistik

• Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz Oszillationsmuster, Genauigkeit  m ² _sol und θ _sol

• KamLAND-Reaktor: höhere Statistik

• Neues Reaktorexperiment mit geeigneter Distanz

Oszillationsmuster, Genauigkeit  m ² _sol und θ _sol

Atmosphärische Neutrinos Atmosphärische Neutrinos

 

 



 



   

 E

L

P _{x atm} m ^atm

2 2

2 1 . 27

sin 2

sin )

(

L ≈ 20 km

L ≈ 13000 km atmosphärische

Neutrinos:

E

_v

einige GeV

Oszillationswahrscheinlichkeit

variiert mit Zenithwinkel θ θ

Kamiokande Experiment:

Kamiokande Experiment:

Nobelpreis 2002 Nobelpreis 2002

solare ν

atmosphärische ν

Supernova ν

Masatoshi Koshiba, (Kamioka Nucleon Decay)

Experiment

50kton Super-Kamiokande Detektor 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.

•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.

SuperK – atmosphärische Neutrinos SuperK – atmosphärische Neutrinos

e–ähnliche Ereignisse μ–ähnliche Ereignisse

Ohne Oszillationen

ν _e

e

ν _μ

μ

Atmosphärische Neutrinos:

Analyse Neutrinooszillationen Atmosphärische Neutrinos:

Analyse Neutrinooszillationen

Best fit:

 m

²_atm

= 2.5×10

^-3

eV

²

sin

²

2θ

_atm

= 1.0

Best fit:

m

²_atm

= 2.5×10

^-3

eV

²

sin

²

2θ

_atm

= 1.0

Atmosphärische Neutrinos: Resultate Atmosphärische Neutrinos: Resultate

Bester fit für ν _μ → ν _τ Oszillationen Bester fit für ν _μ → ν _τ Oszillationen

Disappearance von ν _μ (Zenithwinkel abh.) Disappearance von ν _μ (Zenithwinkel abh.)

ν _μ → ν _e Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossen ν _μ → ν _e Oszillationen von CHOOZ Exp. ausgeschlossen

 m ² _atm = (1.5 – 4) × 10 ^-3 eV ² (90%CL) sin ² 2θ _atm = 1.0

 m ² _atm = (1.5 – 4) × 10 ^-3 eV ² (90%CL) sin ² 2θ _atm = 1.0

(LMA-Mischung θ _solar nicht maximal) (LMA-Mischung θ _solar nicht maximal) Vorzeichen von  m ² ₂₃ unbekannt!

Vorzeichen von  m ² ₂₃ unbekannt!

Maximale

Mischung!

Ergebnis (06/1999 – 07/2001):

5.6∙10 ¹⁹ POT

Ereignisse “Far Detector” : ohne Oszillationen erwartet:

Ergebnis (06/1999 – 07/2001):

5.6∙10 ¹⁹ POT

Ereignisse “Far Detector” : ohne Oszillationen erwartet:

K2K Beschleuniger Experiment K2K Beschleuniger Experiment

Near Detector

1 ton

KEK

300m 250km

ν _μ , <E _ν >= 1.3 GeV ν _μ , <E _ν >= 1.3 GeV

Super-K far detector

50 kton

Ziel: 1.0×10

²⁰

POT

= 200 Neutrino Ereignisse in SK Ziel: 1.0×10

²⁰

POT

= 200 Neutrino Ereignisse in SK

56

2 . 6

4 .

1 5

. 80 ^ _

Wahrscheinlichkeit für Null Oszillation: <0.4%

Long Baseline Beschleuniger Experimente:

Zukunft

Long Baseline Beschleuniger Experimente:

Zukunft

Volles Oszillationsmuster:

MINOS (Fermilab  Soudan), Icarus Volles Oszillationsmuster:

MINOS (Fermilab  Soudan), Icarus Appearance der Tau-Neutrinos:

OPERA, Icarus (Cern  Gran Sasso) Appearance der Tau-Neutrinos:

OPERA, Icarus (Cern  Gran Sasso)

Präzisionsmessung von  m 2atm und sin ² 2θ atm : MINOS, Icarus

JHF  Super-K

Präzisionsmessung von  m _2atm und sin ² 2θ atm : MINOS, Icarus

JHF  Super-K

Was wissen wir über die Mischungsmatrix?

Was wissen wir über die Mischungsmatrix?

 







 







 







 







 

 





 







 

 





 









 

 





 





 ^

3 2 1 12

12

12 12

13 13

13 13

23 23

23 23

1 0

0

0 0 0

0 1

0

0 0

0

0 0

1



















 s c

s c

c e

s

e s c

c s

s c

i

i

e θ

_sol

Solare Neutrinos und Reaktorexperiment (Kamland):

tan

²

θ

_sol

≈ 0.46

θ

_atm

Atmosphärische Neutrinos und Beschleuniger (K2K):

sin

²

2θ

_atm

≈ 1

θ

₁₃

, δ

Unbekannt: θ

₁₃

, CP-Phase δ

Grenze durch CHOOZ Reaktorexperiment:

sin

²

2θ

₁₃

< 0.1 Jagd nach θ ₁₃ und δ!

Bestimmung von θ ₁₃ und δ:

Bestimmung von θ ₁₃ und δ:

θ ₁₃ in subdominanten Effekten

bei “long baseline” Neutrinooszillations-Experimenten:

Reaktor und Beschleuniger

 

 



  



 



  



 



 









E L L m

E L m

E c m

s c s c s

P

P _{e e}

sin 4 sin 4

sin 4 sin

16

) (

) (

2 23 2

13 2

23 12 23 2 13 13 12

12 







 _{ }

Neutrino-Superbeams, Off-axis beams, Neutrino Factory

falls Θ

₁₃

groß genug

δ durch Asymmetrie:

LSND: Beam Dump Experiment LSND: Beam Dump Experiment

 



 ^  ^ 

 



 ^  e ^  _e   _e

Verifizierung durch MiniBooNE/FNAL

(läuft)

Überschuss gesehen!

Interpretation:

steriles Neutrino Interpretation:

steriles Neutrino

Bestimmung der Neutrinomasse Bestimmung der Neutrinomasse

Super-K (atm. Neutrinos):

 m ² _atm = 2.5 × 10 ^-3 eV ²

 m(ν _i ) > 0.05 eV

Super-K (atm. Neutrinos):

 m ² _atm = 2.5 × 10 ^-3 eV ²

 m(ν _i ) > 0.05 eV

Das bestimmt die Energieskala bei der man suchen muss

Das bestimmt die Energieskala

bei der man suchen muss

Tritium β-Zerfall: Mainz/Troitsk Tritium β-Zerfall: Mainz/Troitsk

 e





 ^{3 -}

3 H  ³ He  e ^-   e

3 H He e

2 2 2

i i

ei m

U m _ ^ 

 ^{95 % CL} 

eV 2 . 2 eV

1 . 2 2

. 2 2

.

1 ²

2      _ 

 m

m

Mainz Daten (1998,1999,2001) Mainz Daten (1998,1999,2001) Zukunft:

KATRIN

eV 35

.

 0

m 

Neutrinoloser Doppelbetazerfall Neutrinoloser Doppelbetazerfall

d

d

u

u

e

e W

W n

n

p

p

v = v 0v Doppelbetazerfall:

(A,Z) (A,Z+2) + 2e

^-

Neutrino Neutrino   Anti-Neutrino Anti-Neutrino Majorana-Neutrino:

Majorana-Neutrino:

nur für

Majorana-Neutrino

m und _V > 0!

Neutrinoloser Doppelbetazerfall Neutrinoloser Doppelbetazerfall

 

 ³

1

2 i

ei i U m m _

effektive Neutrinomasse im 0νββ-Zerfall:

2 2

0 2

0 2 0

0 1

0 2 /

1 ] ( , )

[ ^{  } _F ^ _{v }

A V

GT M m

g M g

Z E

G

T ^  

2 2

2 ^  ^{m i U ei}

m 

Vergleich β-Zerfall:

Phasenraumfaktor

Übergangsmatrixelement

effektive Neutrinomasse

Doppelbeta-Experimente: Resultate Doppelbeta-Experimente: Resultate

CL) (90%

eV 35 .

 0 m 

Heidelberg-Moskau Kollaboration, Eur.Phys.J. A12 (2001) 147 IGEX Kollaboration, hep-ex/0202026, Phys. Rev. C59 (1999) 2108

2.1 × 10

²³

0.85 – 2.1

HM-K

IGEX

Doppelbetazerfall: Zukunft

Doppelbetazerfall: Zukunft

Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP) Neutrinomasse aus kosmischer Hintergrundstrahlung (WMAP)

Aus Fit an Multipolentwicklung der T-Fluktuationen (WMAP, CBI, ACBAR, 2dFGRS, Lyman-α):

CL)

% 95 ( 0076 .

2  0

 _ h

eV 23 .

 0

m 

Zusammenfassung Zusammenfassung

Masse des leichtesten Neutrinos:

<m> _β < 2.2 eV β-Zerfall

<m> _ββ < 0.35 eV ββ-Zerfall m _ν < 0.23 eV CMBR-fit Neutrinooszillationen:

Solare, Reaktor-Neutrinos/KamLAND:

ν _e → ν _μ/τ Oszillationen (LMA)

Atmosphärische, Beschleuniger-Neutrinos/K2K:

ν _μ → ν _τ Vakuum Oszillationen Oszillationsmuster ν

_τ

-Appearance

Zukunft: Messung von θ ₁₃ , δ

Reaktor, Superbeams, Off-axis beams, Neutrinofactory

Majorana?

Oszillationsmuster

ENDE

KamLAND KamLAND

Prinzip:

Phase 1: Reaktor-Anti-Neutrinos Phase 2: Solare Neutrinos

Prinzip:

Phase 1: Reaktor-Anti-Neutrinos

Phase 2: Solare Neutrinos

MSW Effekt für solare Neutrinos MSW Effekt für solare Neutrinos

Energieabhängige Unterdrückung der ν e ! (Mikheev, Smirnov, Wolfenstein)

Energieabhängige Unterdrückung der ν e ! (Mikheev, Smirnov, Wolfenstein)

 

 

in MeV E

Keine Resonanz Resonanz Nicht adiabatisch

Dedicated reactor neutrino experiment to probe the HLMA region: 2 10

^-4

<  m

²

(< 9 10

^-4

eV

²

) Specifications:

•

Physics: One dominant baseline ~ 20 km

• Facility: Underground site with large cavities

• Politics: Reactors operating more than 10 years

Current Best Choice The Heilbronn salt mine

Northern Site (180m)

Southern Site (240m)

The HLMA Facility

Heilbronn Kochendorf Site

• >300 GW

_th

European power plants included

• Average typical fuel composition (U, Pu) 

_e

+ p  e

⁺

+ n

 <  >/fission = 5.825x10

^-43

cm²

• For 10

³¹

protons, 194 tons PXE (C

₁₆

H

₁₈

)

• Load factor: 80% to 90%

• Expected rate ~ 1150/year (100% eff.)

• 77% of the rate @ 20km baseline

Anti-  _e interaction rate at Heilbronn

•

“CTF” like design

• Water Buffer

• Muon Veto

• Pure PXE scintillator - d= 0.99 g/cm

³

- P

_vapor

=1.4 10

^-5

kPa @20

^o

C - Flash point = 149

^o

C - High LY (no Gadolinium) - Stable

- Excellent PSD - < 10

^-17

gU/g

- No fiducial volume

• PMTs coverage ~30%

3 m 2 m 2 m

14 m

Schematic view of the detector

(112 tons)

Evidenz fuer Neutrino-Oszillationen:

Evidenz fuer Neutrino-Oszillationen:

Gibt es ein 4. steriles Neutrino?

 m ² _LSND ~ 0.1-1eV ²

 m ² _atm ~ 10 ^-3 eV ²

 m ² _solar ~ 10 ^-5 -10 ^-4 eV ²

or 10 ^-11 -10 ^-7 eV ²

Mit 3 Neutrinos ist dies nicht moeglich!

Neutrinomischung Neutrinomischung

 

 

 

 

 

 

 

 







 

 



 

  ^

2 1 13

23 13

23 12 23

12 13

23 12 23

12

13 13

12 13

12

2 1

2 1

]

[ 









 









 ^{i i i i}

i i i

e

e c s e

e s s s c

c e

s s c c

s

e e

s e

c s c

c

Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (PMNS) Matrix:

• 3 Mischungswinkel: θ ₁₂ , θ ₂₃ , θ ₁₃

• 1 Dirac-Phase (CP): δ

Pontecorvo-Maki-Nakagawa-Sakata (PMNS) Matrix:

• 3 Mischungswinkel: θ ₁₂ , θ ₂₃ , θ ₁₃

• 1 Dirac-Phase (CP): δ

Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:

• 2 Majorana-Phasen (CP): α ₁ , α ₂

Im Fall von Majorana Neutrinos zusätzlich:

• 2 Majorana-Phasen (CP): α ₁ , α ₂

 







 







 







 







 

 





 







 

 





 









 

 





 





 ^

3 2 1 12

12

12 12

13 13

13 13

23 23

23 23

1 0

0

0 0 0

0 1

0

0 0

0

0 0

1



















 s c

s c

c e

s

e s c

c s

s c

i

i

e θ

_sol

θ

₁₃

, δ

θ

_atm

LSND LSND

KARMEN schließt großen Bereich von LSND aus, kleiner Rest bleibt.

MiniBooNE wird den gesamten erlaubten Bereich testen:

Start 2002

(1000 evts/year ) LSND:

Mehr v

_e

- Ereignisse als erwartet.

Gibt es ein leichtes steriles Neutrino?

Gibt es ein leichtes steriles Neutrino?

KamLAND: Fluss der Reaktor-Anti-Neutrinos KamLAND: Fluss der Reaktor-Anti-Neutrinos

 _



 



 





 _e ⁱ

e E

L P (   ) 1  sin ² 2  ₁₂ sin ^{1 . 27} m ^{21 2} _



 



 





 _e ⁱ

e E

L P m







 ) 1 sin ² 2 ₁₂ sin ^{1 . 27 21 2}

(

Analyse: Solare und Reaktorneutrinos (III) Analyse: Solare und Reaktorneutrinos (III)

Holanda, Smirnov hep-ph-0212270

3 Neutrino Analyse

3 Neutrino Analyse

Kamland Borexino Kamland Borexino

1000t Flüssigszintillator

<L

reaktor

> = 175 km

Kamioka Mine: 2700mwe

300t Flüssigszintillator

<L

reaktor

> = 800 km

Gran Sasso: 3600mwe

Sonne Reaktor

Sonne Reaktor

Messung des solaren

⁷

Be-ν Flusses E

_v

= 860keV

Neutrino-Elektron Streuung sehr schwache Signatur

Problem: radioaktiver Untergrund!

zur Zeit noch in beiden Experimenten zu hoch für solare ν-Messung

Messung des solaren

⁷

Be-ν Flusses E

_v

= 860keV

Neutrino-Elektron Streuung sehr schwache Signatur

Problem: radioaktiver Untergrund!

zur Zeit noch in beiden Experimenten

zu hoch für solare ν-Messung

OPERA: Erscheinen die Tau-Neutrinos?

OPERA: Erscheinen die Tau-Neutrinos?

MINOS: Volles Oszillationsmuster MINOS: Volles Oszillationsmuster

Δm ²

sin ² 2θ

Tritium β-Zerfall: Mainz Experiment

Tritium β-Zerfall: Mainz Experiment

Doppelbetazerfall: Signatur Doppelbetazerfall: Signatur

Spektrum der Energiesumme der 2 Elektronen

Kinetische Energie/ Q-Wert des Zerfalls 2v Doppelbetazerfall:

Kontinuum

0v Doppelbetazerfall:

Linie

Absolutmasse des Neutrinos Absolutmasse des Neutrinos

Aus β-Zerfall (Tritium):

m(ν _e ) < 2.2 eV/c ² (95% CL) (Mainz/Troitsk) Aus β-Zerfall (Tritium):

m(ν _e ) < 2.2 eV/c ² (95% CL) (Mainz/Troitsk) Aus Pion Zerfall:

m(ν _μ ) < 190 keV/c ² (95% CL) Aus Pion Zerfall:

m(ν _μ ) < 190 keV/c ² (95% CL) Aus Tau Zerfall:

m(ν _τ ) < 18.2 MeV/c ² (95% CL) Aus Tau Zerfall:

m(ν _τ ) < 18.2 MeV/c ² (95% CL)

2νββ Zerfall 2νββ Zerfall

d

d

u

u

e

e v

v W

W n

n

p

p

2v Doppelbetazerfall:

(A,Z) (A,Z+2) + 2e

^-

+ 2v

_e

Neutrinooszillationen?

Neutrinooszillationen?

Solare Neutrinos:

ν

e

→ ν

μ,τ

, Δm

²

= 7×10

^-5

eV

²

Disappearance ν

e

: Homestake, Gallex, Sage, Super-K, SNO Appearance von ν

μ,τ

: SNO

Bestätigung durch KAMLAND

(Reaktor-Anti-Neutrinoexperiment) Solare Neutrinos:

ν

e

→ ν

μ,τ

, Δm

²

= 7×10

^-5

eV

²

Disappearance ν

e

: Homestake, Gallex, Sage, Super-K, SNO Appearance von ν

μ,τ

: SNO

Bestätigung durch KAMLAND

(Reaktor-Anti-Neutrinoexperiment) Atmosphärische Neutrinos:

ν

_μ

→ ν

_τ

, Δm

²

= 2.5×10

^-3

eV

²

Disappearance von ν

μ

: Super-K, Macro, Soudan

Bestätigung durch K2K (Beschleunigerexperiment) Atmosphärische Neutrinos:

ν

_μ

→ ν

_τ

, Δm

²

= 2.5×10

^-3

eV

²

Disappearance von ν

μ

: Super-K, Macro, Soudan

Bestätigung durch K2K (Beschleunigerexperiment) LSND

ν

μ

→ ν

e

, Δm

²

= 3×10

^-2

 1 eV

²

Appearance von ν

e

LSND

ν

μ

→ ν

e

, Δm

²

= 3×10

^-2

 1 eV

²

Appearance von ν

e

Super-K Detektor

Super-K Detektor

Bestimmung von θ ₁₃ : Bestimmung von θ ₁₃ :

θ ₁₃ in subdominanten Effekten

bei “long baseline” Neutrinooszillations-Experimenten:

Reaktor und Beschleuniger

Für “long baseline” Experimente (  m

²_atm

dominante Skala):

Hyper-Kamiokande

Hyper-Kamiokande

K2K und Super-K(atm. Neutrinos) K2K und Super-K(atm. Neutrinos)

K2K konsistent mit Super-K Resultat für atm.ν K2K konsistent mit Super-K Resultat für atm.ν

Neutrinostrahl seit

18. Januar 2003

CHOOZ Reaktorneutrino Experiment CHOOZ Reaktorneutrino Experiment

Reaktor – Detektor: L = 1km E

_ν

≈ 1-10 MeV

 _{e }  _x

sin

²

2θ < 0.1

Sensitivität zukünftiger Experimente auf θ ₁₃ Sensitivität zukünftiger Experimente auf θ ₁₃

Neutrino Factory

Neutrino Superbeams (P  4MW)

Absolutwert der Neutrinomasse Absolutwert der Neutrinomasse

Super-K (atm. Neutrinos): m(ν _i ) > 0.05 eV/c ² Super-K (atm. Neutrinos): m(ν _i ) > 0.05 eV/c ² Neutrinomassen:

Neutrinomassen: hierarchisch hierarchisch oder quasi-entartet? oder quasi-entartet?