Neutrino - Astronomie

Neutrino - Astronomie
Björn Schulze
1. Geschichte der Neutrinos
• 1930 postuliert von Wolfgang Pauli um den
β-Zerfall erklären zu können
• 1956: Erster Nachweis des Elektron-Neutrinos
durch Cowan / Reines
νe + p → e+ + n
• 1995: Nobelpreis für Cowan / Reines
• 1962: Entdeckung des Myon-Neutrinos
(Nobelpreis 1988)
• 2000: erster Nachweis des Tau-Neutrinos
2. Eigenschaften der Neutrinos
•
•
•
•
elektrisch neutral
sehr kleine Ruhemasse (< 2.8 eV)
Lepton
unterliegt nur der schwachen
Wechselwirkung und der Gravitation
• freie Weglänge >1000 Lichtjahre
• Das Neutrino ist "... the most tiny quantity
of reality ever imagined by a human
being". (F.Reines)
3. Erste Detektoren
• Homestake (USA)
großer Tank mit C2Cl4
Nachweis der Neutrinos über die Reaktion
37
17
−
Cl + ν e →37
Ar
+
e
18
Das radioaktive Argon wird ausgespült und gezählt
Nach 100 Tagen: 60 Ar-Atome in 1031 Cl-Atomen
Nobelpreis 2002 (R.Davis)
• Gallex (Italien)
71
71
−
Ga
+
ν
→
Ge
+
e
31
e
32
4. Das solare Neutrinoproblem
• Die Sonne emitiert pro Sekunde 2 .1038
Elektron-Neutrinos
• Auf der Erde kommen davon >40 .109 pro
Sekunde und cm3 an
• In Homestake können nur sehr hochenergetische Elektron-Neutrinos
gemessen werden
• Aber: In Homestake maß man nur etwa
30% der erwarteten Neutrinos
• Mögliche Ursachen:
– Unser Sonnenmodell ist falsch.
Die Reaktionen
3
7
−
7
He+ 4 He→7 Be
und
Be + e → Li + ν e
sind stark temperatur-abhängig.
Unser Sonnenmodell wird durch andere Experimente
bestätigt.
– Fehler im Experiment
Andere Experimente haben ähnliche Ergebnisse
– Neutrinos sind noch nicht richtig verstanden
Neuere Detektoren können auch Myon- und TauNeutrinos messen.
Die Neutrinos oszillieren.
– das bedeutet:
Die Elektron-Neutrinos wandeln sich auf dem Weg
von der Sonne in Myon- und Tau- Neutrinos um.
– daher:
Die Neutrinos müssen eine Ruhemasse ungleich 0
haben.
– Neutrinos könnten ein Teil der dunklen Materie sein.
5. Neutrinoteleskope
• große Wassertanks (Super-Kamjokande,
Sudbury Neutrino Observatory)
• Photomultiplier in
Wasser / Eis
– NT-200 im Baikalsee
– Amanda in der
Antarktis
– Antares im Mittelmeer
vor Frankreich
– Nestor im Mittelmeer
vor Griechenland
• Funktionsweise:
– Cherenkov-Teleskope
– messen Stoßreaktionen zwischen Elektronen
und Neutrinos
– dabei werden die Elektronen auf ~c
beschleunigt
– etwa 90 Reaktionen pro Tag (SuperKamjokande)
• Cherenkov-Strahlung
– entsteht, wenn geladene Teilchen schneller als die
Phasengeschwindigkeit des Mediums sind
– vergleichbar mit einem Überschallknall
– aus der Form des Kegels lässt sich Energie und
Richtung des Neutrinos bestimmen:
c' 1
cos(ϕ) = =
v nβ
6. Was sieht man?
• Die Sonne
• Die Erdatmosphäre
• Eine Supernova in der Großen Magellanschen
Wolke.
– Optisch am 24.02.1987
– Neutrinos schon am 23.02.
7.Warum Neutrinoastronomie?
• neue Information aus dem Sonnenzentrum
– Photon braucht ~106 Jahre aus dem
Sonnenzentrum zu uns
– Wir sehen nur die Sonnenoberfläche
– Neutrinos brauchen 8 min. zu uns
– Wir sehen das Sonnenzentrum
• Neutrinos werden nicht durch Staub
abgeschirmt
8. Zukunftsprojekte
•
•
•
•
Weitere Supernovae
Aktive Galaxien (-kerne)
Quellen der Gamma-Ray-Bursts
Neutrino-Hintergrund
– Neutrinos von der Sonne: ~20 MeV
– Neutrinos vom Big-Bang: 0.0004 eV
(entspricht ~3 K)
Quellen
•
•
•
•
•
•
•
•
www.wikipedia.de
http://cupp.oulu.fi/neutrino/
http://wwwlapp.in2p3.fr/neutrinos/aneut.html
http://www.nestor.org.gr/
http://www.ps.uci.edu/~superk/neutrino.html
http://www.weltderphysik.de/de/944.php
http://www.astroteilchenphysik.de/topics/neutrino/neutrino.htm
http://www.aip.de/People/MSteinmetz/classes/WiSe05/PPT/Kapitel%20IV.ppt