Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008 Neutrinophysik Neutrinophysik • Überblick über Elementarteilchen • Neutrinos: Eigenschaften • Das Rätsel der solaren Neutrinos • Neutrino Oszillationen • Neutrinostrahlen • Überblick über Elementarteilchen • Neutrinos: Eigenschaften • Das Rätsel der solaren Neutrinos • Neutrino Oszillationen • Neutrinostrahlen Prof. Dr. Caren Hagner Universität Hamburg Prof. Dr. Caren Hagner Universität Hamburg
46
Embed
Neutrinophysik · Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008 Struktur der Atome Atomkern: 5 × 10-15m 100000 × kleiner als Atom
This document is posted to help you gain knowledge. Please leave a comment to let me know what you think about it! Share it to your friends and learn new things together.
Transcript
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
NeutrinophysikNeutrinophysik
• Überblick über Elementarteilchen• Neutrinos: Eigenschaften• Das Rätsel der solaren Neutrinos• Neutrino Oszillationen• Neutrinostrahlen
• Überblick über Elementarteilchen• Neutrinos: Eigenschaften• Das Rätsel der solaren Neutrinos• Neutrino Oszillationen• Neutrinostrahlen
Prof. Dr. Caren HagnerUniversität Hamburg
Prof. Dr. Caren HagnerUniversität Hamburg
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Aufbau der Materie: Atome Aufbau der Materie: Atome
Atom: 10-10m = 0.0000000001 m
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Struktur der Atome Struktur der Atome
Atomkern: 5 × 10-15m 100000 × kleiner als Atom
Atomhülle: Elektronen
++
--
Elektromagnetische Kraft:Austausch von Lichtteilchen (Photonen)
Elektromagnetische Kraft:Austausch von Lichtteilchen (Photonen)
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Atomkern:Protonen und Neutronen
Struktur der Atomkerne Struktur der Atomkerne
pp
p
p
p pp
pp p
pp
p
p
p p
p
p
n
nn
n
n
n
n
n
n
nn
n
n
n
n
n
n
n
n
n
nStarke KernkraftStarke Kernkraft
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Struktur der Protonen und Neutronen Struktur der Protonen und Neutronen
u d
u
dd
u
ProtonProton NeutronNeutron
QUARKS!
GluonenGluonen
10-15m
Struktur des Protons:3 Valenzquarks, Seequarks, Gluonen
Entdeckung des Gluonsbei DESY (1979)
e+ e-q
Anti-q g
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Fundamentale TeilchenFundamentale Teilchen
u
d
Quarks:Quarks:
e
Leptonen:Leptonen:
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrino!
Wolfgang Pauli(1930)
NeutronNeutronProtonProton
dd
u
u
e
ve
Verantwortlich für die Umwandlungdes d-Quarks in u-Quark:schwache Kernkraft(elektroschwache Wechselwirkung)
Verantwortlich für die Umwandlungdes d-Quarks in u-Quark:schwache Kernkraft(elektroschwache Wechselwirkung)
Zerfall des Neutrons - Geburt des Neutrinos Zerfall des Neutrons - Geburt des Neutrinos
eepn ν++→ −
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Fundamentale TeilchenFundamentale Teilchen
u
d
Quarks:Quarks:
e
Leptonen:Leptonen:
vec
s μ
vμt
b τ
vτ
3 Familien3 Familien 3 Familien3 Familien
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Was wir noch nicht wissen:Was wir noch nicht wissen:
• Warum gibt es 3 Familien?• Woher kommen die Teilchenmassen?
Higgs-Teilchen?• Haben die Quarks (Leptonen)
auch wieder eine Substruktur?• ...• Kürzlich beantwortet:
Haben die Neutrinos eine Masse?
• Warum gibt es 3 Familien?• Woher kommen die Teilchenmassen?
Higgs-Teilchen?• Haben die Quarks (Leptonen)
auch wieder eine Substruktur?• ...• Kürzlich beantwortet:
Haben die Neutrinos eine Masse?
Was hält die Materie zusammen?Die 4 Grundkräfte des Universums
Gravitation ElektromagnetischeKraft
SchwacheKraft
StarkeKraft
Graviton Photon W+, W-, Z0 8 Gluonen
Austauschteilchen = Vermittler der Kräfte
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Woraus besteht das Universum?
4% normale Materie(Quarks, Leptonen)
23% dunkle Materie
73% dunkle Energie
Ergebnisse von Experimenten in den letzten Jahren:
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrinos: EigenschaftenNeutrinos: Eigenschaften
• Keine elektrische Ladung: neutral
• (Fast) keine Masse: 500000 × kleiner als Elektronenmasse
• Immun gegen starke Kernkraft
• Spüren nur die schwache Kernkraft!
• Keine elektrische Ladung: neutral
• (Fast) keine Masse: 500000 × kleiner als Elektronenmasse
• Immun gegen starke Kernkraft
• Spüren nur die schwache Kernkraft!
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Wie kann man ein Neutrino stoppen?Wie kann man ein Neutrino stoppen?
v
Neutrinos durchdringen die Erde,Auch die Sonne reicht nicht aus !
nötig: Eisenblock der Länge 1 Lichtjahr = 9500 Milliarden km
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Neutrino WechselwirkungNeutrino WechselwirkungBestrahlte Fläche
Fläche σ = Wirkungsquerschnitt:Wenn getroffen -> dann Reaktion
Atome im TargetAtome im Target
trifft nicht!trifft nicht!
TrefferWahrscheinlichkeit, dass ein Neutrino trifft:(gesamte rote Fläche) / (bestrahlte Fläche)Wahrscheinlichkeit, dass ein Neutrino trifft:(gesamte rote Fläche) / (bestrahlte Fläche)
Für Neutrino Reaktionen:
σ oft kleiner als 10-40 cm2 !
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Was passiert wenn Neutrino trifft?1. Möglichkeit (langsame Neutrinos)Was passiert wenn Neutrino trifft?1. Möglichkeit (langsame Neutrinos)
Ga71
Gallium Kern:
31 Protonen40 Neutronen
Ge71
Germanium Kern:
32 Protonen39 Neutronen
ve
Atom verwandelt sich in anderes Element!
z.B.: Gallium in GermaniumChlor in Argon
Atom verwandelt sich in anderes Element!
z.B.: Gallium in GermaniumChlor in Argon
Ga71
Gallium Kern:
31 Protonen40 Neutronen
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Was passiert wenn Neutrino trifft?2.Möglichkeit (schnelle Neutrinos)
Was passiert wenn Neutrino trifft?2.Möglichkeit (schnelle Neutrinos)
Atomkernve
Atomkern wird zertrümmert –
Elektron ( oder Myon, Tauon) entsteht-> gut im Teilchendetektor zu sehen!
Atomkern wird zertrümmert –
Elektron ( oder Myon, Tauon) entsteht-> gut im Teilchendetektor zu sehen!
BruchstückeBruchstücke
e
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Atomkern
Was passiert wenn Neutrino trifft?3.Möglichkeit
Was passiert wenn Neutrino trifft?3.Möglichkeit
Hüllenelektron wird rausgeschlagen –
-> gut im Teilchendetektor zu sehen!
Hüllenelektron wird rausgeschlagen –
-> gut im Teilchendetektor zu sehen!
eve
Das Rätsel der solaren NeutrinosDas Rätsel der solaren NeutrinosEnergieerzeugung durch KernfusionEnergieerzeugung durch Kernfusion
Temperatur:15 Millionen oC
4 p → He4 + 2e + 2v + Energie4 p → He4 + 2e + 2v + Energie
pp ppn
ne
ev
v
Energie braucht 500000 Jahre um an die Oberfläche zu kommen
Das Rätsel der solaren NeutrinosDas Rätsel der solaren NeutrinosEnergieerzeugung durch KernfusionEnergieerzeugung durch Kernfusion
4 p → He4 + 2e + 2v + Energie4 p → He4 + 2e + 2v + Energie
Neutrinostrahlung entkommt sofort!
= direkte Information aus demInneren der Sonne
Neutrinostrahlung entkommt sofort!
= direkte Information aus demInneren der Sonne
v
v
v
vv
Auf die Erde treffen:60 Milliarden Neutrinos pro cm2 pro s Auf die Erde treffen:60 Milliarden Neutrinos pro cm2 pro s
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Wie kann man diese Neutrinos messen?
Wie kann man diese Neutrinos messen?
Problem für Neutrinodetektoren:Kosmische Strahlung
Problem für Neutrinodetektoren:Kosmische Strahlung
Caren Hagner Schülervorlesung 19. 3. 2008
Abschirmung der Neutrinodetektorenvor kosmischer Strahlung
Abschirmung der Neutrinodetektorenvor kosmischer Strahlung
• In Bergwerken• In Tunneln durch Gebirge• Unter Wasser:
Mittelmeer oder Baikalsee• Unter Eis: Antarktis
• In Bergwerken• In Tunneln durch Gebirge• Unter Wasser: