Das Universum Crab Nebula im Licht der Neutrinos€¦ · Neutrino-Oszillationen Oszillations-Länge 4𝜋𝐸 𝑚2 2−𝑚 1 2. Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater,

Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015

Crab Nebula

Georg Raffelt

Max-Planck-Institut für Physik, München

Das Universum im Licht der Neutrinos


Crab Nebula – Remnant of SN 1054 Krebsnebel Überrest der historischen Supernova 1054 AD


The Crab Pulsar Crab Nebula

Chandra Röntgen Bilder

Krebspulsar


The Crab Pulsar Crab Nebula Supernova Explosionen sind

die stärksten kosmischen Neutrinoquellen

Aber was sind eigentlich

Neutrinos?


Paulis Erklärung des Beta-Spektrums (1930)

Spe

ktru

m

Beta (Elektron) Energie

Niels Bohr:

Energie in der Quanten-Welt nicht erhalten?



Spe

ktru

m


Niels Bohr:


„Neutron” (1930)

Wolfgang Pauli (1900–1958) Nobelpreis 1945



Spe

ktru

m


Niels Bohr:



Wolfgang Pauli (1900–1958) Nobelpreis 1945


„Neutrino” (E. Amaldi)

Entdeckung des Neutrons 1932 (J. Chadwick)


Neutrino Carabiner Benannt nach einem sub-atomaren Teilchen mit fast verschwindender Masse …



Griechisch „Nü”



Griechisch „Nü” Jetzt auch in Farbe


Neutron

Proton

Periodensystem der Elementarteilchen

Quarks Leptonen

Ladung -1/3

Down

Ladung -1

Elektron

Ladung 0

e-Neutrino ne e d

Ladung +2/3

Up u


Neutron

Proton

Gravitation (Gravitonen?)

Schwache Wechselwirkung (W and Z Bosonen)

Periodensystem der Elementarteilchen

Elektromagnetische Wechselwirkung (Photon)

Starke WW (8 Gluonen)

Down

Strange

Bottom

Electron

Muon

Tau

e-Neutrino

m-Neutrino

t-Neutrino nt

nm

ne e

m

t

d

s

b

1. Familie

2. Familie

3. Familie

Up

Charm

Top

u

c

t

Quarks Leptonen

Ladung -1/3

Down

Ladung -1

Elektron

Ladung 0

e-Neutrino ne e d

Ladung +2/3

Up u

Higgs


Wo treten Neutrinos in der Natur auf?

Kernreaktoren

Teilchen- beschleuniger

Atmosphäre (Kosmische Strahlung)

Erdkruste (Natürliche

Radioaktivität)

Sonne

Supernova (Sternkollaps) SN 1987A

Astrophysikalische Beschleuniger

Urknall (Heute 330 n/cm3) Indirekt


Neutrinos aus der Sonne

Reaktions- ketten

Energie 26.7 MeV

Helium

Sonnenabstrahlung: 98 % Licht 2 % Neutrinos Bei uns: 66 Milliarden Neutrinos/cm2 sec

Hans Bethe (1906-2005, Nobelpreis 1967)

Thermo-nukleare Reaktionsketten (1938)


Sonnenbrille für Neutrinos?

8.3 Lichtminuten

Eine Bleischicht der Dicke von mehreren Lichtjahren nötig

Bethe & Peierls 1934: „ … dies bedeutet, dass man offensichtlich niemals ein Neutrino beobachten wird”


Erster Nachweis an Kernreaktoren (1954–56)

Fred Reines (1918–1998) Nobelpreis 1995

Clyde Cowan (1919–1974) Detektor Prototyp

Anti-Elektron

Neutrinos

vom

Hanford

Kernreaktor

3 Gammas

in Koinzidenz 𝝂𝐞 p

n Cd

e+ e−

g

g

g


Erste Messung von Neutrinos aus der Sonne

600 Tonnen Tetrachlorkohlenstoff

Homestake Sonnenneutrino- Observatorium (1967–1994)

Inverser Beta-Zerfall („Neutrinoeinfang”)


Physik-Nobelpreis 2002 für Neutrino-Astronomie

Ray Davis Jr. (1914–2006)

Masatoshi Koshiba (*1926)

„für Pionierbeiträge zur Astrophysik, insbeson- dere für den Nachweis kosmischer Neutrinos”


Tscherenkow Effekt

Wasser

Neutrinostreuung oder Einfang

Licht

Licht

Tscherenkow Ring

Elektron oder Muon (Geladenes Teilchen)


Tscherenkow (Черенко́в, Cherenkov) Strahlung im Wasserbad eines Reaktors


42 m

39.3 m

Super-Kamiokande Detektor (Seit 1996)

50 000 m3

ultra-reines Wasser


42 m

39.3 m

Super-Kamiokande Detektor (Seit 1996)

50 000 m3

ultra-reines Wasser

115 000 m3

Umbauter Raum

Super-Kamiokande: Sonne im Neutrinolicht

Bisher ca. 77 000 Sonnenneutrinos gemessen (1996–2014)

Aber nur 40% der Erwartung

Wo sind die fehlenden Sonnenneutrinos?

Jahreszeit Winkel relativ zur Sonne

Super-Kamiokande: Sonne im Neutrinolicht


Neutrino-Oszillationen

Oszillations- Länge

sin2(2𝜃)

Wahrscheinlichkeit 𝜈𝑒 → 𝜈𝜇

L

4𝜋𝐸

𝛿𝑚2= 2.5 m

𝐸

MeV

eV

𝛿𝑚

2

Pontecorvo & Gribov (1968) zum „Sonnenneutrinoproblem“

• Neutrinos Überlagerungen von „Masseneigenzuständen”

𝜈𝑒= +cos Θ 𝜈1 + sin Θ 𝜈2 𝜈𝜇= −sin Θ 𝜈1 + cos Θ 𝜈2

• Verschiedene Ausbreitungsgeschwindigkeiten

• Phasenunterschied 𝛿𝑚2

2𝐸𝐿 bewirkt Oszillationen

• Ähnlich zu „optischer Aktivität” bei Lichtausbreitung Bruno Pontecorvo (1913–1993)

Vladimir Gribov (1930–1997)


Mischung von Neutrinos verschiedener Masse

Elektron- neutrino

Neutrino Masse m1

Neutrino Masse m2

Neutrino-Ausbreitung als Wellen-Phänomen

Masse m2 = m1

Masse m1 Masse m1



Elektron- neutrino

Neutrino Masse m1

Neutrino Masse m2


Masse m2 = m1

Masse m1

Masse m2 > m1

Masse m1



Elektron- neutrino

Neutrino Masse m1

Neutrino Masse m2


Masse m2 = m1

Masse m1

Masse m2 > m1

Masse m1



Masse m2 > m1

Masse m1

Oszillations-Länge

4𝜋𝐸

𝑚22 − 𝑚1

2



Oszillations-Länge

4𝜋𝐸

𝑚22 − 𝑚1

2


Reaktor-Neutrino-Oszillationen (KamLAND, Japan)

Oszillationsmuster für Anti-Elektron-Neutrinos als Funktion der Energie bei festem Abstand (ca. 180 km)

KamLAND Szintillator-Detektor (1000 t)

Abstand/Energie (km/MeV)

𝜈𝑒

Üb

erle

ben

swah

rsch

ein

lich

keit

Messpunkte

Erwartete Überlebenswahrscheinlichkeit basierend auf Reaktorabständen

http://arXiv.org/abs/1303.4667


Geo Neutrinos

Geo-Neutrinos


Geoneutrinos: Worum geht es?

Wir wissen erstaunlich wenig über das Innere der Erde

• Tiefstes Bohrloch ca 12 km

• Proben der Kruste für chemische Analyse vorhanden (z.B. Vulkane)

• Aus seismischen Messungen Rekonstruktion des Dichteprofils

• Wärmefluss aus gemessenen Temperaturgradienten 30-44 TW (Erwartung aus kanonischem BSE Modell ca 19 TW aus Kruste und Mantel, nichts aus dem Kern)

• Neutrinos entweichen ungehindert

• Tragen Information über die chemische Zusammensetzung, radioaktive Energieproduktion oder sogar einen hypothetischen Reaktor im Erdzentrum


Plattentektonik, Konvektion, Geo-Dynamo

Radioaktive Zerfälle sind der Antrieb!

• Kalium-40 (Halbwertszeit 1.25 Milliarden Jahre)

• Thorium-232 (14 Milliarden Jahre)

• Uran-238 (4.5 Milliarden Jahre)


Geo-Neutrino Fluss

Glenn Jocher (Neutrino Geoscience, Paris 2015)


Geo-Neutrino Fluss



Geo-Neutrino Fluss



Geo-Neutrino Fluss



Geo-Neutrino Fluss



Geo-Neutrino Detektoren KamLAND (1000 t)

seit 2002

Borexino (300 t) seit 2007

SNO+ (800 t)

ab 2016

JUNO (20 000 t) ab 2020

Hanohano (10 000 t) Für ozeanische Erdkruste (Vorschlag, bisher kein Projekt)


Reaktor- und Geo-Neutrinos in KamLAND (Japan) h

ttp://arX

iv.org

/abs/1

30

3.4

66

7 (ad

aptiert)

Szintillator Reinigung Aufbau KamLAND-Zen

Erdbeben & Tsunami (2011) Alle Reaktoren abgeschaltet

Neutrinos von Reaktoren

Störsignal, z.B. Szintillator-Verunreinigung

Insgesamt 𝟏𝟏𝟔−𝟐𝟕+𝟐𝟖 Geo-Neutrinos

(plus 𝟐𝟒−𝟔+𝟕 in Borexino)

Messpunkte

Beginn der Geophysik mit Neutrinos! http://www.ipgp.fr/fr/evenements/neutrino-geoscience-2015-conference


Sanduleak -69 202 Sanduleak -69 202

Große Magellan’sche Wolke Abstand 50 kpc (160.000 Lichtjahre)

Tarantel Nebel


Sanduleak -69 202 Sanduleak -69 202

Große Magellan’sche Wolke Abstand 50 kpc (160.000 Lichtjahre)

Tarantel Nebel

Supernova 1987A 23. Februar 1987


Sternkollaps und Supernova Explosion

Wasserstoff Brennen

Hauptreihenstern Helium brennender Stern

Helium Brennen

Wasserstoff Brennen



Wasserstoff Brennen

Hauptreihenstern Helium brennender Stern

Helium Brennen

Wasserstoff Brennen

Zwiebelschalenstruktur

Entarteter Eisenkern: r 109 g cm-3

T 1010 K MFe 1.5 MSonne RFe 3000 km

Kollaps (Implosion)



Kollaps (Implosion) Explosion Neugeborener Neutronenstern

~ 50 km

Proto-Neutronen Stern

r ~ rnuc = 3 1014 g cm-3 (300 Millionen Tonnen pro Kubikzentimeter)

T ~ 30 MeV (300 Milliarden Grad Kelvin)



Neugeborener Neutronenstern

~ 50 km

Proto-Neutronen Stern

r ~ rnuc = 3 1014 g cm-3

T ~ 30 MeV

Neutrino-

kühlung durch

Diffusion

Freigesetzte Gravitationsenergie

Eb 3 1053 erg 17% MSonne c2

Abgegeben in Form von 99% Neutrinos 1% Kinetische Explosionsenergie 0.01% Licht, überstrahlt Heimatgalaxie

Neutrinoleuchtkraft

Ln ~ 3 1053 erg / 3 sec ~ 3 1019 LSonne

Überstrahlt das gesamte sichtbare Universum für einige Sekunden


Explodierendes 3D Modell (20 M⊙ Garching Gruppe)

Publikation: Melson , Janka, Bollig, Hanke, Marek & Müller, http://arXiv.org/abs/1504.07631 Film: http://www.mpa-garching.mpg.de/~thj/SN_Movies/ApJL-s20/


Neutrino-Signal der Supernova 1987A

Kamiokande-II (Japan) Wasser-Tscherenkow-Detektor 2140 Tonnen

Irvine-Michigan-Brookhaven (USA) Wasser-Tscherenkow-Detektor 6800 Tonnen

Baksan-Szintillator-Teleskop (Russland) 200 Tonnen

Zeit in Sekunden

Ener

gie

(MeV

) En

ergi

e (M

eV)

Ener

gie

(MeV

)


Große Detektoren für Supernova-Neutrinos

Super-K (104) KamLAND (400)

In Klammern Zahl der Ereignisse für eine „typische SN” im Abstand von 10 kpc

LVD (400) Borexino (100)

IceCube (106)

Baksan (100)

Daya Bay (100)

SNO+ (300)

HALO (tens)


SuperNova Early Warning System (SNEWS)

http://snews.bnl.gov

Koinzidenz Server @ BNL

Super-K

Warnung

Borexino

LVD

IceCube

• Neutrinos kommen mehrere Stunden vor der Explosion

• Vorwarnung für Astronomen


Lokale Galaxiengruppe

Derzeit größte Detektoren empfindlich bis zu einigen 100 kpc

Mit Megatonnenklasse (30 x SK) 60 Ereignisse von Andromeda


Roter Überriese Beteigeuze (Alpha Orionis)

Erstes aufgelöstes Bild eines Sterns außer der Sonne

Abstand ca 500 Lichtjahre

Wenn Beteigeuze als Supernova explodiert: 60 Millionen Neutrinoreaktionen in Super-Kamiokande (zuviel für derzeitige Elektronik!)


Detektoren der nächsten Generation (2020+)

Megatonnen Wasser-Tscherenkow Detektor - Hyper-Kamiokande (Vorplanungen in Japan)

Szintillator Detektoren (20 Kilotonnen) - JUNO in China (im Bau) - RENO-50 in Korea (Vorplanungen) - Baksan Large Volume Scintillator Detector (Diskussionen in Russland) Flüssiges Argon (TPC) - DUNE, ca 40 kt, Projektplanung Neutrino-Oszillationen über 1300 km (Fermilab–Homestake, USA)

IceCube Gen-2 (geplant), Südpol - Verdichtung im Inneren (PINGU) - Größeres Volumen Verdopplung der optischen Module


Kosmische Strahlung

Luftschauer: 1019 eV im Primärteilchen 100 Milliarden sekundäre Teilchen auf Meereshöhe


Kosmische Strahlung

Luftschauer: 1019 eV im Primärteilchen 100 Milliarden sekundäre Teilchen auf Meereshöhe Victor Hess (1912)


Kosmische Strahlung

Luftschauer: 1019 eV im Primärteilchen 100 Milliarden sekundäre Teilchen auf Meereshöhe Victor Hess (1912)

100 Jahre später fragen wir noch immer

Woher kommt die kosmische

Strahlung?


Drei Arten energiereicher „kosmischer Botschafter”

Kosmische Strahlung (geladene Teilchen)

Gamma Strahlung

Neutrinos


IceCube Neutrino-Teleskop am Südpol

5160 Digitale Optische Module in 1 km3 antarktischem Eis (komplett seit Dez. 2010)

2400 m Tiefe

1400 m Tiefe

Oberfläche


AMANDA

IceCube

Südpol

Landebahn

Amundson-Scott Station am Südpol

Astronomie-Sektor Stationsgebäude


IceCube Neutrino „Ernie”


„Entdeckung des Jahres“ (2013)


Hochenergie-Neutrinos in IceCube

54 Ereignisse mit E > 50 TeV (4 Jahre Daten)


Hochenergie-Neutrinos in IceCube

54 Ereignisse mit E > 50 TeV (4 Jahre Daten)


Astrophysikalische IceCube Neutrinos

Keine klaren astrophysikalischen Quellen – mehr Neutrinos nötig!


Big is Beautiful …

IceCube Gen 2 Projekt (2020+)

10 Kubik-Kilometer Doppelte Anzahl Optischer Module


Globales Neutrino Netzwerk (GNN)

GVD Antares

KM3NeT

http://www.globalneutrinonetwork.org IceCube


Wolfgang Pauli zu Neutrinos

„Ich habe etwas Schreckliches getan, ich habe ein Teilchen postuliert, das man nicht nachweisen kann.”

Wolfgang Pauli (1900–1958)


Neutrino Quellen am Himmel und auf der Erde

Kernreaktoren

Teilchen- beschleuniger

Atmosphäre (Kosmische Strahlung)

Erdkruste (Natürliche

Radioaktivität)

Sonne

Supernova (Sternkollaps) SN 1987A

Astrophysikalische Beschleuniger

Urknall (Heute 330 n/cm3) Indirekt

Neutrinos at the center

Das Universum Crab Nebula im Licht der Neutrinos€¦ · Neutrino-Oszillationen Oszillations-Länge 4𝜋𝐸 𝑚2 2−𝑚 1 2. Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater,

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