Solare Neutrinospektroskopie
Richard Sturm
Technische Universität MünchenGarching
Astroteilchenphysik SeminarMünchen, 13.11.2007
Warum solare Neutrinospektroskopie?
Informationen über die Sonne
Photonen:liefern nur Informationen über die SonnenoberflächePhotonen aus dem Zentrum erreichen uns erst nach 105 Jahren
Neutrinos:Durchqueren die Sonne quasi ungehindertDirekte, ungestörte, zeitgleiche Auskunft über Inneres der Sonne
Informationen über Neutrinos
Neutrinos legen weite Strecke vor Detektion zurück∼ 1, 5 · 108 km in Vakuum∼ 7 · 105 km in Materie
Energien des solaren Neutrinospektrums: ( 0 < Eν < 15 MeV)
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
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Informationen über Neutrinos
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Inhalt
1 Neutrinoentstehung
2 Nachweis solarer Neutrinos
3 Vergleich: Messungen - Theorie
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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
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1 NeutrinoentstehungStandard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
2 Nachweis solarer Neutrinos
3 Vergleich: Messungen - Theorie
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Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Standard-Sonnenmodell (SSM)
Grundgleichungen
hydrostatisches Gleichgewicht
Massenzuwachs
nukleare Energieerzeugung
Energietransport
Parameter
Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...
Wirkungsquerschnitte
Resultate
Vorstellung über inneren Aufbau der Sonne
Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen
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Aufbau der Sonne
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
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Standard-Sonnenmodell (SSM)
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Parameter
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Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen
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Grundgleichungen
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Massenzuwachs
nukleare Energieerzeugung
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Zustandsgrößen: Radius, Leuchtkraft, Alter,ursprüngliche chemische Zusammensetzung...
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Verzweigungsverhältnis der einzelnen Reaktionen
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Vergleich: Messungen - Theorie
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Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
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PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
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Vergleich: Messungen - Theorie
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Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
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PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
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↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
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Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
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PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
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pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
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Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
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PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
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Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
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PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
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pp-Kette II
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99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
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99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
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Vergleich: Messungen - Theorie
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Fusionsprozesse
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2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
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Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Fusionsprozesse
thermonukleare Fusion
2e− + 4p→ 4He + 2νe + 26, 73 MeV
Etwas genauer:
PP I In Sonne dominant
PP II erzeugt 15% solarer ν φ(7Be) ∝ T8
PP III erzeugt 0,01 % solarer ν φ(8B) ∝ T18
CNO 1,6% Beitrag zur Energieerzeugung
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PP vs. CNO
Reaktionen im CNO-Zyklus
12C + p→ 13N + γ → 13N→ 13C + e+ + νe
↑ ↓15N + p→ 12C + 4He 13C + p→ 14N + γ
↑ ↓15O→ 15N + e+ + νe ← 14N + p→ 15O + γ
↓ ↑15N + p→ 16O + γ
17O + p→ 14N + 4He
↓ ↑16O + p→ 17F + γ → 17F→ 17N + e+ + νe
pp-Kette hep
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 10−5%3He + p→ 4He + e+ + νe
pp-Kette III
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 0, 1%7Be + p→ 8B + γ
↓8B→ 8Be
∗ + e+ + νe
↓8Be∗ → 2 4He
pp-Kette II
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 15, 08%3He + 4He→ 7Be + γ
↓ 99, 9%7Be + e− → 7Li + νe
↓7Li + p→ 2 4He
pp-Kette I
p + p→ 2H + e+ + νe p + e− + p→ 2H + νe
99, 77%↘ ↙ 0, 23%2H + p→ 3He + γ
↓ 84, 92%3He + 3He→ 4He + 2p
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Neutrinoproduzierende Reaktionen
Name Reaktion Eν[MeV] φ[ 1010
cm2s ]
pp p + p → 21H + e+ + νe ≤ 0, 420 6, 00
pep p + e− + p → 21H + νe 1, 442 1, 43 · 10−2
hep 32He + p → 4
2He + e+ + νe ≤ 18, 773 1, 23 · 10−7
7Be 74Be + e− → 7
3Li + νe 0, 862 u. 0, 384 0, 498B 8
5B → 84Be + e+ + νe ≤ 14, 6 5, 7 · 10−4
13N 137N → 13
6C + e+ + νe ≤ 1, 199 4, 9 · 10−2
15O 158O → 15
7N + e+ + νe ≤ 1, 732 4, 3 · 10−2
17F 179F → 17
8O + e+ + νe ≤ 1, 740 5, 4 · 10−4
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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Standard-SonnenmodellFusionsprozessesolares Neutrinospektrum
Spektrum
Nach: Bahcall (2005)
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Inhalt
1 Neutrinoentstehung
2 Nachweis solarer NeutrinosRadiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
3 Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−
Y = NT ∑i∫
φi(Eν)σ(Eν)dEν
νe-Einfangrate: R = YNT
= ∑i φiσi
Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−
Y = NT ∑i∫
φi(Eν)σ(Eν)dEν
νe-Einfangrate: R = YNT
= ∑i φiσi
Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−
Y = NT ∑i∫
φi(Eν)σ(Eν)dEν
νe-Einfangrate: R = YNT
= ∑i φiσi
Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung der Rate R einer ν-Einfangreaktion:νe + B(Z)→ C(Z + 1) + e−
Y = NT ∑i∫
φi(Eν)σ(Eν)dEν
νe-Einfangrate: R = YNT
= ∑i φiσi
Einheit: Solar Neutrino Units (SNU)[R] = 1 SNU = 10−36 νe-Einfänge pro sec pro Targetatom
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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung von R
Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität
Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ
(1− e−t/τ
)N(∞) = Yτ
Chemische Extraktion der Tochterkerne C
Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe
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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung von R
Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität
Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ
(1− e−t/τ
)N(∞) = Yτ
Chemische Extraktion der Tochterkerne C
Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe
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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung von R
Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität
Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ
(1− e−t/τ
)N(∞) = Yτ
Chemische Extraktion der Tochterkerne C
Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe
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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung von R
Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität
Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ
(1− e−t/τ
)N(∞) = Yτ
Chemische Extraktion der Tochterkerne C
Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe
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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung von R
Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität
Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ
(1− e−t/τ
)N(∞) = Yτ
Chemische Extraktion der Tochterkerne C
Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung von R
Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität
Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ
(1− e−t/τ
)N(∞) = Yτ
Chemische Extraktion der Tochterkerne C
Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung von R
Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität
Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ
(1− e−t/τ
)N(∞) = Yτ
Chemische Extraktion der Tochterkerne C
Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Messung von R
Detektor-Taget:große Anzahl von Target-KernenAbgeschirmt von kosmischer Strahlung→ UntergrundlaborAbschirmung gegen Umgebungsradioaktivität
Exposition bis Gleichgewicht zwischen Erzeugung und Zerfallder Tochterkerne erreichtN(t) = Yτ
(1− e−t/τ
)N(∞) = Yτ
Chemische Extraktion der Tochterkerne C
Anzahl der Tochterkerne wird über ihre Radioaktivitätbestimmt: C(Z + 1) + e− → B(Z) + νe
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NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Radiochemische Experimente
Anforderungen für Nachweisreaktionen
Möglichst tiefe Reaktionsenergieschwelle
Lebensdauer des Tochterkerns muss günstig sein
Einfangswirkungsquerschnitt möglichst genau bekannt
Vorteile
relativ niedrige Energieschwelle möglich
Nachteile
Es wird nur eine integrales Signal gemessen
einzelne Zweige der Fusionskette ununterscheidbar
keine einzelnen Richtungen / Energien bestimmbar
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Das Homestake Experiment
In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um
Raymond Davis gemessen.
615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome
Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−
Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B
Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Nobelpreis für Physik 2002
SensitivitätBau des Tankes
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Das Homestake Experiment
In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um
Raymond Davis gemessen.
615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome
Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−
Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B
Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU
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Nobelpreis für Physik 2002
Sensitivität
Bau des Tankes
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Das Homestake Experiment
In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um
Raymond Davis gemessen.
615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome
Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−
Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B
Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU
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Nobelpreis für Physik 2002
SensitivitätBau des Tankes
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Das Homestake Experiment
In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um
Raymond Davis gemessen.
615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome
Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−
Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B
Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU
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Nobelpreis für Physik 2002
SensitivitätBau des Tankes
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Das Homestake Experiment
In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um
Raymond Davis gemessen.
615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome
Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−
Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B
Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU
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Nobelpreis für Physik 2002
SensitivitätBau des Tankes
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Das Homestake Experiment
In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um
Raymond Davis gemessen.
615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome
Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−
Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B
Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU
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Nobelpreis für Physik 2002
Sensitivität
Bau des Tankes
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Das Homestake Experiment
In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um
Raymond Davis gemessen.
615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome
Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−
Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B
Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU
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Nobelpreis für Physik 2002
SensitivitätBau des Tankes
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Das Homestake Experiment
In der Homestakemine 1480m (4100 mwe) unter der Erdewurde ab 1970 der solare Neutrinofluss von einer Gruppe um
Raymond Davis gemessen.
615 t Perchloräthylen C2Cl4 → 2, 2 · 1030Targetatome
Einfangreaktion: νe + 37Cl→ 37Ar + e−
Energieschwelle: 814 keV→ nur sensitiv auf 7Be und 8B
Ergebnis: Yexp = (0, 482± 0, 042) d−1 (Atome pro Tag)⇒ Rexp = (2, 56± 0, 22) SNU
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Nobelpreis für Physik 2002
SensitivitätBau des Tankes
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
GALLEX/GNO (Gran Sasso)
seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome
Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−
Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt
Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SensitivitätGALLEX
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
GALLEX/GNO (Gran Sasso)
seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome
Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−
Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt
Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Sensitivität
GALLEX
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
GALLEX/GNO (Gran Sasso)
seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome
Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−
Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt
Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SensitivitätGALLEX
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
GALLEX/GNO (Gran Sasso)
seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome
Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−
Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt
Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SensitivitätGALLEX
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
GALLEX/GNO (Gran Sasso)
seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome
Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−
Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt
Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Sensitivität
GALLEX
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
GALLEX/GNO (Gran Sasso)
seit 1991, 3500 mwe 30,3 t Gallium in GaCl3-HCl Lösung→ 1, 03 · 1029Ga71 Targetatome
Einfangreaktion: νe + 71Ga→ 71Ge + e−
Energieschwelle: 233 keVsensitiv auf pp-ν→ φ(νpp) gut bekannt
Ergebnis: Rexp = (69, 7± 8, 1) SNUpp-Nachgewiesen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SensitivitätGALLEX
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung einzelner Neutrinoereignisse:
Energie→ Spektrum
Zeitpunkt der Reaktion
Richtung des ν
Methoden
Elastische Neutrino-Elektron-Streuung
Neutrino-Deuteron-Reaktionen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung einzelner Neutrinoereignisse:
Energie→ Spektrum
Zeitpunkt der Reaktion
Richtung des ν
Methoden
Elastische Neutrino-Elektron-Streuung
Neutrino-Deuteron-Reaktionen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung einzelner Neutrinoereignisse:
Energie→ Spektrum
Zeitpunkt der Reaktion
Richtung des ν
Methoden
Elastische Neutrino-Elektron-Streuung
Neutrino-Deuteron-Reaktionen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung einzelner Neutrinoereignisse:
Energie→ Spektrum
Zeitpunkt der Reaktion
Richtung des ν
Methoden
Elastische Neutrino-Elektron-Streuung
Neutrino-Deuteron-Reaktionen
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung elastischer ν− e-Streuung
νX + e− → νX + e−
Messung des gestreuten e−
Cherenkov-DetektorSzintillatoren
Vorteile
e− wird stark vorwärts gestreut→ Richtung des Neutrino bestimmbar (bei Cheren.-Det.)
Eν aus Ee− bestimmbar (beschränkt durch Streuung)
Nachteile
Kleiner Wirkungsquerschnitt und σ(νe) ≈ 16 σ(νµ,τ)
Neutrinoereignisse wenig signifikant
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Cherenkov-Licht
Geladenes Teilchen mit v > cmed strahlt Lichtkegel ab
Öffnungswinkel: sin α = 1nβ
Intensität des Ringes→ Energie des Teilchens
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
SensitivitätSupkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
SensitivitätSupkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
Sensitivität
Supkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
SensitivitätSupkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
Sensitivität
Supkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
SensitivitätSupkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
SensitivitätSupkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
SensitivitätSupkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
SensitivitätSupkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Kamiokande und Superkamiokande
Bei Kamioka (Japan), 2500 mwe, 1982 erbaut um Protonzerfall zumessen.
3000 Tonnen hochreines Wasser und 948 Photomultiplier
Seit 1996 Superkamiokande in Betrieb50.000 Tonnen hochreines Wasser und 11.200 Photomultiplier
Energieschwelle: ∼ 5 MeV / 7, 5 MeV (Durch Untergrund Begrenzt)→ sensitiv auf hochenergetische 8B
Ergebnisse
Peak bei θSUN = 0◦ → Neutrinos stammen von der Sonne
Energieverteilung entspricht SSM-Vorhersagen
Fluss: φexp = (2, 82± 0, 37) · 106 cm−2sec−1
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Winkelverteilung
SensitivitätSupkerkamiokande
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Borexino (Gran Sasso)
Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung
innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier
Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos
hohe radioaktive Reinheit notwendig
Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν
isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar
Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1
d·100 ton
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Borexino (Gran Sasso)
Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung
innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier
Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos
hohe radioaktive Reinheit notwendig
Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν
isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar
Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1
d·100 ton
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Sensitivität
Borexino Prototypdetektor (CTF)
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Borexino (Gran Sasso)
Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung
innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier
Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos
hohe radioaktive Reinheit notwendig
Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν
isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar
Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1
d·100 ton
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Borexino (Gran Sasso)
Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung
innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier
Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos
hohe radioaktive Reinheit notwendig
Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν
isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar
Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1
d·100 ton
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Sensitivität
Borexino Prototypdetektor (CTF)
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Borexino (Gran Sasso)
Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung
innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier
Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos
hohe radioaktive Reinheit notwendig
Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν
isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar
Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1
d·100 ton
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Borexino (Gran Sasso)
Seit 16. Mai 2007300 t organischer Flüssigszintillator,in 3500 t Reinstwasser-Abschirmung
innere 100t für Auswertung genutzt mit 2212 Photomultiplier
Energieschwelle: > 2 keV→ Vor allem monoenergetische 7Be -Neutrinos
hohe radioaktive Reinheit notwendig
Szintillationslicht: 100 mal mehr Photonen als bei Cherenkov-LichtPulshöhe des Signals→ Eν
isotrope Lichtausbreitung→ Richtung nicht messbar
Ergebniss: 7Be gemessen: 47± 7stat ± 12sys1
d·100 ton
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SensitivitätBorexino Prototypdetektor (CTF)
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Realzeitexperimente
Messung Neutrino-Deuteron-Reaktionen
CC: νe + 2H→ e− + 2pEe messen→ Eν bestimmbarNachweisschwelle ∼ 5 MeV
NC: νX + 2H→ νX + p + nNachweis des n-Einfang durch γ EmissionEnergieschwelle: 2,226 MeV
Vorteile
NC sensitiv auf alle Neutrinoflavours
CC misst nur νe
Nachteile
ν-Richtung nur schwach mit e−-Richtung korreliert
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
FlussSensitivitätSNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
FlussSensitivität
SNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
FlussSensitivitätSNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Fluss
Sensitivität
SNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
FlussSensitivitätSNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
FlussSensitivitätSNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
FlussSensitivitätSNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
FlussSensitivitätSNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Radiochemische ExperimenteRealzeitexperimente
Sudbury Neutrino Observatory (Kanada)
Seit 1999, 2000m (6010 mwe) unter der Erde1000 t schweres Wasser in Abschirmtank mit Wasser
9600 Photomultiplier Cherenkov-Detektor
Energieschwellen:CC: 8,2 MeV NC: 2,2 MeV ES: 7,0 MeV
→ sensitiv auf 8B
Ergebnisse
Energieverteilung der Sonnenneutrinos
Richtungsverteilung der Sonnenneutrinos
Totale Fluss (NC) in guter Übereinstimmung mit dem SSM.
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Fluss
SensitivitätSNO
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Inhalt
1 Neutrinoentstehung
2 Nachweis solarer Neutrinos
3 Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Resultate
Experiment Messung MessungSSM
Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%
GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%
SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%
SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche?
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Resultate
Experiment Messung MessungSSM
Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%
GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%
SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%
SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche?
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Resultate
Experiment Messung MessungSSM
Homestake 2, 56± 0, 22 SNU (33± 6)%
GALLEX 77, 5± 6, 2 SNU (60± 7)%
SAGE 69± 12 SNU (52± 7)%
SuperK 2, 80± 0, 37 · 106cm−2s−1 (46, 5± 0, 5)%
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche?
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SSM-Variationen
SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)
Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht
Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SSM-Variationen
SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)
Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht
Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SSM-Variationen
SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)
Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht
Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SSM-Variationen
SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)
Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht
Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SSM-Variationen
SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)
Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht
Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
SSM-Variationen
SSM bereits helioseismologisch bestätigt (SOHO-Satellit)
Andere Modelle mit kleinerem Tc lösen Neutrinoproblem nicht
Variation der Wirkungsquerschnitteoder chem. Zusammensetzung nicht ausreichend
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM?
Neutrinophysik falsch?
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Mit Neutrino-Oszillationen
φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%
φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM
Neutrinophysik falsch?
→ Oszillationen
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Mit Neutrino-Oszillationen
φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%
φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM
Neutrinophysik falsch?
→ Oszillationen
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Mit Neutrino-Oszillationen
φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%
φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM
Neutrinophysik falsch?
→ Oszillationen
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vergleich: Messungen - Theorie
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
Mit Neutrino-Oszillationen
φSSM(8B)φexp(8B) = 1, 09 ∆φSSM = 16% ∆φexp = 9%
φSSM(pp)φexp(pp) = 0, 99 ∆φSSM = 1% ∆φexp = 2%
Solares Neutrinoproblem:
Fehlerhafte Versuche
Fehlerhaftes SSM
Neutrinophysik
falsch?
→ Oszillationen
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Vielen Dank für die Aufmerksamkeit.
Fragen ???
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Literatur
Schmitz, N. Neutrinophysik. Stuttgart: Teubner (1997)
Unsödel, A. Der neue Kosmos. Berlin: Springer (2007)7
J. N. Bahcall, A. M. Serenelli, astro-ph/0412440 (2005)
The SNO Collaboration, Phys. Rev. C 72, 055502 (2005)
Borexino Collaboration, First real time detection of Be7 solarneutrinos by Borexino, arXiv:0708.2251v2 (2007)
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie
NeutrinoentstehungNachweis solarer Neutrinos
Vergleich: Messungen - Theorie
Bildnachweis
http://www.bnl.gov/bnlweb/raydavis/images/hires/1-390-66.jpg
http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/2002/index.html
http://www.mpi-hd.mpg.de/nuastro/gallex/gallextank.jpg
http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/gallery/high/sk_01h.jpg
http://borex.lngs.infn.it/pictures/CTF/
http://www.ps.uci.edu/t̃omba/sk/tscan/solar/
http://www.ps.uci.edu/t̃omba/sk/tscan/compare_mu_e/
http://antwrp.gsfc.nasa.gov/apod/image/9906/sudbury_sno_big.jpg
http://www.mps.mpg.de/images/publikationen/ExpoStand/ExpoWeb/Sonne-F1/sld001.htm
Super-kamiokande Collaboration, The First results from Super-Kamiokande,
Figure 2
Richard Sturm, TU München Solare Neutrinospektroskopie