JUNO
Inhalt
- Das JUNO Experiment
- Physikalisches Programm
- Massenordnung der Neutrinos
- Beitrag der Uni Hamburg
- Deutsche Beteiligung
Das JUNO-Experiment
Bei JUNO handelt es sich um eine internationale Kollaboration von mehreren hundert Physikern mit Schwerpunkt in China und signifikanter europäischer Beteiligung. Der Name JUNO steht für Jiangmen Underground Neutrino Observatory, wobei Jiangmen den Standort in China bezeichnet an dem das Experiment gebaut wird.
Kernstück des Projekts ist ein sphärischen 20kton schweren Flüssigszintillations-Detektor, der im Jahr 2020 fertiggestellt werden soll und etwa 20 mal so gross sein wird, wie bisherige Detektoren seiner Art. Instrumentiert wird er von ca. 18000 PMTs mit einem Durchmesser von 20". Zusammen mit einem besonders leistungsfähigen Szintillator, soll dies eine bei diesem Detektortyp bisher nie dagewesene Energieauflösung von 3% bei 1MeV garantieren. Umgeben wird dieser Detektor von einem Wasser-Cherenkov-Veto mit etwa 2000 PMTs, das eine Identifizierung von Teilchen aus der kosmischen Strahlung möglich machen soll, die andernfalls einen Untergrund für das eigentlich Experiment darstellen würden. Um diese Untergrundquelle von vornherein so gering wie möglich zu halten wird derzeit ausserdem ein Untergrundlabor mit einer Überdekung von 700 m Gestein gebaut, dass den JUNO-Detektor beherbergen wird.
Hauptziel dieses Projektes ist die Bestimmung der Massenordnung der Neutrinos mit Hilfe von Reaktorneutrinos. Dazu wurde der Standort des neuen Untergrundlabors so gewählt, dass er in gleicher Entfernung von zwei sehr leistungsstarken Reaktorkomplexen liegt. Die Distanze von 53 km wurde dabei so festgelegt, dass der zu erwartenen Oszillations-Effekt der Neutrinos in Hinblick auf die solaren Oszillationparameter maximal wird. Dies wird es ermöglichen diese Paramter mit einer Präzision von unter 1% zu vermessen und maximiert die Sensitivität des Experiments auf die Massenordnung. Darüber hinaus eignet sich der Detektor auch hervorragend für die Beobachtung von Neutrinos aus astrophysikalischen Quellen. Weitere Details zum physikalischen Programm finden sich hier.
Physikalisches Programm
Bestimmung der Massenordnung der Neutrinos
Die oszillationsbedingte Überlebenswahrscheinlichkeit für die Elektron-Anti-Neutrinos bei den für JUNO relevantem Verhältnis von L/E ist nährungsweise gegeben durch:
Der erste Teile P21 ist dominant und beschreibt eine Oszillation die nur von den solaren Oszillationparamtern regiert wird. Das Resultat ist als durchgezogene schwarze Linie im unten abgebildeten oszillierten Spektrum der Reaktorneutrinos bei JUNO zu erkennen. Die nächsten beiden Terme haben nur leicht unterschiedliche Amplituden und sind entsprechend nicht klar voneinander zu trennen, sondern inteferieren miteinander. Da P31 von Delta m231 und P32 von Delta m232 abhängt, unterscheiden sich aber die Oszillationsfrequenzen. Welche von beiden Frequenzen höher ist, hängt wiederum von der Massenordnung ab. Daraus resultiert das subdominante feine Oszillationsmuster, das unten im Spektrum als blaue bzw. rote Line zu sehen ist, wobei der Farbkode die unterschiedlichen Massenordnungen anzeigt - blau für die Normale Massenordnung und rot für Inversie Massenordnung.
Um diese subdominante Struktur auflösen und somit zwischen den beiden möglichen Massenordnungen unterscheiden zu können, ist eine besonders gute Energieauflösung bei der Detektion der Neutrinos nötig. Mit der von JUNO angestrebten Energieauflösung von 3% bei 1 Mev Neutrinoenergie wird dafür einer Signifikanz von 3 bis 4 Sigma erwartet.
Präzisionsmessung der solaren Ozsillationsparameter
Durch die hohe Statistik und die ausgewöhnlich gute Energieauflösung die beim JUNO Detektor angestrebt wird, wird es möglich sein das Oszillationspektrum mit einer bisher nicht dagewesenen Präzision vermessen zu können. Dies erlaubt es die für JUNO relevanten Oszillationparameter Delta m212, Delta m223 und sin2(Theta12) mit einem relativen Fehler von weniger als 1% zu messen, was die Genauigkeit bisheriger Messung teilweise um eine Größenordnung übertrifft (siehe unten stehende Tabelle). Dies ist von besondere Bedeutung für zukünftige andere Oszillationsexperimente zur Suche nach der CP-verletzenden Phase, da diese die solaren Mischungsparameter nicht selber messen können, deren genaue Kenntnis sich aber auf die Interpretation dieser Experimente auswirkt.
| Oszillationsparameter | Derzeitiger Präzision | JUNO |
| Delta m212 | 3% | 0,6% |
| Delta m223 | 5% | 0,6% |
| sin2(Theta12) | 6% | 0,7% |
Geo-Neutrinos
Ein ungelöstes Problem der Geophysik ist die Frage danach wie genau die Wärme produziert wird, die die Erde abgibt. Zur Lösung dieser Frage ist es nötig, die Verteilung, Menge und Isotopenhäufigkeit von natürlichen Radioisotopen im Erdinneren abschätzen zu können, da deren Zerfallsenergie zum Wärmehaushalt der Erde beiträgt. Erste Nachweise von Geo-Neutrinos gelangen bereits den Experimenten KamLAND und Borexino. Mit einem relativen Fehler von 25-30% auf die Gesamtmenge der Geoneutrinos reichen diese Messungen aber bisher nicht aus um zwischen den wichtigsten geophysikalischen Modellen für die Geoneutrinos unterscheiden zu können. JUNO wird hier mit einem erwarteten Fehler von etwa 17% zum einem besseren Verständnis beitragen. Darüber hinaus befindet sich der JUNO-Detektor in einem völlig anderem geologischem Umfeld als die anderen beiden Experimente, so dass in jedem Fall wertvolle Informationen über die Verteilung der Radioisotope in Abhängigkeit von der umgebenen Geologie gewonnen werden. Ausserdem wird angestrebt das Verhältnis von Geoneutrinos die von Isotopen der Uran-Reihe stammen zu denen die von der Thorium-Reihe stammen zu bestimmen. Dank der hohen Anzahl von Geoneutrinos im Vergleich zu den bisherigen Experimenten könnte es zudem möglich sein zu unterscheiden welcher Anteil der Neutrinos aus der Kruste und welcher aus dem Mantel der Erde stammt. All dies wäurde helfen geologische Modelle der Erde zu verbessern, zumal Neutrinos eine einzigartige Möglichkeite darstellen in tifere Schichten der Erde zu schauen.
Supernova-Neutrinos
Massive Sterne beenden Ihren Lebensyklus, nachdem sie den Brennstoff im Kern durch eine Kette von Fusionsprozessen bis hin zu Eisen verbraucht haben, durch einen gravitativen Kollaps, der zu einer Supernova führt. Bei dieser Form der Supernova werden 99% der freiwerdenen Energie in Form von Neutrinos abgestrahlt. Dabei tragen diese Neutrinos nach heutiger Ansicht auch massgeblich zum Verlauf und erfolgreichen Explodieren einer Supernova bei, idem sie z.B. Energie vom Inneren des Kerns nach aussen tragen und so dort für eine Erwärmung sorgen.
Statistisch gesehen findet solch ein Ereignis alle paar Jahrzehnte innerhalb unserer Galaxie statt. Das heißt es handelt es sich um ein Ereignis das etwa einmal im Leben beobachtbar ist. Der mittlere erwartete Abstand für so eine galaktische Supernova zur Erde ist 10kpc. Für eine Supernova mit diesem Abstand würden im JUNO-Detektor etwa 5000 Neutrinoereignisse innerhalb weniger Sekunden registriert werden. Aus dem zeitlichen Verlauf dieses Neutrinosburst, dem Energiespektrum und der Flavour-Zusammensetzung des Neutrinosflusses lassen sich dann wertvolle Rückschlüsse auf die Supernova-Mechanismen und die Entstehung von schweren Elementen während einer Supernova ziehen. Darüber hinaus sind ebenfalls Informationen über die Eigenschaften der Neutrinos selbst enthalten, dies schließt unter anderem die Massenordnung, die magnetischen Eigenschaften der Neutrinos und die Suche nach neuer Physik mit ein.
Besondere Anforderungen an DAQ.
Der diffuse Supernova Neutrino Hintergrund
Der kombinierte Neutrinofluss aller bisherigen Supernovas nennt man den diffusion Supernova Untergrund. In ihm kodiert sind Informationen über die Sternenentstehungsrate, das durchschnittliche Neutrinospektrum einer Supernova und die Rate der nicht vollständig gezündeten Supernovas. Der primäre Nachweiskkanal ist der Inverse-Beta-Zerfall von Elektron-Anti-Neutrinos. Die in JUNO erwarteten Spektren sind in der untenstehenden Abbildung zu sehen, die aus arXiv:1507.05613 stammen. Das obere zeigt die Erwartung ohne Pulsformanalyse und das untere Seite die nachdem der Untergrund mittels Pulsformanalysen reduzierte wurde. Die rote Line zeigt den derzeitige theoretischen Fluss für eine durchschnittliche Neutrinoenergie von 15MeV.
Solare Neutrinos
Einer der wichtigsten Schritte zur Entdeckung der Neutrinooszillation war zweifelsfrei die Lösung des solaren Neutrinorätzels durch das Experiment SNO. Hier konnte gezeigt werden, dass der gemessene Neutrinofluss von der Sonne mit den theoretischen Vorhersagen übereinstimmt, wenn man alle Neutrinoarten betrachtet, dass es aber ein Defizit gibt, wenn man nur Elektronneutrinos betrachtet (Nobelpreis 2015). Inzwischen konnte der Borexino-detektor weite Teile des solaren Neutrinospektrums (siehe nächste Abbildung unten) vermessen und dadurch sowohl die Neutrino-Oszillationen der Sonnenneutrinos und das Standardmodel der Sonne bestätigen. Zwei besonders wichtige Fragestellungen sind aber noch offen.
Zum einen ist es bisher nicht gelungen den Fluss der sogenannten CNO-Neutrinos nachzuweisen. Eine Messung des Flusses dieser spektralen Komponente mit einer Genauigkeit von 10% wäre aber nötig, um die Metallizität der Sonne mittels Neutrinos zu vermessen. Dies würde einen entscheidenen Beitrag zum Verständnis von Sternen beitragen, da die Ergebnisse bisherige astrophysikalischer Methoden sich hier unterscheiden.
Zum anderen hat man für Sonnenneutrinos bisher die Oszillationswahrscheinlichkeit bei Neutrinoenergien unter 1MeV bestimmen können, wo die Ergebnisse konsistent mit Neutrinooszillation im Vakuum sind. Und man hat dies auch für Energien oberhalb von 3MeV messen können, wo die Ergebnisse konsistent mit durch den MSW-Effekt dominierte Neutrinooszillation sind. Zwischen diesen beiden Energiebereichen erwartet man einen kontinuierilchen Übergang der Oszillationswahrscheinlichkeit, dessen Form charakteristisch für den MSW-Effekt sein sollte. Messung des 8B-Neutrinospektrums in diesem Energiebereich könnten also die Frage nach der Richtigkeit des MSW-Effekts klären.
Beide Messungen sind im Prinzip von JUNO angestrebt. Durch die Optimierung des Experiments auf Reaktorneutrinos und die vergleichsweise geringe Überdeckung, wird das solare Neutrinospektrum aber stark von Untergrundsignalen überdeckt sein. Aus diesem Grund sind eine genaue Kenntnis des Untergundes bzw. Techniken zu seiner Reduktion nötig. Zum einen betrifft dies Verunreinigungen des Detektors durch Radionuklide und zum anderen kosmogene Radionuklide.
Atmosphärische Neutrinos
Atmoshärische Neutrinos, also solche die durch leptonische Zerfälle von Teilchen der kosmischen Strahlung entstehen, haben ebenso wie Neutrinos von der Sonne eine prominente Rolle bei der Entdeckung der Neutrinooszillation gespielt. So wurde mit dem Super-Kamiokande Detektor beobachtet, dass das Verhältnis der atmospährischen Elektron- und Muon-neutrinos von der Distanz abhängt, die sie nach Ihrer Entstehung in der Atmosphäre in der Erde zurücklegen bevor sie den Detektor erreichen. Dies lässt sich durch Neutrinooszillationen erklären. Durch die lange Flugstrecke durch die Erde hat hier der Materieeffekt einen messbaren Einfluss auf die beobachteten Oszillationswahrscheinlichkeiten. Aus diesem Grund ist es möglich mit einem genügend grossen Detektor, der zudem über gute Winkel- und Energieauflösung verfügt die Massenordnung der Neutrinos mittels atmosphärischer Neutrinos zu bestimmen. Dieses Konzept verfolgen z.B. PINGU und Orca.
Prinzipiell ist auch JUNO für diese Messung geeignet. Aufgrund der verhältnismäßig kleinen Masse des JUNO-Detetektors (im Vergleich zu PINGU und Orca) wird für diese Messung bei JUNO allerdings nur eine geringe Signifikanz von etwa 1 Sigma erwartet. Durch die Komplementarität dieser Methode zur Bestimmung der Massenordnung mit Reaktorneutrinos, hat sie aber ein hohes Potential die Gesamtsignifikanz des JUNO-Experiments auf die Massenordnung maßgeblich zu verbessern (vergl. arXiv:1306.3988). Ausserdem würde sich das Potential in JUNO Informationen aus den atmospärischen Neutrinos zu gewinnen deutlich erhöhen, wenn es mit modernen Rekonstruktionsmethoden (s.u.) gelänge die Ladung von gestoppten Muonen in Flüssigszintillator zu ermitteln
Protonzerfall
Um die beobachtete Asymmetrie ywischen Materie und Anti-Materie in unserem Universum erklären zu können, muss die Erhaltung der Baryonenzahl verletzt sein. Deshalb ist in vielen "Grand Unification Theories" (GUTs) die Baryonenzahl - im Gegensatz zum Standardmodell - nur nährungsweise erhalten, so dass diese Theorien Vorhersagen über die Lebensdauer des Protons machen. Somit bietet die Untersuchung des Protonszerfalls eine Möglichkeit sowohl GUTs einem experimentellen Test zu unterziehen als auch der Lösung der Baryonasymmetrie einen Schritt näher zu kommen.
Aus diesem Grund wurden schon eine ganze Reihe von Experimenten eigens zur Suche nach dem Protonenzerfall gebaut. Das bekannteste unter ihnen ist Superkamionkande, welches durch seine Rolle in der Neutrinophysik Berühmtheit erlangte. Einer der beiden meistuntersuchten Zerfallsmoden ist der Zerfall in eine K+ und ein Anti-neutrino. Da das Kaon in diesem Fall unter der Cherenkov-schwelle in Wasser bleibt, wird sein Nachweis in Wasser-Cherenkov-Detektoren behindert. Dies gilt nicht für Flüssigszintillations-Detektoren, so dass für JUNO eine Sensitivitätgrenze auf die Halbwertzeit des Protons in diesem Kanal von 1,9 1034 Jahren gerechnet wird. Dies ist um einen Faktor drei besser als das derzeitige weltbeste Limit von Superkamiokande und nährt sich dem für viele GUTs interessanten Bereich.
Neue Physik
Zu diesem Themenbereich gehört bei JUNO die Suche nach Neutrinos, die aus Annihilationsprozessen von Dunkler Materie in der Sonne stammen können. Darüberhinaus kann man das Spektrum der Reaktorneutrinos dazu nutzen nach Abweichungen von den Vorhersagen für Neutrinooszillationen mit drei Neutrinoarten zu suchen. Auf diese Art lassen sich Aussagen über eine mögliche Nicht-Unitarität der leptonischen Mischungsmatrix, Nicht-Standard-Wechselwirkungen und eine mögliche Verletzung der Lorenzinvarianz treffen.
Beitrag der Uni Hamburg
Dreidimensionale topologische Rekonstruktion in Flüssigszintillator
Im Rahmen der Beteiligung der Forschungsgruppe an der LENA-Arbeitsgruppe wurde hier eine neuartige Methode entwickelt dreidimensionale Informationen über Teilchenspuren in homogenen großvolumigen Detektoren zu gewinnen. Diese erlaubt es erstmalig unabhängig von einer Hypothese jedwege Topologie zu untersuchen und darüber hinaus auch Informationen über den Energieverlust innerhalb der Topologie zu erhalten. Aufgrund ihres potentiell sehr breiten Anwendungsfeldes wurde dazu eine weitgehend detektorunabhängiges Software entwickelt. Da die Methode allerdings extrem rechenintensive ist, besteht ein wesentlicher Teil der Arbeit auch darin, sie zu beschleunigen ohne dabei an Robustheit zu verlieren. Eine möglicher Weg hierzu wäre die Nutzung von GPUs.
Für das JUNO-Experiment konzentrieren wir uns dabei auf zwei Aufgabenfelder:
3D-Rekonstruktion für hochenergetischer (GeV-Bereich) Ereignisse
Hierbei geht es zunächst vor allem um die Unterdrückung von Muoniduziertem Untergrund. Aufgrund der vergleichweise geringen Überdeckung des JUNO-Experiments und seiner Größe, stellen die kosmogenen Isotope 9Li und 8He den wichtigsten Untergrund in JUNO dar. Ohne eine geeignete Veto-Strategie wäre dieser Untergund von derselben Größenordnung ie das Signal durch Reaktorneutrinos. Die Rate der komischen Muonen ist allerdings so hoch, dass man nicht einfach nach jedem durchgehenden Muon den Detektor für kurze Zeit für den Nachweis von Reaktorneutrinos sperren kann. In diesem Fall hätte man keine Messzeit mehr übrig. Stattdessen müssen die Spuren der Muonen im Detektor rekonstruiert werden, damit nur ein kleines Volumen um diese Spuren von der Analyse ausgenommen werden kann. Eine besondere Schwierigkeit stellen dabei schauernde Muonen und Muonbündel dar, die mit herkömlichen Methoden bisher gar nicht rekonstruiert werden können. Sie allein würden dafür sorgen. dass man 10-20% der Daten nicht nutzen könnte, sollte ihre Rekonstruktion nicht gelingen. Darüber hinaus besteht die Hoffnung den Entstehungsort gefährlicher Isotope mittels der Informationen über die Energiedeposition entlang der Spur (siehe unten stehende Abbildung) genauer verorten zu können, um so diesen Untergund weiter reduzieren und besser studieren zu können. Langfristig stellt sich ausserdem die Frage, ob auch kompliziertere Toplogien auflösbar sind, was das Physikpotential dieses Detektortyps weiter erhöhen würde.
3D-Rekonstruktion für niederenergetischer (MeV-Bereich) Ereignisse
Prinzipiell kann man bei niedrigenergetischen Ereignissen dieselben Methoden verwenden, die auch bei höheren Energien Anwendung finden. Durch die geringere Anzahl der beteiligten Signale, können hier jedoch leichter Fluktuationen auftreten, die von den Rekonstruktionalgorithmen fehlinterpretiert werden. Insofern liegt hier ein besonderes Augenmerk auf der Robustheit des Algorithmuses. Ausserdem bleiben vermutlich die meisten Details von Ereignissen mit wenigen MeV unterhalb der Auflösungsgrenze des Detektors, so dass man nicht dieselben Analysemethoden auf seine dreidimensionale Topologie anwenden kann, wie bei ausgedehnten Spuren. Trotzdem hat sich gezeigt, dass topologische Methoden geeignet sind, wichtige Aussagen über eine Ereignis zu treffen. So kann man anhand der Stärke der rekonstruierten Lichtmenge am Vertex z.B. zwischen Elektronen und Positronen unterscheiden, da die Annihilation-Photonen der Positronen Signale erzeugen, die snicht so stark zur dem Vertex zugeordneten Lichtmenge beitragen (vergl. Bild unten). Dies hilft bei der Unterdrückung des Untergrundes durch Kosmogene und kann zu dessen besseren Verständnis beitragen. Ausserdem liefert die Rekonstruktion hier, mit der Vertex-Position und der rekonstruierten Gesamtenergie, wichtige Grössen, die für die Hauptanalyse von JUNO bzgl. der Massenordnung entscheidend sind. Da wir gerade erst begonnen haben Erfahrungen mit dieser Art von Ereignissen zu sammeln, ist noch nicht absehbar wie weit sich noch andere nützliche Informationen aus den gewonnenen 3D-Darstellungen ziehen lassen. Besonders interessant wären z.B. Flugrichtungen von Elektronen und die Ladung von gestoppten Muonen. Erstere könnte helfen Supernovas zu lokalisieren und letztere würden eventuell einen Weg zur Messung der CP-verletztenden Phase mittels Fluessigszintillationsdetektoren weisen.
Automatisierter PMT-Testaufbau
Aufgrund der angestrebten langen Lebensdauer des JUNO Experiments und der Empfindlichkeit der Sensitivität auf die Lichtmenge die pro Ereignis zur Auswertung zur Verfügung steht, gelten für die PMTs von JUNO besondere Qualitätsanforderungen. Deshalb soll jeder der etwa 20000 benötigten PMTs zweimal geprüft werden, bevor er in den Detektor eingebaut werden kann. Einmal als Eingangskontrolle und später, um eine Datenbank anzulegen, die bei der Bewertung der einzelnen Sensoren und der Kalibrierung des Detektors helfen soll. Dazu plant die Forschungsgruppe Neutrinophysik zusammen mit der Universität Tübingen ein automatisiertes Messsystem, dass in der Lage sein soll sämtliche 20" PMTs von JUNO innerhalb eines Jahres zu testen. Dieses Testsystem soll aus vier Containern bestehen, die jeweils ca 40 PMTs gleichzeitig testen sollen. Parallel zum Aufbau dieser Messcontainer muss die Auswertesoftware vorbereitet und eine Datenbank bereitgestellt werden.
Deutsche Beteiligung
Die deutsche Beteiligung am JUNO-Experiment wird im Rahmen einer DFG-Forschungsgruppe organisiert, die Anfang 2016 genehmigt wurde. An der Forschungsgruppe beteiligt sind:
- RWTH Aachen
- U. Hamburg
- FY Jülich
- JGU Mainz
- TU München
- U. Tübingen
Darüber hinaus ist die Organisation der europäischen Zusammenarbeit im Rahmen eines „Innovative Training Networks (ITN)“ der EU in Planung.