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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Crab Nebula
Georg Raffelt
Max-Planck-Institut für Physik, München
Das Universum im Licht der Neutrinos
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Crab Nebula – Remnant of SN 1054 Krebsnebel Überrest der historischen Supernova 1054 AD
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The Crab Pulsar Crab Nebula
Chandra Röntgen Bilder
Krebspulsar
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The Crab Pulsar Crab Nebula Supernova Explosionen sind
die stärksten kosmischen Neutrinoquellen
Aber was sind eigentlich
Neutrinos?
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Paulis Erklärung des Beta-Spektrums (1930)
Spe
ktru
m
Beta (Elektron) Energie
Niels Bohr:
Energie in der Quanten-Welt nicht erhalten?
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Paulis Erklärung des Beta-Spektrums (1930)
Spe
ktru
m
Beta (Elektron) Energie
Niels Bohr:
Energie in der Quanten-Welt nicht erhalten?
„Neutron” (1930)
Wolfgang Pauli (1900–1958) Nobelpreis 1945
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Paulis Erklärung des Beta-Spektrums (1930)
Spe
ktru
m
Beta (Elektron) Energie
Niels Bohr:
Energie in der Quanten-Welt nicht erhalten?
„Neutron” (1930)
Wolfgang Pauli (1900–1958) Nobelpreis 1945
„Neutron” (1930)
„Neutrino” (E. Amaldi)
Entdeckung des Neutrons 1932 (J. Chadwick)
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Neutrino Carabiner Benannt nach einem sub-atomaren Teilchen mit fast verschwindender Masse …
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Neutrino Carabiner Benannt nach einem sub-atomaren Teilchen mit fast verschwindender Masse …
Griechisch „Nü”
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Neutrino Carabiner Benannt nach einem sub-atomaren Teilchen mit fast verschwindender Masse …
Griechisch „Nü” Jetzt auch in Farbe
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Neutron
Proton
Periodensystem der Elementarteilchen
Quarks Leptonen
Ladung -1/3
Down
Ladung -1
Elektron
Ladung 0
e-Neutrino ne e d
Ladung +2/3
Up u
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Neutron
Proton
Gravitation (Gravitonen?)
Schwache Wechselwirkung (W and Z Bosonen)
Periodensystem der Elementarteilchen
Elektromagnetische Wechselwirkung (Photon)
Starke WW (8 Gluonen)
Down
Strange
Bottom
Electron
Muon
Tau
e-Neutrino
m-Neutrino
t-Neutrino nt
nm
ne e
m
t
d
s
b
1. Familie
2. Familie
3. Familie
Up
Charm
Top
u
c
t
Quarks Leptonen
Ladung -1/3
Down
Ladung -1
Elektron
Ladung 0
e-Neutrino ne e d
Ladung +2/3
Up u
Higgs
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Wo treten Neutrinos in der Natur auf?
Kernreaktoren
Teilchen- beschleuniger
Atmosphäre (Kosmische Strahlung)
Erdkruste (Natürliche
Radioaktivität)
Sonne
Supernova (Sternkollaps) SN 1987A
Astrophysikalische Beschleuniger
Urknall (Heute 330 n/cm3) Indirekt
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Neutrinos aus der Sonne
Reaktions- ketten
Energie 26.7 MeV
Helium
Sonnenabstrahlung: 98 % Licht 2 % Neutrinos Bei uns: 66 Milliarden Neutrinos/cm2 sec
Hans Bethe (1906-2005, Nobelpreis 1967)
Thermo-nukleare Reaktionsketten (1938)
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Sonnenbrille für Neutrinos?
8.3 Lichtminuten
Eine Bleischicht der Dicke von mehreren Lichtjahren nötig
Bethe & Peierls 1934: „ … dies bedeutet, dass man offensichtlich niemals ein Neutrino beobachten wird”
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Erster Nachweis an Kernreaktoren (1954–56)
Fred Reines (1918–1998) Nobelpreis 1995
Clyde Cowan (1919–1974) Detektor Prototyp
Anti-Elektron
Neutrinos
vom
Hanford
Kernreaktor
3 Gammas
in Koinzidenz 𝝂𝐞 p
n Cd
e+ e−
g
g
g
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Erste Messung von Neutrinos aus der Sonne
600 Tonnen Tetrachlorkohlenstoff
Homestake Sonnenneutrino- Observatorium (1967–1994)
Inverser Beta-Zerfall („Neutrinoeinfang”)
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Physik-Nobelpreis 2002 für Neutrino-Astronomie
Ray Davis Jr. (1914–2006)
Masatoshi Koshiba (*1926)
„für Pionierbeiträge zur Astrophysik, insbeson- dere für den Nachweis kosmischer Neutrinos”
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Tscherenkow Effekt
Wasser
Neutrinostreuung oder Einfang
Licht
Licht
Tscherenkow Ring
Elektron oder Muon (Geladenes Teilchen)
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Tscherenkow (Черенко́в, Cherenkov) Strahlung im Wasserbad eines Reaktors
![Page 21: Das Universum Crab Nebula im Licht der Neutrinos€¦ · Neutrino-Oszillationen Oszillations-Länge 4𝜋𝐸 𝑚2 2−𝑚 1 2. Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater,](https://reader036.vdocuments.pub/reader036/viewer/2022090609/605f4fd6d680e3198635d73e/html5/thumbnails/21.jpg)
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42 m
39.3 m
Super-Kamiokande Detektor (Seit 1996)
50 000 m3
ultra-reines Wasser
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
42 m
39.3 m
Super-Kamiokande Detektor (Seit 1996)
50 000 m3
ultra-reines Wasser
115 000 m3
Umbauter Raum
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Super-Kamiokande: Sonne im Neutrinolicht
Bisher ca. 77 000 Sonnenneutrinos gemessen (1996–2014)
Aber nur 40% der Erwartung
Wo sind die fehlenden Sonnenneutrinos?
Jahreszeit Winkel relativ zur Sonne
Super-Kamiokande: Sonne im Neutrinolicht
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Neutrino-Oszillationen
Oszillations- Länge
sin2(2𝜃)
Wahrscheinlichkeit 𝜈𝑒 → 𝜈𝜇
L
4𝜋𝐸
𝛿𝑚2= 2.5 m
𝐸
MeV
eV
𝛿𝑚
2
Pontecorvo & Gribov (1968) zum „Sonnenneutrinoproblem“
• Neutrinos Überlagerungen von „Masseneigenzuständen”
𝜈𝑒= +cos Θ 𝜈1 + sin Θ 𝜈2 𝜈𝜇= −sin Θ 𝜈1 + cos Θ 𝜈2
• Verschiedene Ausbreitungsgeschwindigkeiten
• Phasenunterschied 𝛿𝑚2
2𝐸𝐿 bewirkt Oszillationen
• Ähnlich zu „optischer Aktivität” bei Lichtausbreitung Bruno Pontecorvo (1913–1993)
Vladimir Gribov (1930–1997)
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Mischung von Neutrinos verschiedener Masse
Elektron- neutrino
Neutrino Masse m1
Neutrino Masse m2
Neutrino-Ausbreitung als Wellen-Phänomen
Masse m2 = m1
Masse m1 Masse m1
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Mischung von Neutrinos verschiedener Masse
Elektron- neutrino
Neutrino Masse m1
Neutrino Masse m2
Neutrino-Ausbreitung als Wellen-Phänomen
Masse m2 = m1
Masse m1
Masse m2 > m1
Masse m1
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Mischung von Neutrinos verschiedener Masse
Elektron- neutrino
Neutrino Masse m1
Neutrino Masse m2
Neutrino-Ausbreitung als Wellen-Phänomen
Masse m2 = m1
Masse m1
Masse m2 > m1
Masse m1
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Neutrino-Oszillationen
Masse m2 > m1
Masse m1
Oszillations-Länge
4𝜋𝐸
𝑚22 − 𝑚1
2
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Neutrino-Oszillationen
Oszillations-Länge
4𝜋𝐸
𝑚22 − 𝑚1
2
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Reaktor-Neutrino-Oszillationen (KamLAND, Japan)
Oszillationsmuster für Anti-Elektron-Neutrinos als Funktion der Energie bei festem Abstand (ca. 180 km)
KamLAND Szintillator-Detektor (1000 t)
Abstand/Energie (km/MeV)
𝜈𝑒
Üb
erle
ben
swah
rsch
ein
lich
keit
Messpunkte
Erwartete Überlebenswahrscheinlichkeit basierend auf Reaktorabständen
http://arXiv.org/abs/1303.4667
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Geo Neutrinos
Geo-Neutrinos
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Geoneutrinos: Worum geht es?
Wir wissen erstaunlich wenig über das Innere der Erde
• Tiefstes Bohrloch ca 12 km
• Proben der Kruste für chemische Analyse vorhanden (z.B. Vulkane)
• Aus seismischen Messungen Rekonstruktion des Dichteprofils
• Wärmefluss aus gemessenen Temperaturgradienten 30-44 TW (Erwartung aus kanonischem BSE Modell ca 19 TW aus Kruste und Mantel, nichts aus dem Kern)
• Neutrinos entweichen ungehindert
• Tragen Information über die chemische Zusammensetzung, radioaktive Energieproduktion oder sogar einen hypothetischen Reaktor im Erdzentrum
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Plattentektonik, Konvektion, Geo-Dynamo
Radioaktive Zerfälle sind der Antrieb!
• Kalium-40 (Halbwertszeit 1.25 Milliarden Jahre)
• Thorium-232 (14 Milliarden Jahre)
• Uran-238 (4.5 Milliarden Jahre)
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Geo-Neutrino Fluss
Glenn Jocher (Neutrino Geoscience, Paris 2015)
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Geo-Neutrino Fluss
Glenn Jocher (Neutrino Geoscience, Paris 2015)
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Georg Raffelt, MPI Physik, München Physik im Theater, Mainz, 12. Sept 2015
Geo-Neutrino Fluss
Glenn Jocher (Neutrino Geoscience, Paris 2015)
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Geo-Neutrino Fluss
Glenn Jocher (Neutrino Geoscience, Paris 2015)
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Geo-Neutrino Fluss
Glenn Jocher (Neutrino Geoscience, Paris 2015)
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Geo-Neutrino Detektoren KamLAND (1000 t)
seit 2002
Borexino (300 t) seit 2007
SNO+ (800 t)
ab 2016
JUNO (20 000 t) ab 2020
Hanohano (10 000 t) Für ozeanische Erdkruste (Vorschlag, bisher kein Projekt)
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Reaktor- und Geo-Neutrinos in KamLAND (Japan) h
ttp://arX
iv.org
/abs/1
30
3.4
66
7 (ad
aptiert)
Szintillator Reinigung Aufbau KamLAND-Zen
Erdbeben & Tsunami (2011) Alle Reaktoren abgeschaltet
Neutrinos von Reaktoren
Störsignal, z.B. Szintillator-Verunreinigung
Insgesamt 𝟏𝟏𝟔−𝟐𝟕+𝟐𝟖 Geo-Neutrinos
(plus 𝟐𝟒−𝟔+𝟕 in Borexino)
Messpunkte
Beginn der Geophysik mit Neutrinos! http://www.ipgp.fr/fr/evenements/neutrino-geoscience-2015-conference
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Sanduleak -69 202 Sanduleak -69 202
Große Magellan’sche Wolke Abstand 50 kpc (160.000 Lichtjahre)
Tarantel Nebel
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Sanduleak -69 202 Sanduleak -69 202
Große Magellan’sche Wolke Abstand 50 kpc (160.000 Lichtjahre)
Tarantel Nebel
Supernova 1987A 23. Februar 1987
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Sternkollaps und Supernova Explosion
Wasserstoff Brennen
Hauptreihenstern Helium brennender Stern
Helium Brennen
Wasserstoff Brennen
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Sternkollaps und Supernova Explosion
Wasserstoff Brennen
Hauptreihenstern Helium brennender Stern
Helium Brennen
Wasserstoff Brennen
Zwiebelschalenstruktur
Entarteter Eisenkern: r 109 g cm-3
T 1010 K MFe 1.5 MSonne RFe 3000 km
Kollaps (Implosion)
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Sternkollaps und Supernova Explosion
Kollaps (Implosion) Explosion Neugeborener Neutronenstern
~ 50 km
Proto-Neutronen Stern
r ~ rnuc = 3 1014 g cm-3 (300 Millionen Tonnen pro Kubikzentimeter)
T ~ 30 MeV (300 Milliarden Grad Kelvin)
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Sternkollaps und Supernova Explosion
Neugeborener Neutronenstern
~ 50 km
Proto-Neutronen Stern
r ~ rnuc = 3 1014 g cm-3
T ~ 30 MeV
Neutrino-
kühlung durch
Diffusion
Freigesetzte Gravitationsenergie
Eb 3 1053 erg 17% MSonne c2
Abgegeben in Form von 99% Neutrinos 1% Kinetische Explosionsenergie 0.01% Licht, überstrahlt Heimatgalaxie
Neutrinoleuchtkraft
Ln ~ 3 1053 erg / 3 sec ~ 3 1019 LSonne
Überstrahlt das gesamte sichtbare Universum für einige Sekunden
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Explodierendes 3D Modell (20 M⊙ Garching Gruppe)
Publikation: Melson , Janka, Bollig, Hanke, Marek & Müller, http://arXiv.org/abs/1504.07631 Film: http://www.mpa-garching.mpg.de/~thj/SN_Movies/ApJL-s20/
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Neutrino-Signal der Supernova 1987A
Kamiokande-II (Japan) Wasser-Tscherenkow-Detektor 2140 Tonnen
Irvine-Michigan-Brookhaven (USA) Wasser-Tscherenkow-Detektor 6800 Tonnen
Baksan-Szintillator-Teleskop (Russland) 200 Tonnen
Zeit in Sekunden
Ener
gie
(MeV
) En
ergi
e (M
eV)
Ener
gie
(MeV
)
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Große Detektoren für Supernova-Neutrinos
Super-K (104) KamLAND (400)
In Klammern Zahl der Ereignisse für eine „typische SN” im Abstand von 10 kpc
LVD (400) Borexino (100)
IceCube (106)
Baksan (100)
Daya Bay (100)
SNO+ (300)
HALO (tens)
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SuperNova Early Warning System (SNEWS)
http://snews.bnl.gov
Koinzidenz Server @ BNL
Super-K
Warnung
Borexino
LVD
IceCube
• Neutrinos kommen mehrere Stunden vor der Explosion
• Vorwarnung für Astronomen
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Lokale Galaxiengruppe
Derzeit größte Detektoren empfindlich bis zu einigen 100 kpc
Mit Megatonnenklasse (30 x SK) 60 Ereignisse von Andromeda
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Roter Überriese Beteigeuze (Alpha Orionis)
Erstes aufgelöstes Bild eines Sterns außer der Sonne
Abstand ca 500 Lichtjahre
Wenn Beteigeuze als Supernova explodiert: 60 Millionen Neutrinoreaktionen in Super-Kamiokande (zuviel für derzeitige Elektronik!)
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Detektoren der nächsten Generation (2020+)
Megatonnen Wasser-Tscherenkow Detektor - Hyper-Kamiokande (Vorplanungen in Japan)
Szintillator Detektoren (20 Kilotonnen) - JUNO in China (im Bau) - RENO-50 in Korea (Vorplanungen) - Baksan Large Volume Scintillator Detector (Diskussionen in Russland) Flüssiges Argon (TPC) - DUNE, ca 40 kt, Projektplanung Neutrino-Oszillationen über 1300 km (Fermilab–Homestake, USA)
IceCube Gen-2 (geplant), Südpol - Verdichtung im Inneren (PINGU) - Größeres Volumen Verdopplung der optischen Module
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Kosmische Strahlung
Luftschauer: 1019 eV im Primärteilchen 100 Milliarden sekundäre Teilchen auf Meereshöhe
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Kosmische Strahlung
Luftschauer: 1019 eV im Primärteilchen 100 Milliarden sekundäre Teilchen auf Meereshöhe Victor Hess (1912)
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Kosmische Strahlung
Luftschauer: 1019 eV im Primärteilchen 100 Milliarden sekundäre Teilchen auf Meereshöhe Victor Hess (1912)
100 Jahre später fragen wir noch immer
Woher kommt die kosmische
Strahlung?
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Drei Arten energiereicher „kosmischer Botschafter”
Kosmische Strahlung (geladene Teilchen)
Gamma Strahlung
Neutrinos
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IceCube Neutrino-Teleskop am Südpol
5160 Digitale Optische Module in 1 km3 antarktischem Eis (komplett seit Dez. 2010)
2400 m Tiefe
1400 m Tiefe
Oberfläche
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AMANDA
IceCube
Südpol
Landebahn
Amundson-Scott Station am Südpol
Astronomie-Sektor Stationsgebäude
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IceCube Neutrino „Ernie”
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„Entdeckung des Jahres“ (2013)
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Hochenergie-Neutrinos in IceCube
54 Ereignisse mit E > 50 TeV (4 Jahre Daten)
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Hochenergie-Neutrinos in IceCube
54 Ereignisse mit E > 50 TeV (4 Jahre Daten)
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Astrophysikalische IceCube Neutrinos
Keine klaren astrophysikalischen Quellen – mehr Neutrinos nötig!
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Big is Beautiful …
IceCube Gen 2 Projekt (2020+)
10 Kubik-Kilometer Doppelte Anzahl Optischer Module
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Globales Neutrino Netzwerk (GNN)
GVD Antares
KM3NeT
http://www.globalneutrinonetwork.org IceCube
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Wolfgang Pauli zu Neutrinos
„Ich habe etwas Schreckliches getan, ich habe ein Teilchen postuliert, das man nicht nachweisen kann.”
Wolfgang Pauli (1900–1958)
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Neutrino Quellen am Himmel und auf der Erde
Kernreaktoren
Teilchen- beschleuniger
Atmosphäre (Kosmische Strahlung)
Erdkruste (Natürliche
Radioaktivität)
Sonne
Supernova (Sternkollaps) SN 1987A
Astrophysikalische Beschleuniger
Urknall (Heute 330 n/cm3) Indirekt
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Neutrinos at the center