Takaaki Kajita

Atmospheric Neutrinos

Category: Lectures

Date: 27 June 2016

Duration: 29 min

Quality: HD MD SD

Subtitles: EN DE

Takaaki Kajita (2016) - Atmospheric Neutrinos

Atmospheric neutrinos are produced by cosmic ray interactions with the air nuclei in the atmosphere. The interactions of these neutrinos have been observed in underground detectors for about 50 years

Good morning. It’s an honour to speak in this meeting. So this morning I want to discuss atmospheric neutrinos. The outline of this talk is like this: A brief introduction on neutrinos and also atmospheric neutrinos. Then I want to describe the discovery of neutrino oscillations. And then I move on to neutrino oscillation studies with atmospheric neutrinos. And future atmospheric neutrino experiments. And I will summarise. Now I want to describe what are neutrinos. Well, neutrinos are elementary particles like electrons and quarks. They have no electric charge. They have, like the other particles, I mean other quarks or leptons, neutrinos have 3 types or 3 flavours, namely electron-neutrinos, muon-neutrinos or tau-neutrinos. And neutrinos are produced in various places, such as the Earth’s atmosphere, or the centre of the sun, or many other places. And they can easily penetrate through the Earth. However, of course, they interact sometimes, although it’s very rare. But anyway, it’s important they interact. And a NuMu interaction produces a muon and a NuEpsilon interaction produces an electron. And therefore we are able to study the neutrino flavour by observing a muon or electron. And also I want to mention that in the very successful Standard Model of particle physics, neutrinos are assumed to have no mass. Now, in this talk I’m going to describe atmospheric neutrinos. So I want to describe, what are atmospheric neutrinos. Well, as you know cosmic ray particles enter into the atmosphere from somewhere in the universe. And they interact with the air nuclei and produce these pions. Then these pions decay to a muon and then to an electron. During this decay chain 2 new neutrinos are 1 electron neutrino are produced. And they are observed in a neutrino detector in the underground. The study of atmospheric neutrinos began more than 50 years ago. And in fact, in 1965, atmospheric neutrinos were observed for the first time by detectors located very deep underground. Well, these neutrinos were observed in these 2 experiments, one in South Africa and one in India. They were, indeed, located extremely deep. And they observed muons produced by atmospheric neutrino interactions. Now, this was about 50 years ago. But the general interest in atmospheric neutrinos was not so high until 35 years ago, no, 30 years ago, sorry. I want to move on to the discovery of neutrino oscillations. Before describing the discovery of neutrino oscillations, I want to describe the background for this discovery. In the 1970s new theories that unify Strong, Weak and Electromagnetic forces were proposed. This is a very appealing theory. Fortunately, the theories predicted that protons and neutrons should decay with the lifetime of about 10^28 to 10^32 years. This is, of course, a very long lifetime, but this is an observable lifetime. Therefore several proton decay experiments began in the early '80s, and one of them was the Kamiokande experiment. Kamiokande was Kamioka Nucleon Decay Experiment. Well, this is the schematic of the Kamiokande experiment. It is a 3 kiloton water Cherenkov detector. And if a charged particle is produced somewhere in the tank, then a Cherenkov photon is emitted on to these directions And these Cherenkov photons are detected by the photo detectors, located at the detector wall. This photo shows the Kamiokande construction team. Well, of course, we had to construct the Kamiokande detector in the mine, so we had to work like this. So we had the safety hat and the working clothes. And so this was our style. Actually, somehow I liked this kind of work. And, in fact, I am one of the graduate course students who was standing behind Professor Koshiba, who was actually my thesis advisor, and who was the 2002 Nobel Prize Laureate. Anyway, I liked this kind of work, so I enjoyed the construction of the detector in the mine. I received my PhD in March 1986. The thesis topic was on proton decay. And well, of course, I didn’t find any proton decays, although I worked hard. And during this thesis studies I found that, maybe, we can improve the analysis of proton decay searches by improving several analysis softwares used in the Kamiokande experiment. Therefore, soon after getting my PhD, I began to improve the analysis software in ’86. And one of them was a software to identify the particle-type for a Cherenkov ring. Namely, I wanted to know if a Cherenkov ring is produced by an electron or a muon. And here, in this picture, this is the typical electron neutrino event. And this is a typical muon neutrino event. So we wanted to identify, if the Cherenkov ring is produced by an electron or a muon. And this was, I have to say, this was for the improvement of the proton decay searches. However, of course, if we developed software, we have to test the new software with the simplest application. Therefore, as a test, I have tested the new software with the simplest atmospheric neutrino events. And, in fact, I checked the neutrino flavour, that is if the event is a NuEpsilon or a NuMu. And I found that the number of NuMu neutrino events was much fewer than expected. Of course, that couldn't be right. There must have been some serious mistake somewhere in the analysis, or simulation, or data reduction. We thought that it’s very important to find out where is our mistake. So we started various studies to find the mistakes in late 1986. Well, we really worked hard, but even about after 1 year of studies no mistake was found. So we concluded that the NuMu deficit, muon neutrino deficit, cannot be due to any major problem in the data analysis, nor the simulation. And therefore we decided to publish our study. And this is the essential data we published in 1988. Here, in this publication, we simply compared a number of observed muon neutrino events with the simulated number of muon neutrino events. And also we did the same thing for electron neutrino events. And obviously, you can see, that for the electron neutrino events the data and the simulation are going quite well. However, it’s clear that for the muon neutrino events there is a significant deficit. So, basically, in this paper, this is the only data we presented. And we concluded that we are unable to explain the data as the result of systematic detector effects, or uncertainties in the atmospheric neutrino fluxes. Some are, as yet, unaccounted for physics such as neutrino oscillations might explain the data. That was our conclusion in 1988. Well, this was the publication, but for a few years we were unable to get the supporting result from other underground experiments. It was only in 1991/92 that we got the same result from another experiment. The same result came from another large water Cherenkov detector, it was an IMB experiment. They also observed the deficit of muon neutrino events. And this graph shows the amount of the muon neutrino deficit compared with the calculated, or expected, value. So both experiments observed a significant deficit. Well, if there is no deficit then the data should be consistent with unity. So that was quite interesting. However, I have to say that the observation of the muon neutrino deficit was not really enough to conclude that this was due to neutrino oscillations. We needed more strong evidence. Now, in order to study the strong evidence for neutrino oscillations, what should we do? And for this I think I need to describe what are neutrino oscillations: If neutrinos have masses, neutrinos change their flavour, or neutrino type, from one flavour to the other. For example, a muon neutrino produced at the point can change to another flavour, that are tau-neutrinos. As shown in this graph, a muon neutrino produced at this point might change, well their survival probability may change in this way. And if they fly further, their survival probability comes back to unity and goes back to very small number. This way the survival probability oscillates. And also when the muon survival probability gets lower, then the tau-neutrino appearance probability gets high. So we need to observe this effect. What will be the effect that we can observe? If we assume some neutrino mass, then we can imagine that neutrinos produced in the upper atmosphere do not have enough time to oscillate. Therefore they are observed as muon-neutrinos. However, neutrinos produced on the other side of the Earth, they have long distances to travel. Therefore they have time to oscillate to another flavour. So if we observe this kind of effect, that can be a very strong evidence for neutrino oscillations. Yes, that is the observation we should have carried out. And, in fact, in Kamiokande we tried to observe this effect. But we realised with Kamiokande, that a 3 kiloton water Cherenkov detector was too small to study this. So it was clear that we needed a much larger detector tan 3 kiloton water Cherenkov detector. That is the Super-Kamiokande experiment. It is a 50 kiloton water Cherenkov detector. And this is an international collaboration at present: researchers from 8 countries are collaborating in Super-Kamiokande. And this is a very large experiment detector. Therefore, in order to construct the Super-Kamiokande detector, we really need to work hard with collaboration-wide effort. So this is a photo that we took while constructing the Super-Kamiokande detector, in the spring of 1995. Typically, these people worked in the mine every day, almost for one year. And you may imagine that, well, in the construction of the Super Kamiokande detector we hired a lot of workers. But that’s not true. Most of these people on this photo are our collaborators, maybe 80%, 90% of them are Super-Kamiokande collaborators. So we really worked hard for 1 year to construct the detector. And this is a photo we took while we filled the Super-Kamiokande detector with pure water. At that time, that was January ’96, pure water was filled to almost half of the height, or depth, of the Super-Kamiokande. And, in fact, this experiment worked well from the beginning. And from the beginning of the experiment we continuously observed this kind of events. The left side is the typical single Cherenkov ring muon neutrino event. And the right side is the single Cherenkov ring electron neutrino event. Well, I don’t know if you can clearly distinguish these 2 patterns. But, well, to me it’s clear that they are clearly different. Anyway, the separation is done by software, so we don’t have any bias. But it’s clear that we were able to analyse these neutrino events quite efficiently. And only in 2 years we were able to come to a very important conclusion, that is the evidence for neutrino oscillations. And this is a presentation at Neutrino ’98. The upper figure is the electron neutrino event and the lower figure is the muon neutrino event. The number of events are plotted as a function of zenith angle. This means, neutrinos coming from the upper atmosphere are around 1, and neutrinos coming from the other side of the earth are around -1. So you can see there is a clear deficit observed for upward-going muon neutrinos. And, well, statistical significance is very high, therefore this cannot be a statistical fluctuation. And in order to explain this data, it was clear that we needed neutrino oscillations. So Super-Kamiokande concluded that the observed zenith angle dependence gave evidence for neutrino oscillations. Fortunately, at that time, there were 2 other atmospheric neutrino experiments going on. And these experiments also observed the zenith angle dependent deficit of muon neutrinos, and confirmed the neutrino oscillations. In the last 5 or 6 minutes I want to describe neutrino oscillation studies with atmospheric neutrinos. I mentioned the discovery of neutrino oscillations in 1998. And this is the ’98 data. Of course, Super-Kamiokande is continuously updating the data. And this is the – well, already 2 year’s old data - but this is the Super-Kamiokande data in 2015. Compared with ’98, the amount of the data is improved by a factor of 10. So with this huge data statistics Super-Kamiokande has carried out various studies of neutrino oscillations. And I just want to mention one example, that is detecting tau-neutrinos. So far I have been describing the neutrino oscillations by the observation of muon neutrino deficit. However, if the oscillations are between NuMu and NuTau, one should be able to observe NuTau interactions. And the typical NuTau interaction in the Super-Kamiokande detector is like this. So this is a complicated event pattern. And actually it’s not possible for Super-Kamiokande to identify NuTau events by event-by-event basis. And therefore we need statistical analyses, knowing that NuTau is upward-going only. And, in fact, we carried out these special NuTau search analysis and this is the result. I cannot go into it in detail, but this part, shown in grey, is the part that we need for the NuTau appearance. And this grey part, if we integrate it, is a total of 180 events. And the expected number of NuTau appearance was 120. So we have the NuTau evidence for NuTau appearance at 3.8 sigma. So far I have only discussed the experiment. I never discussed why neutrino masses are relevant. So in this slide I want to describe why we think neutrino masses are important. And this figure shows the masses of quarks and charged leptons for the first generation, second generation and the third generation. Because of the neutrino oscillation studies, at present we know the neutrino masses, if we assume something. So under some assumption I can plot the neutrino masses, which is here. So you can clearly see that neutrinos are much, much, much lighter than quarks and charged leptons. In fact, neutrino masses are approximately, or more than, 10 billion, or 10 orders of magnitude, smaller than the corresponding masses of quarks and charged leptons. This is important, and we believe this is the key to understand the nature of the smallest, that is the elementary particles, and the largest, that is the universe. So we are really excited with these small neutrino masses. And this could be one of the keys to go beyond the Standard Model of particle physics. Now, briefly, I want to describe the future atmospheric neutrino experiments. Well, although there has been a tremendous progress in the neutrino fields after the discovery of neutrino oscillations, there are still things to be understood. I just want to mention 1 example. I showed this graph. I said, if we assume something - in fact this assumption is important. I assumed that the third generation neutrino mass is heavier than the second generation one. But we do not know. Maybe the truth could be like this: the so-called third generation could be the lightest. We do not know. So we have to measure if the third generation neutrinos are really the heaviest. And this is really one of the important issues to be observed in the neutrino community. There are lots of new ideas, new projects, to observe the neutrino mass pattern. And these are the experiments that are proposed, or in preparation, to observe the neutrino mass patterns. And among them I want to mention, that these 4 experiments are primarily trying to use, or observe, atmospheric neutrinos to understand the neutrino mass pattern issue. I will summarise: About 50 years ago, atmospheric neutrinos were observed for the first time. And proton decay experiments in the ‘80s observed many atmospheric neutrino events and discovered the atmospheric muon neutrino deficit. In 1998, Super-Kamiokande discovered neutrino oscillations, which showed that neutrinos have mass. Since then, various experiments, including solar neutrino experiments, have studied neutrino oscillations. I’m sorry this part was not discussed in my talk. The discovery of non-zero neutrino masses opened the window to study physics beyond the Standard Model of particle physics. Well, I see many young people and I want to emphasise: there are still many things to be observed, or studied, in neutrinos. And finally, because the title of this talk is 'Atmospheric Neutrinos', I want to mention that atmospheric neutrino experiments are likely to continue contributing to neutrino studies. That’s all, thank you very much.

Guten Morgen. Es ist eine Ehre, auf diesem Treffen sprechen zu dürfen. Heute Morgen möchte ich atmosphärische Neutrinos diskutieren. Dies ist der Umriss dieses Vortrags: eine kurze Einführung in Neutrinos und auch atmosphärische Neutrinos. Dann möchte ich die Entdeckung der Neutrinooszillationen beschreiben. Dann gehe ich weiter zu den Neutrinooszillationsexperimenten mit atmosphärischen Neutrinos. Und zukünftige atmosphärische Neutrinoexperimente. Dann fasse ich zusammen. Nun will ich Ihnen beschreiben, was Neutrinos sind. Nun, Neutrinos sind Elementarteilchen, wie Elektronen und Quarks. Sie haben keine elektrische Ladung. Sie haben, wie die anderen Teilchen, ich meine Quarks oder Leptonen, haben Neutrinos 3 Typen oder Flavour, nämlich Elektron-Neutrinos, Myon-Neutrinos oder Tau-Neutrinos. Neutrinos werden an vielen Orten erzeugt, wie beispielsweise in der Erdatmosphäre, dem Zentrum der Sonne oder an vielen anderen Stellen. Sie können leicht durch die Erde hindurchfliegen. Natürlich wechselwirken sie manchmal, obwohl das sehr selten ist. Aber trotzdem ist es wichtig, dass sie wechselwirken. Und eine Myon-Neutrino-Wechselwirkung erzeugt ein Myon und eine Elektron-Neutrino-Wechselwirkung erzeugt ein Elektron. Daher sind wir in der Lage, die Neutrino-Flavour zu untersuchen, indem wir ein Myon oder ein Elektron beobachten. Ich möchte auch erwähnen, dass im sehr erfolgreichen Standardmodell der Teilchenphysik davon ausgegangen wird, dass Neutrinos über keine Masse verfügen. Nun, in diesem Vortrag werde ich atmosphärische Neutrinos beschreiben. Ich will beschreiben, was atmosphärische Neutrinos sind. Wie Sie wissen, gelangen Teilchen der kosmischen Strahlung von irgendwo im Universum in die Atmosphäre. Und sie wechselwirken mit den Atomkernen der Luft und produzieren diese Pionen. Dann zerfallen diese Pionen in ein Myon und dann in ein Elektron. In dieser Zerfallskette werden 2 Myon-Neutrinos und 1 Elektron-Neutrino erzeugt. Und sie werden in einem Neutrinodetektor unter der Erde beobachtet. Die Untersuchung der atmosphärischen Neutrinos begann vor mehr als 50 Jahren. Und tatsächlich wurden atmosphärische Neutrinos zu ersten Mal im Jahr 1965 mithilfe von Detektoren beobachtet, die sehr tief im Untergrund angesiedelt waren. Nun, diese Neutrinos wurden in diesen 2 Experimenten beobachtet, eines in Südafrika und eines in Indien. Sie waren in der Tat in sehr extremer Tiefe aufgestellt. Es wurden Myonen beobachtet, die durch die Wechselwirkung der atmosphärischen Neutrinos erzeugt wurden. Dies was vor ungefähr 50 Jahren. Aber das allgemeine Interesse an atmosphärischen Neutrinos was bis vor 35 Jahren, nein, 30 Jahren, Entschuldigung, nicht so groß. Dann möchte ich zur Entdeckung der Neutrinooszillationen weitergehen. Bevor ich aber von der Entdeckung der Neutrinooszillationen spreche, möchte ich den Hintergrund für diese Entdeckung beschreiben. In den 1970er Jahren wurden neue Theorien zur Vereinheitlichung der starken, schwachen und elektromagnetischen Kräfte vorgeschlagen. Das ist eine sehr attraktive Theorie. Glücklicherweise sagten diese Theorien vorher, dass Protonen und Neutronen mit einer Lebenszeit von etwa 10^28 bis 10^32 Jahren zerfallen sollten. Das ist natürlich eine sehr lange Lebenszeit, aber es ist eine beobachtbare Lebenszeit. Daher begannen in den frühen 1980ern mehrere Protonenzerfallsexperimente. Und eins davon war das Kamiokande-Experiment - Kamiokande bedeutet Kamioka Nucleon Decay Experiment. Das ist das Schema des Kamiokande-Experiments. Es ist ein 3 Kilotonnen-Wasser-Tscherenkowdetektor. Und wenn irgendwo im Tank ein geladenes Teilchen erzeugt wird, dann wird ein Tscherenkow-Photon in diese Richtungen emittiert. Diese Tscherenkow-Teilchen werden durch die Photodetektoren detektiert, die sich an der Detektorwand befinden. Das Foto zeigt das Kamiokande-Konstruktionsteam. Nun, wir mussten den Kamiokande-Detektor natürlich in einem Bergwerk bauen, also mussten wir so arbeiten. Wir hatten also einen Schutzhelm und Arbeitskleidung. Und das war unser Stil. Wirklich, irgendwie mochte ich diese Art der Arbeit. Und ich bin freilich einer der Doktoranden, die hinter Professor Koshiba stehen, der mein Doktorvater war, und der im Jahr 2002 den Nobelpreis bekam. Ich mochte diese Art der Arbeit, und ich hatte Gefallen an dem Detektorbau in dem Bergwerk. Ich erhielt meinen Ph.D. im März 1986. Das Thema meiner Doktorarbeit war der Protonenzerfall. Und natürlich fand ich keine Protonenzerfälle, obwohl ich sehr fleißig arbeitete. Während der Untersuchungen für meine Arbeit fand ich heraus, dass man vielleicht die Analyse der Protonenzerfälle verbessern kann, indem man verschiedene Analysenprogramme verbessert, die in dem Kamiokande-Experiment verwendet wurden. Daher begann ich bald nach der Erlangung meines Ph.D. im Jahr 1986, die Analysensoftware zu verbessern. Und eine Verbesserung war eine Software zur Identifikation des Teilchentyps für einen Tscherenkow-Ring. Das heißt, ich wollte wissen, ob ein Tscherenkow-Ring durch ein Elektron oder Myon erzeugt wurde. Und in diesem Bild hier, das ist das typische Elektron-Neutrinoereignis. Und dies ist ein typisches Myon-Neutrinoereignis. Wir wollten daher wissen, ob ein Tscherenkow-Ring durch ein Elektron oder durch ein Myon erzeugt wurde. Und ich muss sagen, dies wurde gemacht, um die Suche nach dem Protonenzerfall zu verbessern. Aber als wir Software entwickelt hatten, mussten wir die neue Software natürlich mit der einfachsten Anwendung überprüfen. Als Test habe ich daher die neue Software mit den einfachsten atmosphärischen Neutrinoereignissen überprüft. Und tatsächlich überprüfte ich die Neutrinoflavour, das heißt, ob es ein Elektron-Neutrino- oder Myon-Neutrinoereignis ist. Und ich fand heraus, dass die Anzahl der Myon-Neutrino-Ereignisse viel geringer war als erwartet. Das konnte natürlich nicht richtig sein. Es musste irgendwo in der Analyse oder Simulation oder Datenreduktion einen ernsthaften Fehler gegeben haben. Wir dachten, dass es sehr wichtig ist herauszufinden, wo unser Fehler war. Also begannen wir Ende 1986 verschiedene Untersuchungen, um die Fehler zu finden. Nun, wir arbeiteten wirklich fleißig daran, aber auch nachdem wir ungefähr ein Jahr Untersuchungen gemacht hatten, fanden wir keinen Fehler. Also schlossen wir daraus, dass das Myon-Neutrinodefizit nicht durch irgendein großes Problem in der Datenanalyse oder Simulation verursacht wurde. Daher beschlossen wir, unsere Untersuchung zu veröffentlichen. Und das sind die wesentlichen Daten, die wir 1988 veröffentlichten. Hier, in dieser Veröffentlichung, verglichen wir einfach die Zahl der beobachteten Myon-Neutrinoereignisse mit der simulierten Zahl der Myon-Neutrinoereignisse. Und wir machten ebenfalls dasselbe für die Elektron-Neutrinoereignisse. Es ist offensichtlich zu sehen, dass die Übereinstimmung der Daten und der Simulation für die Elektron-Neutrinoereignisse ganz gut ist. Es ist aber klar, dass es für die Myon-Neutrinoereignisse ein signifikantes Defizit gibt. Also prinzipiell waren in dieser Veröffentlichung dies die einzigen präsentierten Daten. Und wir schlossen daraus, dass wir nicht in der Lage waren, die Daten als Ergebnis systematischer Detektoreffekte oder Unsicherheiten in den Flüssen der atmosphärischen Neutrinos zu erklären. Eine bis dahin unbelegte Physik, wie beispielsweise Neutrinooszillationen, könnte die Daten erklären. Das war unsere Schlussfolgerung im Jahr 1988. Nun, das war die Veröffentlichung, aber in den nächsten Jahren konnten wir keine unterstützenden Ergebnisse aus anderen Untergrundexperimenten erhalten. Erst 1991/92 bekamen wir dasselbe Ergebnis von einem weiteren Experiment. Dasselbe Ergebnis kam von einem weiteren großen Wasser-Tscherenkow-Detektor, es war ein IMB-Experiment. Sie beobachten ebenfalls das Defizit der Myon-Neutrinoereignisse. Und dieses Diagramm zeigt den Betrag des Myon-Neutrinodefizits verglichen mit dem berechneten oder erwarteten Wert. Beide Experimente beobachteten daher ein signifikantes Defizit. Nun, wenn es kein Defizit gibt, dann sollten die Daten mit eins übereinstimmen. Das war sehr interessant. Ich muss allerdings sagen, dass die Beobachtung des Myon-Neutrinodefizits nicht wirklich genug war, um daraus zu schließen, dass es durch die Neutrinooszillationen verursacht wird. Wir benötigten stärkere Beweise. Was sollten wir machen, um die schlüssigeren Beweise für die Neutrinooszillationen zu untersuchen? Und dafür, denke ich, muss ich beschreiben, was Neutrinooszillationen sind: Wenn Neutrinos eine Masse haben, ändern Neutrinos ihre Flavour, oder Neutrinotyp, von einer Flavour zur anderen. Beispielsweise kann ein Myon-Neutrino, das an dieser Stelle erzeugt wird, in eine andere Flavour wechseln, d. h. Tau-Neutrinos. Wie in diesem Diagramm gezeigt, könnte ein Myon-Neutrino, das an dieser Stelle erzeugt wird, sich ändern – nun ja, seine Überlebenswahrscheinlichkeit könnte sich so ändern. Und wenn sie weiterfliegen, geht ihre Überlebenswahrscheinlichkeit zurück zu 1 und reduziert sich dann zu einer sehr kleinen Zahl. Die Überlebenswahrscheinlichkeit oszilliert so. Und wenn die Myon-Überlebenswahrscheinlichkeit kleiner wird, dann wird die Wahrscheinlichkeit von Tau-Neutrinoserscheinungen höher. Wir müssen also diesen Effekt beobachten. Welchen Effekt können wir beobachten? Wenn wir eine bestimmte Neutrinomasse annehmen, dann können wir vermuten, dass die Neutrinos, die in der oberen Atmosphäre erzeugt werden, nicht genügend Zeit zur Oszillation haben. Deshalb werden sie als Myon-Neutrinos beobachtet. Neutrinos aber, die auf der anderen Seite der Erde erzeugt werden, müssen eine große Entfernung zurücklegen. Sie haben daher Zeit, zu einer anderen Flavour zu oszillieren. Wenn wir also diese Art von Effekt beobachten, dann kann das ein starker Beleg für die Neutrinooszillationen sein. Ja, das ist die Beobachtung, die wir ausführen sollten. Und tatsächlich haben wir in Kamiokande versucht, diesen Effekt zu beobachten. Aber wir stellten mit Kamiokande fest, dass ein 3-Kilotonnen-Wasser-Tscherenkowdetektor zu klein war, um dies zu untersuchen. Es war daher klar, dass wir einen viel größeren Detektor als einen 3-Kilotonnen-Wasser-Tscherenkowdetektor benötigten. Das ist das Super-Kamiokande-Experiment - es ist ein 50-Kilotonnen-Wasser-Tscherenkowdetektor. Und dies ist derzeitig eine internationale Zusammenarbeit: Forscher aus 8 Ländern arbeiten am Super-Kamiokande zusammen. Es ist ein sehr großer, experimenteller Detektor. Um daher den Super-Kamiokandedetektor zu bauen, mussten wir wirklich mit aller Anstrengung der gesamten Gruppe arbeiten. Dies ist ein Foto, das wir während des Baus des Super-Kamiokandedetektors im Frühjahr 1995 aufnahmen. Typischerweise arbeiteten diese Menschen jeden Tag im Bergwerk, fast ein Jahr lang. Und Sie könnten denken, dass wir für den Bau des Super-Kamiokande-Detektors eine Menge Menschen anstellten. Aber das stimmt nicht. Die meisten Menschen auf diesem Foto sind unsere Kollegen aus dem Team, vielleicht 80 %, 90 % davon sind unsere Super-Kamiokande-Kollegen. Wir arbeiteten also ein Jahr lang wirklich schwer, um den Detektor zu bauen. Dies ist ein Foto, das wir aufnahmen, als wir den Super-Kamiokande-Detektor mit Reinstwasser füllten. Zu dieser Zeit, es war im Januar ‘96, war das Reinstwasser fast zur Hälfte der Höhe, oder Tiefe, des Super-Kamiokande eingefüllt. Und tatsächlich funktionierte dieses Experiment von Anfang an gut. Und vom Beginn des Experiments an beobachteten wir kontinuierlich diese Art von Ereignis: Die linke Seite ist der typische einzelne Tscherenkowring eines Myon-Neutrinoereignisses. Und die rechte Seite ist der typische einzelne Tscherenkowring eines Elektron-Neutrinoereignisses. Nun, ich weiß nicht, ob Sie diese 2 Muster klar unterscheiden können. Für mich ist es offensichtlich, dass diese deutlich unterschiedlich sind. Jedenfalls wird die Trennung durch Software gemacht, also haben wir keinen Bias. Es ist aber klar, dass wir diese Neutrinoereignisse sehr effizient analysieren konnten. Und in nur 2 Jahren konnten wir zu einer sehr wichtigen Schlussfolgerung kommen, nämlich dem Beweis für Neutrinooszillationen. Dies ist eine Präsentation bei der Neutrino ‘98. Das obere Diagramm ist das Elektron-Neutrinoereignis, und das untere Diagramm ist das Myon-Neutrinoereignis. Die Anzahl der Ereignisse ist als Funktion des Zenitwinkels aufgetragen. Dies bedeutet, dass Neutrinos, die von der oberen Atmosphäre kommen, ungefähr 1 sind, während Neutrinos, die von der anderen Erdseite kommen, -1 sind. Man kann daher sehen, dass ein klares Defizit für nach-oben gehende Myon-Neutrinos beobachtet wird. Die statistische Signifikanz ist sehr hoch, daher können dies keine statistischen Fluktuationen sein. Um diese Daten zu erklären, war es klar, dass wir die Neutrinooszillationen benötigten. Super-Kamiokande mündete daher in der Schlussfolgerung, dass die beobachtete Zenitwinkelabhängigkeit die Neutrinooszillationen belegte. Glücklicherweise gab es zu diesem Zeitpunkt zwei weitere Experimente mit atmosphärischen Neutrinos. Und diese Experimente beobachteten auch das zenitwinkelabhängige Defizit der Myon-Neutrinos und bestätigten die Neutrinooszillationen. In den letzten 5 oder 6 Minuten möchte ich die Untersuchungen der Neutrinooszillationen mit atmosphärischen Neutrinos beschreiben. Ich erwähnte die Entdeckung der Neutrinooszillationen im Jahr 1998. Und dies sind die Daten von 1998. Super-Kamiokande schreibt die Daten natürlich fortlaufend fort. Und dies sind die nun schon 2 Jahre alte Daten - aber dies sind Super-Kamiokande-Daten aus 2015. Verglichen mit ‘98 ist die Datenmenge um einen Faktor 10 verbessert. Mit dieser enormen Datenstatistik hat Super-Kamiokande verschiedene Untersuchungen der Neutrinooszillationen durchgeführt. Ich möchte nur ein Beispiel erwähnen, das ist die Detektion des Tau-Neutrinos. Bis jetzt habe ich die Neutrinooszillationen durch die Beobachtung des Myon-Neutrinodefizits beschrieben. Wenn es aber Oszillationen zwischen Myon-Neutrinos und Tau-Neutrinos gibt, dann sollte man die Tau-Neutrino-Wechselwirkungen beobachten können. Und die typische Ny-Tau-Wechselwirkung im Super-Kamiokande-Detektor sieht so aus. So, dies ist ein kompliziertes Ereignismuster. Und tatsächlich kann Super-Kamiokande die Ny-Tau-Ereignisse nicht auf einer Einzelereignis-Basis identifizieren. Daher benötigen wir statistische Analysen, mit dem Wissen, dass Ny-Tau nur nach oben geht. Und tatsächlich führten wir diese speziellen Ny-Tau-Suchanalysen durch und dies ist das Ergebnis. Ich kann hier nicht alle Einzelheiten erwähnen, aber dieser Teil hier, in grau gezeigt, ist der Teil, den wir für das Ny-Tau-Erscheinen benötigen. Und dieser graue Teil, wenn wir ihn integrieren, sind es insgesamt 180 Ereignisse. Und die erwartete Anzahl des Ny-Tau-Erscheinens war 120. Also haben wir den Ny-Tau-Beleg für Ny-Tau-Erscheinen bei 3,8 Sigma. Bis jetzt habe ich nur das Experiment diskutiert. Ich habe noch nicht diskutiert, warum die Neutrinomassen relevant sind. In dieser Folie möchte ich beschreiben, warum wir glauben, dass die Neutrinomassen wichtig sind. Und dieses Diagramm zeigt die Massen der Quarks und geladenen Leptonen für die erste Generation, die zweite Generation und die dritte Generation. Wegen der Untersuchungen kennen wir die Neutrinomassen, wenn wir eine Annahme machen. Also unter einer Annahme kann ich die Neutrinomassen aufzeichnen, so wie hier. Man kann deutlich sehen, dass die Neutrinos viel, viel leichter sind als Quarks und geladene Leptonen. Tatsächlich sind die Neutrinomassen ungefähr (oder mehr als) 10-milliardenfach oder 10 Größenordnungen kleiner als die entsprechenden Massen der Quarks und geladenen Leptonen. Das ist wichtig, und wir glauben, dass es der Schlüssel für unser Verständnis der Natur des Kleinsten, das sind die Elementarteilchen, und des Größten ist, das ist das Universum. Wir finden diese kleinen Neutrinomassen wirklich aufregend. Und dies könnte einer der Schlüssel sein, um jenseits des Standardmodells der Teilchenphysik zu kommen. Nun, will ich kurz die zukünftigen atmosphärischen Neutrinoexperimente beschreiben. Obwohl es nach der Entdeckung der Neutrinooszillationen auf dem Neutrinogebiet gewaltige Fortschritte gegeben hat, gibt es immer noch Dinge, die wir erst noch verstehen müssen. Ich möchte nur ein Beispiel erwähnen. Ich habe dieses Diagramm gezeigt. Ich sagte, wenn wir etwas annehmen - tatsächlich ist diese Annahme wichtig. Ich nahm an, dass die Masse des Neutrinos der dritten Generation größer ist als das der zweiten Generation. Aber wir wissen es nicht. Die Wahrheit könnte vielleicht auch so sein, dass die sogenannte dritte Generation die Leichteste sein könnte – wir wissen es nicht. Also müssen wir messen, ob die Neutrinos der dritten Generation wirklich die Schwersten sind. Und dies ist in der Neutrinogemeinde eins der wichtigen Themen zur Beobachtung. Es gibt viele neue Ideen, neue Projekte, das Muster der Neutrinomassen zu beobachten. Und dies sind die Experimente, die vorgeschlagen wurden, oder vorbereitet werden, um die Muster der Neutrinomassen zu beobachten. Und unter ihnen möchte ich erwähnen, dass diese 4 Experimente hauptsächlich versuchen, atmosphärische Neutrinos zu benutzen, zu beobachten, um das Musters der Neutrinomassen zu verstehen. Ich fasse zusammen: Atmosphärische Neutrinos wurden zum ersten Mal vor 50 Jahren beobachtet. Und Protonzerfallsexperimente in den 80er Jahren beobachteten viele Ereignisse atmosphärischer Neutrinos und entdeckten das Defizit an atmosphärischen Myon-Neutrinos. Im Jahr 1998 entdeckte Super-Kamiokande Neutrinooszillationen, die zeigten, dass Neutrinos eine Masse haben. Seit damals haben verschiedene Experimente, inklusive der solaren Neutrinoexperimente, Neutrinooszillationen beobachtet. Es tut mir leid, dieser Teil wurde in meinem Vortrag nicht diskutiert. Die Entdeckung der endlichen Neutrinomasse hat ein neues Fenster für die Untersuchung der Physik jenseits des Standardmodells der Teilchenphysik eröffnet. Nun, ich sehe viele junge Menschen und möchte betonen, dass es bei den Neutrinos noch viele Dinge gibt, die beobachtet oder untersucht werden können. Und zum Schluss, weil der Titel des Vortrags 'Atmosphärische Neutrinos' lautet, möchte ich erwähnen, dass die Experimente mit atmosphärischen Neutrinos auch weiterhin zu den Neutrinostudien beitragen werden. Das ist alles, vielen Dank.


Atmospheric neutrinos are produced by cosmic ray interactions with the air nuclei in the atmosphere. The interactions of these neutrinos have been observed in underground detectors for about 50 years. In 1998, neutrino oscillations were discovered by the detailed studies of these neutrinos with the Super-Kamiokande experiment, a water Cherenkov detector with the total mass of 50 kilo-tons. In this lecture, I will discuss the experimental studies that led to the discovery of neutrino oscillations, the present studies, and the possible future neutrino experiments for further studies of neutrino properties. The implications of the small neutrino masses will also be discussed briefly.