The Sudbury Neutrino Observatory (SNO) was a 1,000 tonne heavy-water-based neutrino detector created 2 km underground in an active nickel mine near Sudbury, Canada

Alright, so what I want to talk to you about today is basically the kind of neat things you can do if you create something that’s beyond what people have created before. In our case the creation of an extremely low radioactivity location. A location where you then are able to do experiments that otherwise you couldn’t possibly do. In Canada we have a phenomenon called the Northern Lights. And it lights up the sky due to cosmic ray particles in general. And by going a couple of kilometres underground you can avoid having your detector essentially glow like the Northern Lights do. And that’s what we did in what was originally the Sudbury Neutrino Observatory and then became, by extension, this is this over here, now what’s called SNOLAB. And when you go to a new experimental situation like that, you can study very interesting things. We studied neutrinos from the sun, particularly with the Sudbury neutrino observatory, and so this is kind of midway in our scale from the smallest particles all the way to the largest reaches of the universe. But we also were able to contribute to a knowledge of those smallest particles, neutrinos, and where they fit into the laws of basic physics. We were able to study the sun and get very good information on how it burns. And, of course, we also were able to determine parameters that relate to how the universe has evolved. And that will continue to be the case as we do further experiments in the new laboratory because I’ll say a word or two about dark matter detection, which is a substantial factor in terms of how the universe has evolved. I think the term “stand on the shoulders of giants” was used extensively yesterday and it really is true. The pioneers in this field of solar neutrino physics were Ray Davis, who received the Nobel Prize in 2002 for his work with a large tank of chlorine, and John Bahcall who did the detailed calculations of how the sun should be emitting the electron neutrinos. Davis’s detector of electron neutrinos showed three times fewer neutrinos than were calculated. The question was, were the calculations incomplete or incorrect. Similar for the experiments I suppose, but also the question of whether something else might be happening. And in particular Gribov and Pontecorvo, based on ideas that Pontecorvo and others, and I’ll show you later in more detail, had proposed that neutrinos might oscillate, might change from one flavour into another. And perhaps electron neutrinos were changing into muon neutrinos as was known as that time. And that that was the explanation for why they weren’t being detected in Davis’s experiment which could only see electron neutrinos. Well, that was back, starting in 1968. When we got into this game in 1984 we started because Herb Chen, a professor at UC Irvine, had the audacious question to Canadian funding agencies of whether he could possibly borrow, we could possibly borrow $300 million worth of heavy water to do an experiment. Actually the first thing he asked for would have been the equivalent of $1.2 billion worth of heavy water, but we got it down to 1,000 tons. And it turned out it was possible to borrow that 1,000 tons. And so we ended up forming a collaboration. Here you see the collaboration, there are 16 people started in 1984. In 1986 you see a collaboration meeting at the Chalk River Laboratories. Herb Chen and George Ewen were the original spokesmen in the United States and Canada. Dave Sinclair brought the UK into the project the next year. Unfortunately Herb Chen, although he looks great in this picture, was already suffering from leukaemia. He discovered it actually at this meeting. Six months later he had passed away from leukaemia. As you can see at a very early age. That shocked us all. But we proceeded with the project, proceeded adding additional participants in Canada and the US. I was at Princeton at the time and became the US spokesman after Herb passed away in 1987. And then I became the director of the project in 1989 and moved back to Canada for that purpose. So we started with 16 people. I’m going to show you later 273 eventual authors on the paper. The majority of those people were students and postdocs. And so one of the things we’re particularly proud of is the fact that this was not just a scientific bit of research, but it was an educational exercise as well. And so it’s a real pleasure to me to see this group of young people here today, because one of the pleasures for all of us older people involved in this experiment has been the set of young people we got to work with over the years. So if you have heavy water then you have the opportunity for two separate signatures. It turns out that about 1 in 6,400 molecules of the ordinary water you drink are D2O, instead of H2O, an extra neutron in the nucleus. And that extra neutron, as you can see here, gives you an opportunity for a measurement that has an electron neutrino specifically coming in, changing that neutron into a proton and a fast moving electron that produces via the Cherenkov process a cone of light in the forward direction. With heavy water you also have an additional opportunity to observe a reaction in which those neutrinos can simply break apart heavy water and releasing a neutron. And we had three different ways of detecting that neutron. As my colleague Professor Kajita explained earlier, neutrinos are unique particles that penetrate, well, it turns out they only experience the weak interaction, and therefore for them atoms are basically open space. They only stop or participate in a reaction if they hit the nucleus or one of the electrons head-on. So they can go through, for example, the distance that light travels in a year in lead. So one light year of lead but only a 50% chance of interaction. And so it makes it extremely difficult, these are very small cross sections that you’re dealing with here. But if you can build an experiment that makes it possible for you to observe these two reactions, you can then compare them. That same property of being hard to detect means that the neutrinos can come out from the sun with very little interaction. And so we were able to observe solar neutrinos and compare these two reactions and without reference to how many were produced in the first place, get a ratio of the number of neutrinos that had survived to the detector. In other words what we observed in fact was that only, there were only effectively one third of the total number of neutrinos that were still electron neutrinos at the time that they reached us. But we had to be extremely careful in doing this experiment because there are other processes. Any gamma ray that has an energy greater than 2.2 million electron volts, and they are emitted in the decay chains of uranium and thorium, can break apart, deuterium into neutron and proton and mimic this second reaction by producing a free neutron. And so we had to control the radioactivity extremely well. We ended up controlling the radioactivity in the heavy water in the middle of our detector such that there was less than one radioactive decay per day, per ton of water in the centre. And that was what was necessary in order to be sure that the radioactivity level was low enough that that was not what we were observing. Same time we measured that radioactivity very accurately so that we could do a subtraction of the radioactivity. We had reduced it to a factor 3 or 4 lower than the observations that we had from neutrinos themselves and we measured them to 20 to 30% uncertainty. And so we ended up with a very small uncertainty overall in the contribution from radioactivity. What was really the tour de force in this experiment was control of radioactivity. There is another reaction in which electron neutrinos, actually which all neutrino types scatter from electrons. It’s a significantly lower cross section than the other two and it’s dominated by electron neutrinos. Basically you end up with about 6 times greater sensitivity for electron neutrinos than the other types but you have a small sensitivity to electron neutrinos. And in fact the first results that we reported with about 3 standard deviation uncertainty were a comparison of this first reaction and this one as measured by the Super-Kamiokande detector. And my colleague Professor Kajita didn’t mention the fact that Super-Kamiokande has made some really significant measurements of solar neutrinos as well as atmospheric neutrinos over the years. We combined our results with them. Then when we were able to go to a full measurement of this reaction as well, we had something on the order of 5.3 standard deviations which we considered a discovery of flavour change for solar neutrinos. Now, that neutral current reaction so-called, we detected neutrons in three ways, three different phases of the experiment, because we wanted to be sure that we had the same results in all those three phases. And also as we moved from phase to phase we were improving our sensitivity. In the first phase we simply allowed the neutrons to recapture in deuterium, producing a 6.25 MeV gamma ray. And that was the observation. You notice the efficiency for neutrino capture was about 14%. We then put a couple of tons of salt in the water, in heavy water. And that increased our efficiency for detection of neutrons to 40% and also created events because of the number of gamma rays that are emitted in that capture, that were much more isotropic than the cones of light from the specifically electron neutrino sensitive reaction, that so-called charge current reaction. And then finally we put an array of about 400 metres of very low radioactivity proportional counters. They didn’t add to that central radioactivity level I mentioned of less than one radioactive decay per day per ton of water in the centre. And in this case we had explicit signals from the detection of a neutron. So this is what the detector looks like in a larger scale drawing. In the centre here is the biggest Christmas tree ornament you’ve ever seen, made out of plexiglass or acrylic. It had to be fabricated from 120 pieces that were small enough to come down on the 3 metre by 4 metre elevator or cage for the mine. It’s surrounded by about 9,500 phototubes. And each one of them had about a 25% quantum efficiency. In other words, 25% probability of observing single photon of light. The remaining area was filled with ultra-pure water, purified in the same way as the heavy water, which was in the centre here. And so what we’re looking for is a signal that comes in, where a neutrino comes in and produces a burst of light from one of those two reactions that I mentioned in the previous slide. We produced a liner on the cavity that was 34 metres high and 22 metres in diameter, and all of this was 2 kilometres below the ground. This shows you the sort of construction process where we were bonding together the last few bits of the acrylic sphere. Everyone who came in to work took a shower and put on clean, lint-free clothing, because we were maintaining about a class 2,000 clean room in the entire detector throughout the experiment. You can see here the floors were pretty clean. My mother came to visit at one point and said, “It looks pretty clean, dear.” I think she was amazed that I could be responsible for anything that was as clean as that was. Anyway, the water systems themselves were ever cleaner inside. As I mentioned we were able to achieve this goal. So the first phase of the experiment where the neutrons were capturing in deuterium gave a neutral current signal that is shown here. And the charge current signal actually follows in this case the emission, the energy spectrum for the emission of neutrinos. And what we did in order to see whether neutrinos had in fact changed their type, was to do a hypothesis test of whether there was any possibility that they had not changed their type. And there was less than 5, and that turned out to be incorrect with a 5.3 sigma uncertainty. In other words, less than 1 chance in 10 million that there was no change in neutrino type. And therefore this was a clear demonstration that neutrinos changed their type. Essentially here was the calculations of the solar models, McCall and others, this happens to be McCall’s calculation at the time in the year 2000. Our measurement of electron neutrinos from that particular reaction, the boron 8 reaction, was about one third of that calculated value. But when you measured all neutrino types you found that that matched very accurately the calculations of the sun. So at the same time we were able to do neutrino physics in terms of having again demonstrated very clearly that neutrinos oscillate, in this case for electron neutrinos. And we also were doing solar physics in the sense of having validated the calculations of the sun. Now, in order to do this we had to do a lot of careful calibrations. You see here different energies from radioactive sources that were deployed throughout the volume by using a string and pulley technique. This is not to scale, of course, but it would be about that size if it were to scale. But it’s typical of a radioactive source being placed in different locations in the experiment. And you can see the set of sources including a neutron source. So we used to do that. And in addition we measured the uranium and thorium content in the water in several ways. We sampled the water and measured it externally in terms of filtering the water to extract via several techniques the daughter products of the uranium and thorium chains. We also looked at the low energy region of the data where we were able to separate on a statistical basis, on the basis of isotropy, the difference between uranium and thorium in terms of the quantities. And here you see what our objectives were, in each case for radon. By the way, we also sampled for radon gas, having de-gassed the water very carefully in the detector. So we had measurements of radon gas in the heavy water and we had measurements of the radium isotopes from the thorium and uranium chain. These were our goals, and you can see that the data measured over the period of about 7 years when we were running we were below those, except for a few excursions that we knew about and didn’t accept that data. When we put the salt in, the signal from the OAM neutrino type, where the so-called neutral current signal, the neutrons, went up significantly compared to the data I showed you before. And that was exactly as was predicted back in 1987 when we applied for the funding for the project in the first place which we thought was quite remarkable but very satisfying. It was a situation that I think is not uncharacteristic of many experiments that you try to do that are tough. And that is you set about in the first place the idea that there is a significant piece of physics that you can do here, if you can only make the measurement adequately. And we started in 1984 as I said and eventually had the measurements in 2001 and 2002. And in the meantime what was done was to take the idea, which started back with one of our founders Herb Chen, and pushed it to the point where by doing all of the technology adequately we were able to make the measurements. This shows you the results we had after the salt phase, plotted in a slightly different way. What’s plotted is the flux of muon and tau neutrinos, we can’t tell the difference between them. But on that axis are electron neutrinos, on this axis for the charge current reaction you’re only sensitive to electron neutrinos. For the neutral current reaction you have the slope that you see here. The black bar is the Super-Kamiokande measurements of elastic scattering, given the sensitivity of that reaction. And green is our results for that. So what you see is that they all are in very nice agreement, and these are the numbers for the fluxes in each case. So two things: One, the ratio of charge current to neutral current is only about one third and measured really quite accurately. And secondly, the total flux, which is what is to be compared with the standard solar model calculations, is also in very good agreement with that. Now, the next phase of the project we put in 400 metres of low background neutron counter. So it was kind of fun for our young people working on the project because they got to run a remotely operated submarine. It turned out that nobody over the age of 23 could conceivably run that thing. We absolutely needed the video game generation in order to – well, I think there’s other qualities that deteriorate with age as well. So we had students that were, and postdocs that were flying this submarine and putting these 400 metres of neutron detectors in the middle of $300 million worth of heavy water. And they did a fantastic job which is another indication of the way in which students and postdocs can contribute significantly to even major projects. So when we eventually had the data from that phase of the project we had measurements from the helium, from these detectors that had helium 3 in them, that then detected neutrons. We were able to calibrate that with neutron sources. We were able to observe the typical background in the detectors by having helium 4 instead of helium 3 in there. And we then did a joint analysis of all three phases. And these are our final results expressed as a ratio of electron neutrinos to all neutrinos and expressed as a measure of the flux from the boron-8 reaction in the sun. Now, of course, we were not the only ones measuring solar neutrinos. We were the only ones with two separate things that could be measured with respect to solar neutrinos. And so we had an advantage from that point of view. But Ray Davis’s original experiments starting in 1968 had a threshold there and measuring everything above it in 1992, well, 1989 Kamiokande started measuring solar neutrinos with a threshold very similar to ours, with the elastic scattering reaction. Gallium was used and in this case measured all the way down to the PP neutrino region. These are the fluxes on those different reactions I showed you earlier. And so at the point when we were reporting our results in 2001 and 2002 this was the situation. All of those experiments that were either exclusively or predominantly sensitive to electron neutrinos, we were seeing too few but the question was why. Our measurements ended up giving a measurement that was smaller than what Super-Kamiokande observed. And, of course, that was because they had a small component of mu and tau sensitivity. This is our all neutrino flux compared with theory. And so that’s basically what we measured. It was done with a large group of people, large set of institutions and funding agencies. It was really an international project from the very beginning. And these are the 273 names. You can’t read them but it’s important to me that those names are up there because everybody in the project contributed to it. And I’m standing up here in front of you as a Nobel Prize winner but there’s no question that the people that you see in front of you are the ones that did the work for the winning of that prize. So let’s talk for a moment about where we are with respect to neutrino physics in terms of our knowledge of the parameters associated with the oscillation of neutrinos. It was mentioned earlier by Professor Kajita that there is a formulism which is attributed in combination to Pontecorvo, Maki, Nakagawa and Sakata. The basic idea is that the electron mu and tau eigenstates are a linear combination of mass eigenstates. And that then, when they propagate it, is the kinematics of the mass that determines how they propagate. And if you work through the equations you end up for 2 neutrinos, let’s say mu is going to electrons with oscillatory behaviour as you see here and as you saw in the data for Super-Kamiokande. What’s nice about this rather complicated matrix when you go to 3 by 3 is that it breaks down into different components which are characterised by parameters, usually expressed as angles here, angles for example between mass 2 and mass 3, cosine of that angle, between mass 1 and mass 3 and so on. In solar, and it was later confirmed in reactor measurements such as KamLAND, we were able to measure the parameters for 1, 2 as well as measuring the difference in mass squared between 1 and 2 with atmospheric neutrinos, super K had measured 2, 3, both these parameters and the difference in mass. Subsequently there have been measurements of the 1, 3 parameters, and what is still uncertain is this CP violating phase, and that’s something that people are very interested in trying to pursue with larger scale experiments, particularly with accelerator beams. Now, oscillations of neutrinos are basically this set of parameters. But for a phenomenon called neutrino-less double beta decay there are a couple of additional phases that come in, but basically these are the same parameters. And so we’ve made a step forward in terms of trying to understand where we should be looking for neutrino-less double beta decay by having to find these other parameters. If you look at what has happened, if you combine all of the solar data from the various measurements you see here the different reactions that participate, you see in the coloured bars here that give the total expected flux, you see the measured fluxes in the various experiments. And what you find is, if you analyse that and particularly if you include another phenomenon referred to as Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein effect, in which there’s a slightly different interaction of electron neutrinos with electrons in the sun, then you have for the other neutrinos, basically it’s an additional W exchange instead of just a Z exchange. The conclusion is that the electron neutrinos are essentially converted into a pure mass 2 state. And they stay in that state as they travel to the earth. You also end up determining delta m squared 1, 2 as I mentioned. But you also determine that mass 2 is greater than mass 1 because of the interactions with the electrons in the sun. So if you put together the information that we know, this is what’s in the particle data group right now, you know all of these different mixing angles with reasonable accuracy, you know differences in mass. You don’t know the absolute mass scale yet although measurements of normal beta decay and the N point have defined that to be less than about 2 electron volts. You don’t know the mass hierarchy in the sense that you don’t know whether mass 3 is greater than the other two. And that’s the subject of a number of measurements being planned. You don’t know the CP violating parameter which people find interesting in the sense that they’d like to get clues about how matter, any matter asymmetry occurred in the early universe by studying the light neutrinos, it’s not these neutrinos that would participate in that, but they’d like to understand the relationship. Neutrinos double beta decay can tell you whether a neutrino is Majorana or Dirac particle. In other words, in the case of Majorana whether it’s its own anti-matter particle. There are a variety of kind of 2 sigma results that suggest there may be a lighter right-handed neutrinos referred to as sterile neutrinos. So there’s a lot still to do. And we’re fortunate in Canada to have been able to expand our laboratory. It’s right now until the laboratory in China hits full stride, a laboratory that’s the deepest one available. The one in Jinping is a little bit deeper. So I think there’s going to be significant interest in the future in this laboratory, in Gran Sasso, in Kamioka, in the types of physics that I’m going to talk about. There are a number of experiments that are being cited or have been cited in the SNOLAB, so-called laboratory, including a recycling of the SNO detector to do neutrino-less double beta decay. Speaking about that the idea is to put a liquid scintillator in place of the heavy water which actually has been returned, and load that liquid scintillator with about 4 tons of a Tellurium compound that is dissolvable and transparent when it is dissolved. That will give us a very good sensitivity. Tellurium has about 34% natural abundance of one of the isotopes that can give you neutrino-less double beta decay. There’s only a few that can give you that. And we expect to have a very sensitive experiment when we start in 2017. A number of different techniques are being applied in our laboratory to look for dark matter. There are, of course, many others being studied around the world. Others tell you about, I’ll show you a couple of pictures of SNO+ and also one or two of the dark matter experiments. In SNO+ because the liquid scintillator is lighter than water, as opposed to heavy water, we had to then hold down the central vessel. That has now been established, it’s the biggest macramé project I think that’s ever been done, but these things that come over the top are in place and hold it down. And we’re in the process of starting to fill with ordinary water and hope to have a liquid scintillator in by the end of the year. Just to show you what comes in to neutrino-less double beta decay, you have to have a finite mass for a neutrino and you have to have then the sensitivity for the half-life which is 10^26 years or greater if the mass is less than 0.1 electron volt. You see that the expression involves an effective mass which is made up of the actual m1, m2, m3s and the parameters I mentioned that have been measured in oscillations but in addition to a couple of other phases. And what you end up with is these potential regions where you might observe an effective mass depending upon the 2 hierarchies. Present limits, lowest one is about 200 milli-electron volts, and we would hope to get down into this region. As you can see in the next transparency this is what peak would look like from neutrino-less double beta decay, at the end of the 2 neutrino spectrum, if you were at a value of neutrino mass, effective neutrino mass that’s equivalent to the current lowest limit. We actually hope to get down to much lower levels. Matrix elements for the nuclear physics affect our sensitivity there, too. Ok, I will simply say that if you use liquid argon you have the opportunity to do a nice discrimination between dark matter particles that give you 10 nanosecond pulses in your detector and other background that gives you 10 microsecond pulses in your detector ionisation. If you use germanium or silicon detectors, you can operate them as bolometers and the difference in sensitivity in bolometry and in ionisation enables you again to discriminate against the ionising pulses compared to nuclear recoils. But just to show you what the situation is now with respect to dark matter detection, there’s a series of limits that have been placed by various experiments. These are the solid lines coloured in here. There’s a limit as to how well you can make these measurements, ironically created by neutrinos, the neutrino background. Neutrinos are now background rather than the thing you’re trying to measure. But with 4 tons of liquid argon in the deep 3,600 experiment, which we’re filling, we have about 800 kilograms of the eventually 3,600 kilograms in place, and we hope to be taking data very soon. We can get into this region and with SuperCDMS they can get into this other region of lower mass. And so the hope is that we may perhaps see dark matter particles interacting directly or at least set further limits that are down in the region that you might expect from supersymmetric theories predicting wimps of that nature. So I simply wanted to say to you that if you reduce radioactivity to its lowest levels, you have some great opportunities to do exciting physics. And those things that you can do in particle astrophysics and neutrino physics answer some of the most basic questions that we can ask about our universe. Thank you very much.

Ich möchte mit Ihnen heute über die tollen Sachen sprechen, die man machen kann, wenn man etwas erschafft, das jenseits dessen ist, was Menschen schon vorher erschaffen haben. In unserem Fall war das die Errichtung eines Ortes mit extrem niedriger Radioaktivität. Ein Ort, an dem man dann Experimente durchführen kann, die anders überhaupt nicht durchführbar wären. In Kanada haben wir ein Phänomen, das Nordlicht genannt wird. Es erleuchtet den Himmel durch Teilchen der kosmischen Strahlung. Wenn man ein paar Kilometer unter die Erde geht, kann man vermeiden, dass der Detektor im Wesentlichen glüht wie es die Nordlichter machen. Wir machen genau das in der Einrichtung, die ursprünglich das Sudbury Neutrino-Observatorium war und dann durch Ausbauten, es ist dies hier drüben, zum sogenannten SNOLAB wurde. Wenn man eine neue experimentelle Situation wie diese hat, kann man sehr interessante Dinge untersuchen. Wir untersuchten Neutrinos von der Sonne, besonders mit dem Sudbury Neutrino-Observatorium. Dies ist etwa im Zentrum unserer Skala beginnend bei den kleinsten Teilchen bis hin zu den größten Ausdehnungen des Universums. Wir waren aber auch in der Lage, zum Wissen über diese kleinsten Teilchen, über die Neutrinos, beizutragen, und darüber, wo sie in die Gesetze der Grundlagenphysik hineinpassen. Wir konnten die Sonne untersuchen und erhielten sehr gute Informationen darüber, wie sie brennt. Und natürlich konnten wir auch Parameter bestimmen, die sich darauf beziehen, wie das Universum sich entwickelt hat. Dies wird weiterhin der Fall sein, wenn wir zukünftig im neuen Labor weitere Experimente durchführen werden, da ich ein paar Worte über den Nachweis dunkler Materie verlieren werde, die ein wichtiger Faktor in der Evolution des Universums ist. Ich denke, der Begriff „auf der Schulter von Giganten“ wurde gestern oft benutzt, und er ist wirklich zutreffend. Die Pioniere auf dem Gebiet der Sonnen-Neutrinophysik waren Ray Davis, der den Nobelpreis 2002 für seine Arbeit mit einem großen Tank Chlor erhielt, und John Bahcall, der die detaillierten Berechnungen durchführte, wie die Sonne die Elektron-Neutrinos emittieren sollte. Davis‘ Elektron-Neutrinodetektor zeigte nur ein Drittel der Neutrinos, die berechnet wurden. Die Frage war, waren die Berechnungen nicht vollständig oder falsch? Ähnliches trifft auf die Experimente zu, aber auch auf die Frage, ob irgendetwas anderes passierten könnte. Und besonders Gribow und Pontecorvo schlugen auf der Basis von Ideen Pontecorvos und anderen vor, ich werde es Ihnen später detaillierter zeigen, dass Neutrinos oszillieren könnten, von einer Flavour zur anderen wechseln könnten. Vielleicht wechselten Elektron-Neutrinos zu Myon-Neutrinos, die man damals schon kannte. Und dass dies die Erklärung wäre, warum sie in Davis‘ Experiment, das nur Elektron-Neutrinos sehen konnte, nicht entdeckt wurden. Das war damals, beginnend im Jahr 1968. Als wir hiermit 1984 begannen, starteten wir, weil Herb Chen, ein Professor am UC Irvine, den kanadischen Fördereinrichtungen die kühne Frage gestellt hatte, ob er möglicherweise schweres Wasser im Wert von 300 Millionen Dollar leihen könnte, um ein Experiment durchzuführen. Tatsächlich wäre seine erste Anfrage das Äquivalent von schwerem Wasser für 1,2 Milliarden Dollar gewesen, aber wir konnten es später auf 1,000 Tonnen reduzieren. Es stellte sich heraus, dass es möglich war, diese 1,000 Tonnen zu leihen. So etablierten wir ein gemeinsames Projekt. Hier sehen Sie die Gruppe, es waren 16 Leute, die im Jahr 1984 begannen. Sie sehen hier ein Projekttreffen bei den Chalk River Laboratories im Jahr 1986. Herb Chen und George Ewan waren die ersten Sprecher in den Vereinigten Staaten und Kanada. Dave Sinclair brachte ein Jahr später Großbritannien in das Projekt. Unglücklicherweise litt Herb Chen, obwohl er im Bild großartig aussieht, schon an Leukämie. Er entdeckte es tatsächlich während des Treffens. Wie Sie sehen können, war er noch sehr jung. Das hat uns alle schockiert. Aber wir setzten das Projekt fort und nahmen zusätzliche Teilnehmer aus Kanada und den USA auf. Ich war damals in Princeton und wurde der US-Sprecher, nachdem Herb 1987 verstarb. Dann wurde ich im Jahr 1989 Direktor des Projekts und zog deshalb zurück nach Kanada. Wir begannen also mit 16 Leuten. Ich werde Ihnen später die letztlich 273 Autoren der Veröffentlichung zeigen. Die Mehrheit dieser Leute bestand aus Studenten und Postdocs. Wir sind besonders stolz auf der Tatsache, dass dies nicht nur ein wissenschaftliches Forschungsprojekt war, sondern auch ein Ausbildungsprojekt. Es ist daher für mich eine besondere Freude, diese Gruppe junger Leute hier zu sehen, weil die Gruppe der jungen Menschen, mit denen wir über die Jahre gearbeitet haben, ein Vergnügen für uns ältere Wissenschaftler darstellt, die in diesem Experiment involviert waren. Wenn man schweres Wasser besitzt, dann hat man die Möglichkeit für zwei unterschiedliche Signaturen. Es stellt sich heraus, dass 1 von 6.400 Molekülen des normalen Trinkwassers D2O ist, anstelle von H2O, mit einem zusätzlichen Neutron im Kern. Dieses zusätzliche Neutron, wie Sie hier sehen können, gibt Ihnen eine Messmöglichkeit: Spezifisch kommt ein Elektron-Neutrino herein, wandelt das Neutron in ein Proton und ein schnelles Elektron um, das über den Tscherenkow-Prozess einen Lichtkegel in der Vorwärtsrichtung erzeugt. Mit schwerem Wasser hat man die zusätzliche Gelegenheit, eine Reaktion zu beobachten, in der diese Neutrinos einfach das schwere Wasser zerbrechen können und ein Neutron freisetzen. Wir konnten das Neutron auf drei unterschiedlichen Wegen nachweisen. Wie mein Kollege Professor Kajita vorhin erklärt hat, sind Neutrinos einzigartige Teilchen, die durchdringen, nun, es stellt sich heraus, dass sie nur die schwache Wechselwirkung erfahren und für sie das Atom daher „Luft“ ist. Sie stoppen oder nehmen an einer Reaktion nur teil, wenn sie den Kern oder eines der Elektronen frontal treffen. Sie können daher beispielsweise die Entfernung, die Licht in einem Jahr durchquert, in Blei durchdringen. Ein Lichtjahr in Blei, aber nur eine 50 % Wahrscheinlichkeit einer Wechselwirkung. Das macht es extrem schwierig, dies sind sehr kleine Querschnitte, mit denen man hier zu tun hat. Wenn man aber ein Experiment bauen kann, das es ermöglicht, diese zwei Reaktionen zu beobachten, dann kann man sie vergleichen. Dieselbe Eigenschaft, die der Grund ist, dass sie nur schwierig zu entdecken sind, bedeutet, dass die Neutrinos mit sehr wenig Wechselwirkung aus der Sonne entkommen können. Daher waren wir in der Lage, Sonnen-Neutrinos zu beobachten und diese zwei Reaktionen zu vergleichen, konnten das Verhältnis der Anzahl der Neutrinos erhalten, die bis zum Detektor überlebt haben, ohne Bezug darauf, wie viele am Anfang produziert wurden. Mit anderen Worten, wir beobachten tatsächlich, dass es nur effektiv ein Drittel der Gesamtanzahl der Neutrinos war, die immer noch Elektron-Neutrinos zu dem Zeitpunkt waren, als sie uns erreichten. Wir mussten aber sehr sorgfältig mit unserem Experiment sein, weil es andere Prozesse gibt. Jede Gammastrahlung, die eine Energie von mehr als 2,2 Millionen Elektronenvolt hat, und sie werden in der Zerfallskette des Urans und Thoriums emittiert, kann Deuterium in ein Neutron und Proton zerbrechen lassen und diese zweite Reaktion vortäuschen, indem sie ein freies Neutron erzeugt. Daher mussten wir die Radioaktivität extrem gut kontrollieren. Wir kontrollierten daher schließlich die Radioaktivität im schweren Wasser in der Mitte unseres Detektors so, dass es weniger als einen radioaktiven Zerfall pro Tag gab, pro Tonne Wasser im Zentrum. Das war notwendig, um sicher zu sein, dass das Radioaktivitätsniveau niedrig genug war, damit wir das nicht beobachten würden. Einige Zeit lang haben wir die Radioaktivität sehr genau gemessen, sodass wir sie abziehen konnten. Wir hatten sie auf einen Faktor drei oder vier niedriger als unsere Beobachtungen reduziert, die wir von den Neutrinos selbst hatten, und sie mit einer Unsicherheit von 20 bis 30 % gemessen. Wir endeten mit einer sehr kleinen Gesamtunsicherheit aus dem Beitrag der Radioaktivität. Die Tour de Force in diesem Experiment war die Kontrolle der Radioaktivität. Es gibt eine weitere Reaktion, mit der Elektron-Neutrinos, mit der tatsächlich alle Neutrinotypen von Elektronen gestreut werden. Sie hat einen wesentlich kleineren Querschnitt als die anderen zwei und wird von den Elektron-Neutrinos dominiert. Man hat grundsätzlich etwa die sechsfache Empfindlichkeit für Elektron-Neutrinos verglichen mit allen anderen Typen, aber die Empfindlichkeit für Elektron-Neutrinos ist klein. Und tatsächlich waren die ersten von uns berichteten Ergebnisse mit etwa drei Standardabweichungen ein Vergleich dieser ersten Reaktion und dieser hier, wie sie durch den Super-Kamiokande-Detektor gemessen wurde. Mein Kollege Professor Kajita hat die Tatsache nicht erwähnt, dass der Super-Kamiokande über die Jahre einige sehr signifikante Messungen solarer Neutrinos sowie Atmosphären-Neutrinos gemacht hat. Wir haben unsere Ergebnisse mit ihren kombiniert. Als wir dann zu einer vollen Messung auch dieser Reaktion übergehen konnten, hatten wir etwa eine Größenordnung von 5,3 Standardabweichungen, was wir für eine Entdeckung des Flavour-Wechsels für Sonnen-Neutrinos hielten. Nun, diese sogenannte Neutralstrom-Reaktion, wir wiesen Neutronen auf drei Arten nach, drei unterschiedlichen Phasen des Experiments, weil wir sicher sein wollten, dass wir dieselben Ergebnisse in allen diesen drei Phasen erhielten. Während wir von Phase zu Phase gingen, steigerten wir unsere Empfindlichkeit. In der ersten Phase erlaubten wir einfach, dass die Neutronen im Deuterium wieder eingefangen werden und eine 6,25 MeV Gammastrahlung erzeugten. Das war die Beobachtung. Beachten Sie, dass die Effizienz für den Neutrinoeinfang etwa 14 % betrug. Wir lösten dann ein paar Tonnen Salz im Wasser, im schweren Wasser. Dies erhöhte unsere Nachweiseffizienz für Neutronen um 40 % und erzeugte auch Ereignisse, aufgrund der Anzahl der Gammastrahlen, die beim Fangen emittiert wurden. Sie waren viel isotroper als die Lichtkegel von den Reaktionen, die spezifisch für Elektron-Neutrinos empfindlich sind, diese sogenannte geladene Stromreaktion. Dann haben wir schließlich eine Anordnung von etwa 400 Metern Proportionalzählrohren sehr niedriger Radioaktivität installiert. Sie lieferten keinen zusätzlichen Beitrag zum zentralen Radioaktivitätsniveau, das ich erwähnte, von weniger als einem radioaktiven Zerfall pro Tag pro Tonne Wasser im Zentrum. In diesem Fall hatten wir explizite Signale vom Neutronennachweis. So sieht der Detektor in einer Zeichnung in großem Maßstab aus. Im Zentrum hier befindet sich der größte jemals hergestellte Weihnachtsbaumschmuck, hergestellt aus Plexiglas oder Acryl. Er musste aus 120 Teilen zusammengesetzt werden, die klein genug für den Transport im drei Meter mal vier Meter großen Aufzugskäfig des Bergwerks waren. Er ist umgeben von etwa 9.500 Fotoröhren. Jede dieser Röhren hatte eine Quanteneffizienz von etwa 25 %. Anders gesagt eine 25 % Wahrscheinlichkeit, ein einzelnes Lichtphoton zu beobachten. Das restliche Volumen war mit Reinstwasser gefüllt, das genauso wie das schwere Wasser, das sich hier im Zentrum befindet, gereinigt war. Wir suchen nach einem hereinkommenden Signal, wo ein Neutrino hereinkommt und einen Lichtpuls über eine der zwei Reaktionen erzeugt, die ich in der vorherigen Folie erwähnt habe. Wir stellten eine Auskleidung für die Höhle her, die 34 Meter hoch war und 22 Meter Durchmesser hatte, all das fand 2 Kilometer unter der Oberfläche statt. Dies zeigt die Art des Errichtungsprozesses, wo wir die letzten paar Teile der Acrylkugel zusammenkleben. Jeder, der zur Arbeit kam, musste erst duschen und dann saubere, fusselfreie Kleidung anziehen, weil wir während des gesamten Experiments einen Reinraum etwa der Klasse 2.000 im gesamten Detektor unterhielten. Sie sehen hier, dass der Boden ziemlich sauber war. Meine Mutter hat mich einmal besucht und gesagt: „Es sieht hier ziemlich sauber aus, Liebling.“ Ich denke, sie war erstaunt, dass ich für etwas verantwortlich war, das so sauber war. Wie auch immer, die Wassersysteme selbst waren innen noch sauberer. Wie ich erwähnte, haben wir dieses Ziel erreicht. Die erste Phase des Experiments, in dem die Neutronen im Deuterium gefangen wurden, erzeugten ein Neutralstromsignal, das hier gezeigt ist. Das geladene Stromsignal folgt in diesem Fall tatsächlich der Emission, dem Energiespektrum für die Emission der Neutrinos. Um zu sehen, ob die Neutrinos tatsächlich ihren Typ änderten, führten wir einen Hypothesetest durch, ob es irgendeine Möglichkeit gäbe, dass sie ihren Typ nicht geändert hatten. Und es war weniger als 5, und die Annahme stellte sich als nicht richtig heraus mit einer Unsicherheit von 5,3 Sigma. Mit anderen Worten war die Wahrscheinlichkeit geringer als 1 in 10 Millionen, dass es keine Änderung des Neutrinotyps gab. Daher was dies ein klarer Beweis, dass Neutrinos ihren Typ ändern. Wesentlich hier waren die Berechnungen der Sonnenmodelle, McCall und andere, dies ist die Berechnung McCalls zu der Zeit im Jahr 2000. Unsere Messungen der Elektron-Neutrinos aus dieser speziellen Reaktion, der Bor-8 Reaktion, war etwa ein Drittel des berechneten Werts. Wenn aber alle Neutrinotypen gemessen wurden, war der Befund, dass sie sehr genau den Sonnenberechnungen entsprachen. Damals waren wir also in der Lage, Neutrinophysik in dem Sinn durchzuführen, dass wir wieder sehr klar bewiesen hatten, dass Neutrinos oszillieren, in diesem Fall Elektron-Neutrinos. Dadurch, dass wir die Berechnungen der Sonne validiert haben, führten wir aber auch Sonnenphysik durch. Um dies durchzuführen, mussten wir eine Menge sorgfältiger Kalibrationen ausführen. Sie sehen hier unterschiedliche Energien aus radioaktiven Quellen, die mithilfe einer Schnur-und-Rollen-Technik im gesamten Volumen verteilt wurden. Dies ist natürlich nicht maßstabsgetreu, aber es ist etwa die Größe, die es maßstabsgetreu hätte. Aber es ist typisch für eine radioaktive Quelle, die an unterschiedlichen Stellen im Experiment platziert wurde. Und hier sieht man die Sätze der Quellen einschließlich einer Neutronenquelle. Das machten wir. Zusätzlich haben wir den Uran- und Thoriumgehalt im Wasser auf mehreren Wegen gemessen. Wir beprobten das Wasser und haben es außerhalb durch Filtration gemessen, um über verschiedene Techniken die Tochterprodukte der Uran- und Thoriumketten zu extrahieren. Wir schauten uns auch den niederenergetischen Bereich der Daten an, wo wir den Unterschied zwischen Uran und Thorium in Bezug auf die Mengen auf Basis der Isotropie statistisch trennen konnten. Hier sehen Sie unsere Zielgrenzen, in jedem Fall für Radon. Übrigens haben wir auch nach Radongas beprobt, nachdem wir das Wasser im Detektor sehr sorgfältig entgast hatten. Wir besaßen Messungen des Radongases im schweren Wasser und wir besaßen Messungen der Radiumisotope aus der Thorium- und Uranzerfallskette. Dies waren unsere Ziele und Sie können sehen, dass die gemessenen Daten über einen Zeitraum von etwa sieben Jahren, in dem wir Messungen durchführten, niedriger waren, mit der Ausnahme von wenigen Ausreißern, die wir kannten und wo wir diese Daten verwarfen. Als wir das Salz hinzugaben, das Signal des Alle-Neutrinos-Typs, wo das sogenannte Neutralstromsignal, die Neutronen, signifikant höher wurden als die Daten, die ich vorher zeigte. Das war genauso wie 1987 vorhergesagt, als wir damals die Finanzierung des Projekts beantragten, und wir dachten, dass es recht beachtlich war, aber sehr zufriedenstellend. Es war eine Situation, die, wie ich denke, nicht uncharakteristisch für viele Experimente ist, die man durchzuführen versucht und die schwierig sind. Man hat die Idee, dass man ein wichtiges Stück Physik hier durchführen kann, wenn man nur die Messung adäquat durchführen kann. Wir begannen im Jahr 1984, wie ich sagte, und besaßen schließlich die Messungen in den Jahren 2001 und 2002. In der Zwischenzeit nahmen wir die Idee, die damals mit einem unserer Gründer, Herb Chen, begann, und trieben sie voran bis zu dem Punkt, an dem wir in der Lage waren, die Messungen durchzuführen indem wir die gesamte Technologie adäquat ausführten. Dies zeigt Ihnen die Ergebnisse, die wir nach der Salzphase hatten, etwas anders aufgetragen. Aufgetragen sind die Myon- und Tau-Neutrinos, wir können keinen Unterschied zwischen ihnen feststellen. Aber auf dieser Achse sind Elektron-Neutrinos, auf dieser Achse für die geladene Stromreaktion ist man nur für Elektron-Neutrinos empfindlich. Für die neutrale Stromreaktion hat man den Abfall, den Sie hier sehen. Der schwarze Balken sind die Super-Kamiokande-Messungen der elastischen Streuung, mit der gegebenen Empfindlichkeit dieser Reaktion. Und grün sind unsere Ergebnisse dafür. Man sieht, dass alle sehr gut übereinstimmen, und dies sind für jeden Fall die Zahlen für die Flüsse. Zwei Dinge also: Erstens, das Verhältnis des geladenen Stroms zum Neutralstrom ist nur etwa ein Drittel und wirklich sehr genau gemessen. Und zweitens, der Gesamtfluss, der mit den Standard-Sonnenmodellberechnungen verglichen werden soll, stimmt auch sehr gut mit dem Modell überein. In der nächsten Phase des Projekts installierten wir 400 Meter Neutronenzähler mit niedrigem Untergrund. Das war ein Spass für unsere jungen Leute, die am Projekt arbeiteten, weil sie ein ferngesteuertes U-Boot bedienen durften. Es stellte sich als unvorstellbar heraus, dass jemand, der mehr als 23 Jahre alt war, dieses Ding bedienen konnte. Wir benötigten definitiv die Videospielgeneration, um – nun, ich denke, es gibt noch andere Eigenschaften, die mit dem Alter schlechter werden. Wir hatten Studenten und Postdocs, die dieses U-Boot fliegen konnten und diese 400 Meter Neutronendetektoren in der Mitte des schweren Wassers mit einem Wert von 300 Millionen Dollar platzieren konnten. Und sie machten eine fantastische Arbeit, was ein weiteres Zeichen ist, wie Studenten und Postdocs sogar zu großen Projekten wesentlich beitragen können. Als wir schließlich die Daten aus dieser Projektphase hatten, hatten wir Heliummessungen aus diesen Detektoren, die Helium-3 beinhalteten, die dann Neutronen nachwiesen. Wir konnten sie mit Neutronenquellen kalibrieren. Wir konnten den typischen Untergrund in den Detektoren beobachten, indem wir Helium-4 statt Helium-3 dort drin hatten. Dann führten wir eine gemeinsame Analyse aller drei Phasen durch. Dies sind unsere endgültigen Ergebnisse, ausgedrückt als Verhältnis der Elektron-Neutrinos zu allen Neutrinos und ausgedrückt als ein Maß des Flusses aus der Bor-8-Reaktion in der Sonne. Wir waren natürlich nicht die Einzigen, die Sonnenneutrinos gemessen haben. Wir waren die Einzigen, die zwei verschiedene Dinge in Bezug auf Sonnenneutrinos messen konnten. Aus diesem Gesichtspunkt hatten wir einen Vorteil. Aber Ray Davis ursprüngliches Experiment, das 1968 begann, hatte eine Schwelle hier und hat 1992 alles darüber gemessen, Kamiokande begann im Jahr 1989, Sonnenneutrinos mit einer Schwelle ähnlich unserer zu messen, mit der elastischen Streuungsreaktion. Gallium wurde verwendet und in diesem Fall haben bis hinunter zur pp-Neutrinoregion gemessen. Dies sind die Flüsse für die verschiedenen Reaktionen, die ich eben gezeigt habe. An dem Punkt, als wir unsere Ergebnisse 2001 und 2002 bekannt gaben, war das die Situation. Von all diesen Experimenten, die entweder ausschließlich oder vorwiegend für Elektron-Neutrinos empfindlich waren, sahen zu wenige, aber die Frage war, warum? Unsere Messungen ergaben schließlich Werte, die kleiner waren als die, die Super-Kamiokande beobachtete. Der Grund war natürlich, dass sie eine kleine Komponente der Mü- und Tau-Empfindlichkeit hatten. Dies ist unser gesamter Neutrinofluss verglichen mit der Theorie. Und das ist grundsätzlich, was wir gemessen haben. Das Experiment wurde durch eine große Gruppe an Leuten durchgeführt, eine große Anzahl an Institutionen und Fördergesellschaften. Es war wirklich von Anfang an ein internationales Projekt. Und das sind die 273 Namen. Man kann sie nicht lesen, aber es ist mir wichtig, dass diese Namen dort stehen, weil jeder, der an dem Projekt beteiligt war, auch einen Beitrag lieferte. Ich stehe hier vor Ihnen als Nobelpreisträger, aber es ist keine Frage, dass die Leute, die Sie hier sehen, diejenigen sind, die die Arbeit machten, um den Preis zu erzielen. Lassen Sie mich einen Moment darüber sprechen, wo wir derzeit in der Neutrinophysik in Bezug auf unsere Kenntnis der Parameter sind, die mit der Neutrinooszillation einhergehen. Professor Kajita erwähnte vorhin, dass einen Formalismus gibt, der zusammen Pontecorvo, Maki, Nakagawa und Sakata zugeschrieben wird. Die Grundidee ist, dass die Elektron-, Mü- und Tau-Eigenzustände lineare Kombinationen der Masseneigenzustände sind. Und wenn sie sich ausbreiten, bestimmt die Massenkinematik, wie sie sich ausbreiten. Wenn man sich durch die Gleichungen durcharbeitet, hat man schließlich zwei Neutrinos, sagen wir Mü wandelt sich um zu Elektron mit einem oszillatorischen Verhalten, wie Sie hier sehen und wie Sie in den Daten für Super-Kamiokande sahen. Eine schöne Eigenschaft dieser ziemlich komplizierten Matrix ist: Wenn man zu 3 mal 3 übergeht, teilt sie sich in verschiedene Komponenten auf, die durch Parameter charakterisiert werden, die normalerweise als Winkel hier ausgedrückt werden, zum Beispiel Winkel zwischen Masse 2 und Masse 3, Cosinus des Winkels, zwischen Masse 1 und Masse 3 usw. In Sonnenmessungen, die später in Reaktormessungen wie beispielsweise KamLAND bestätigt wurden, konnten wir die Parameter für 1, 2 messen und auch den Unterschied im Massenquadrat zwischen 1 und 2 mit Atmosphären-Neutrinos, Super-K hat 2, 3, diese beiden Parameter gemessen und den Massenunterschied. Nachfolgend gab es Messungen der 1, 3 Parameter, was aber noch unsicher ist, ist diese CP-Verletzungsphase, und Leute sind daran sehr interessiert, zu versuchen, dies mit Experimenten in einem größerem Maßstab weiter zu verfolgen, besonders mit Beschleunigerstrahlen. Oszillationen der Neutrinos sind grundsätzlich dieser Parametersatz. Aber für ein Phänomen, das neutrinoloser Doppel-Betazerfall genannt wird, gibt es ein paar zusätzliche noch anstehende Phasen, aber grundsätzlich sind es dieselben Parameter. Wir haben daher einen Schritt nach vorne gemacht, um zu verstehen, wo wir nach dem neutrinolosen Doppel-Betazerfall schauen sollten, wo wir diese anderen Parameter finden müssen. Wenn man sich das Geschehene ansieht, wenn man alle Sonnendaten der verschiedenen Messungen kombiniert, sieht man hier die unterschiedlichen Reaktionen, die daran teilnehmen, man sieht die farbigen Balken hier, die Ihnen den erwarteten Gesamtfluss zeigen, man sieht die gemessenen Flüsse in den verschiedenen Experimenten. Wenn man das analysiert und insbesondere wenn man ein weiteres Phänomen einschließt, das Michejew-Smirnow-Wolfenstein-Effekt genannt wird, wo es eine leicht unterschiedliche Wechselwirkung der Elektron-Neutrinos mit Elektronen in der Sonne gibt, dann findet man, dass man für die anderen Neutrinos einen zusätzlichen W-Austausch hat, anstatt nur eines Z-Austauschs. Die Schlussfolgerung ist, dass die Elektron-Neutrinos sich im Wesentlichen in einen reinen Masse-2-Zustand umwandeln. Sie verbleiben während der Reise zur Erde in diesem Zustand. Man bestimmt auch schließlich delta m zum Quadrat 1, 2, wie ich erwähnte. Aber man misst auch, dass Masse 2 wegen der Wechselwirkung mit den Elektronen in der Sonne größer ist als Masse 1. Wenn man die bekannten Informationen zusammenstellt, dies macht die Teilchendatengruppe genau jetzt, kennt man all die unterschiedlichen Mischungswinkel mit vernünftiger Genauigkeit, die Massenunterschiede. Wir kennen die absolute Massenskala noch nicht, obwohl Messungen des normalen Betazerfalls und der Endpunkt definiert haben, dass das weniger als 2 Elektronenvolt ist. Man kennt die Massenhierarchie nicht in dem Sinne, dass man nicht weiß, ob Masse 3 größer ist die anderen zwei. Das ist das Thema einer Messreihe, die geplant ist. Man kennt den CP-Verletzungsparameter nicht, den Leute in dem Sinn interessant finden, dass sie Hinweise finden möchten, wie Materie, wie sich irgendeine Materieasymmetrie im frühen Universum ereignete, indem sie leichte Neutrinos untersuchen, diese Neutrinos würden daran nicht teilnehmen, aber sie möchten die Beziehung verstehen. Der Doppel-Betazerfall der Neutrinos kann aussagen, ob ein Neutrino ein Majorana- oder ein Dirac-Teilchen ist. Mit anderen Worten, im Fall eines Majorana-Teilchens, ob es sein eigenes Antimaterie-Teilchen ist. Es gibt eine Vielfalt von 2-Sigma-Ergebnissen, die suggerieren, dass es ein leichteres rechtshändiges Neutrino gibt, das die Bezeichnung steriles Neutrino trägt. Es bleibt also noch viel zu tun. Wir hatten Glück in Kanada, dass wir in der Lage waren, unser Labor zu erweitern. Es ist jetzt, bis das Labor in China voll läuft, das tiefste Labor, das zur Verfügung steht. Das in Jinping ist ein wenig tiefer. Ich denke, in diesem Labor, in Gran Sasso, in Kamioka, wird es in Zukunft ein signifikantes Interesse an diesen Arten der Physik geben, über die ich reden werde. Es gibt eine Reihe von Experimenten, die im Zusammenhang mit dem SNOLAB genannten Labor genannt werden oder genannt wurden, einschließlich der Wiederverwendung des SNO-Detektors für den neutrinolosen Doppel-Betazerfall. Wo wir gerade darüber sprechen, die Idee ist, einen Flüssigszintillator anstelle des schweren Wassers zu installieren, das tatsächlich zurückgegeben wurde, und den Flüssigkeitsszintillator mit etwa 4 Tonnen einer Tellurverbindung zu beladen, die löslich und durchsichtig ist, wenn sie gelöst ist. Dies wird uns eine sehr gute Empfindlichkeit geben. Tellur hat eine etwa 34 % natürliche Häufigkeit eines der Isotope, das einen neutrinolosen Doppel-Betazerfall erleiden könnte. Nur wenige können das leisten. Wir erwarten, beim Start im Jahr 2017 ein sehr empfindliches Experiment zu haben. In unserem Labor werden eine Reihe unterschiedlicher Techniken benutzt, um nach dunkler Materie zu suchen. Es gibt natürlich viele andere Untersuchungen in der ganzen Welt. Andere werden darüber berichten, ich zeige Ihnen Bilder des SNO+ und auch ein oder zwei der Dunkle-Materie-Experimente. Im SNO+ mussten wir, weil der Flüssigkeitsszintillator leichter ist als Wasser, im Gegensatz zu schwerem Wasser, das Zentralgefäß herunterziehen. Das ist jetzt erreicht worden, es ist das größte Macramee-Projekt, das jemals unternommen wurde, denke ich, aber diese Dinge, die über das Oberteil gezogen wurden, sind an Ort und Stelle und ziehen es herunter. Wir sind dabei, den Detektor mit normalem Wasser zu füllen und hoffen, den Flüssigkeitsszintillator bis Ende des Jahres eingefüllt zu haben. Nur um Ihnen zu zeigen, was der neutrinolose Doppel-Betazerfall beinhaltet, man muss eine endliche Masse für das Neutrino haben und dann muss man die Empfindlichkeit für die Halbwertszeit haben, die 10^26 Jahre ist oder mehr, wenn die Masse kleiner als 0,1 Elektronenvolt ist. Sie sehen, dass der Ausdruck eine effektive Masse enthält, die sich aus den tatsächlichen m1, m2, m3s und den Parametern, die ich erwähnte, zusammensetzt, die in Oszillationen gemessen wurden, aber zusätzlich zu ein paar anderen Phasen. Man hat schließlich diese potenziellen Regionen, wo man eine effektive Masse beobachten könnte, abhängig von den zwei Hierarchien. Die derzeitigen Grenzen, die niedrigeste ist etwa 200 Millielektronenvolt, und wir hoffen, in diese Region hinunterzukommen. Wie Sie auf der nächsten Folie sehen können, würde der Peak des neutrinolosen Doppel-Betazerfalls so aussehen, am Ende des 2-Neutrino-Spektrums, wenn man den Wert der Neutrinomasse nähme, der effektiven Neutrinomasse, die äquivalent zur derzeitigen niedrigesten Grenze ist. Wir hoffen tatsächlich, dass wir viel tiefer kommen. Matrixeffekte für die Nuklearphysik beeinflussen unsere Empfindlichkeit hier auch. Ok, ich werde einfach sagen, dass man eine Möglichkeit hat, gut zwischen Teilchen der dunklen Materie, die 10 Nanosekundenpulse im Detektor verursachen und anderem Untergrund, der 10 Mikrosekundenpulse in der Detektorionisierung erzeugt, unterscheiden zu können, wenn man flüssiges Argon benutzt. Wenn Germanium- oder Siliziumdetektoren verwendet werden, kann man sie als Bolometer betreiben und der Unterschied in der Bolometrie und der Ionisation ermöglicht es wieder, die ionisierenden Pulse von den Kernrückstößen zu unterscheiden. Aber nur um Ihnen zu zeigen, was die Situation in Bezug auf dunkle Materie derzeit ist, es gibt eine Reihe von Grenzwerten, die verschiedene Experimente gesetzt haben. Das sind die durchgezogenen farbigen Linien hier. Es gibt eine Grenze, wie gut man diese Messungen durchführen kann, ironischerweise durch Neutrinos erzeugt, der Neutrinountergrund. Neutrinos sind nun eher Untergrund als das, was man messen möchte. Aber mit vier Tonnen flüssigem Argon im tiefen 3.600-Experiment, die wir derzeit einfüllen, haben wir etwa 800 Kilogramm der endgültigen 3.600 Kilogramm schon erreicht und wir hoffen, die Datenaufnahme bald zu beginnen. Wir können diese Region hier erreichen, und mit SuperCDMS können sie diese andere Region der niedrigeren Masse erreichen. Daher besteht die Hoffnung, dass wir vielleicht Teilchen der dunklen Masse in der direkten Wechselwirkung sehen können. Oder dass wir wenigstens weitere Grenzwerte setzen können, die in dieser Region sind, die man von supersymmetrischen Theorien erwartet, die WIMPs dieser Art vorhersagen. Ich möchte Ihnen daher einfach sagen, dass man große Möglichkeiten hat, aufregende Physik durchzuführen, wenn man die Radioaktivität so niedrig wie möglich macht. Die Dinge, die man in Teilchen-Astrophysik und Neutrinophysik machen kann, beantworten einige der grundlegendsten Fragen, die wir über unser Universum stellen können. Vielen Dank.