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Lexikon der Astronomie: Neutrino

Neutrinos sind extrem leichte, elektrisch neutrale, schwach wechselwirkende Elementarteilchen.

Das rempelfreie Leben der Neutrinos

Die schwache Wechselwirkung manifestiert sich darin, dass die mittlere freie Weglänge eines Neutrinos bei etwa 1000 Lichtjahren liegt! Jede Sekunde durchströmen 70 Milliarden Neutrinos allein den menschlichen Daumennagel – ohne dass es irgendwelche Auswirkungen gäbe! Weil der Wirkungsquerschnitt sehr gering ist, werden die Neutrinos kaum von Atomkernen eingefangen. Und selbst wenn es bei einem Nukleon im Atomkern geschehen sollte, so wandelt sich nur das Proton in ein Neutron um, und es entsteht ein Positron oder Elektron, wie die Zerfallsgleichungen des β-Zerfalls zeigen. Die Folgen sind nicht gravierend. Bei den 70 Milliarden Neutrinos pro Sekunde und pro Quadratzentimeter sind sogar nur die Neutrinos berücksichtigt, die von der Sonne kommen – aus den Tiefen des Alls erreichen und noch viel mehr!

Leicht, aber oho!

So unscheinbar diese Teilchen auch sein mögen, sie haben eine ungeheure Relevanz für die Astrophysik! So tangieren sie Kosmologie (Missing-Mass-Problem), die Entwicklung der Sterne (Supernova-Kollaps), die Physik der Sonne (solares Neutrinoproblem) und die Hochenergiephysik (kosmische Strahlung).

Einordnung ins Standardmodell

Die Neutrinos gehören nach dem Standardmodell der Elementarteilchen zur Teilchengruppe der Leptonen. Das heißt auch, dass sie punktförmig sind. Mithilfe des schwachen Isospins gelingt eine Klassifikation in eine Trichotomie (Dreiheit) dieser Familie: Genauso wie es Elektron, Myon und Tauon gibt, gibt es das Elektron-Neutrino νe, Myon-Neutrino νμ und Tau-Neutrino ντ.

Paulis Erfindung

Erstmals prognostiziert wurde das Neutrino als leichtes und neutrales Teilchen 1930 durch den österreichischen Quantenphysiker Wolfgang Pauli (1900 – 1958). Er war so kühn dieses Teilchen zu 'erfinden', um die fundamentalen Sätze von Energie-, Impuls- und Drehimpulserhaltung aufrechterhalten zu können. Dieser Schritt war deshalb sehr kühn, weil zu dieser Zeit nur Proton und Elektron bekannt waren! Das Spektrum der entstehenden Teilchen (Elektron und Proton im β--Zerfall bzw. Positron und Neutron im β+-Zerfall) sind kontinuierlich. Aus diesem Grund muss es sich um einen Drei-Körper- oder Dalitz-Zerfall handeln; ein drittes Teilchen muss existieren, das kinetische Energie aufnehmen kann: das Neutrino. Den Namen bekam das neue Teilchen 1933 von dem italienischen Quantenphysiker Enrico Fermi (1901 – 1954) verliehen. Übersetzt aus dem Italienischen heißt Neutrino so viel wie 'das kleine Neutrale'. Im Jahre 1949 konnte das Neutrino durch Chalmers Sherwin in simultanen Impulsmessungen von β-Teilchen und emittierenden Kern experimentell nachgewiesen werden. Das bestätigte Paulis Hypothese bravourös.

Neutrinos aus der Sonne

Lange Zeit hat es den Physikern Kopfzerbrechen bereitet, doch nun ist es gelöst: das so genannte solare Neutrino-Problem. Durch die Kenntnis der thermonuklearen Prozesse im Sonneninnern und möglicher Sekundärreaktionen, kennen die Sonnenphysiker ziemlich genau die Bildungsrate von Neutrinos. Sie erwarten aufgrund der Reaktionsgleichungen die bevorzugte Produktion von nur einem Neutrinotyp aus der Familie, nämlich Elektron-Neutrinos νe. Der solare Neutrinofluss beträgt auf der Erde etwa 70 Milliarden Neutrinos pro Quadratzentimeter und Sekunde.
In zahlreichen Experimenten (Gallex, Chlor-Sonnenneutrino-Experiment, Kamiokande und Superkamiokande) haben die Neutrinojäger versucht die Rate der solaren Neutrinos zu messen. Beim Experiment Gallex verwendete man das Element Gallium (Ga), das sich bei sehr seltenen (wegen schwacher Wechselwirkung) Einfängen von Neutrinos in das andere chemische Element Germanium (Ge) umwandelt. Das liegt daran, weil ein Neutron im Atomkern von Gallium sich nach dem Einfang eines Anti-Elektronneutrinos in ein Proton und ein Elektron umwandelt. Die Ordnungszahl erhöht sich dabei um eins, so dass Germanium entsteht. Die Experimentatoren umspülten die Anordnung mit Chlor, so dass sich bei einem Ereignis das leicht flüchtige (und damit gut detektierbare) Germaniumchlorid bildete. Für eine signifikante Ereignisrate (ein bis drei Ereignisse pro Monat) benötigten die Forscher fast die Weltjahresproduktion von Gallium, etwa 30 Tonnen! Trotzdem erbrachte die Messung immer weniger Sonnen-Neutrinos als erwartet. Nun waren sich die Experimentatoren jedoch ganz sicher, dass sie alle Elektronneutrinos detektieren könnten. Also wo zum Kuckuck war der fehlende Rest?

Des Rätsels Lösung: Neutrino-Oszillationen

Er hat sich umgezogen, würde man in der Modebranche sagen. Die Teilchenphysiker sagen: klarer Fall von Neutrino-Oszillation. Die Elektronneutrinos hat es demnach in eine andere Leptonenfamilie gezogen: auf dem Weg vom Sonneninnern zum irdischen Detektor wurden aus Elektronneutrinos Myonneutrinos und Tauneutrinos (oder entsprechende Antineutrinos). Weil diese Möglichkeit des Typenwechsels nicht in Betracht gezogen wurde und weil nur wenige Experimente für alle drei Neutrinotypen νe, νμ und ντ empfindlich waren, war das diese Umwandlung lange Zeit nicht aufgefallen. Die Super-Kamiokande-Messungen in der Kamioka-Mine in Japan bewiesen, dass dieser Prozess geschieht.

Durchbruch mit Super-Kamiokande

Das Experiment begann im April 1996 und machte die spektakuläre Entdeckung im Juni 1998: Die Neutrinos verändern ihren Typus, wenn sie sich durch Materie oder Vakuum bewegen. Die Forschungsanlage Super-Kamiokande (Kamioka Neutrino Detection Experiment) befindet sich 1000 m im Untergrund, in der Kamioka-Mine in Japan. In der Tiefe der Mine, unter Tonnen von Gestein, werden störende Strahlung und andere Elementarteilchen effektiv abgeschirmt. Das Messprinzip beruht darauf, dass durch elastische Elektronen-Neutrino-Streuung Cerenkov-Strahlung vom zurückgestoßenen Elektron emittiert wird, die durch Photomultiplier (photo multiplier tubes, PMTs) detektiert werden kann. PMTs sind extrem, lichtempfindliche Detektoren. Um eine signifikant hohe Anzahl von Messereignissen zu erhalten, verwenden die Physiker 50 000 Tonnen Wasser und 13000 PMTs! Die Anordnung ist für zwei Typen von Neutrinos, nämlich Elektron- und Myon-Neutrinos, empfindlich. Die schwersten Neutrinos, die Tau-Neutrinos, können nicht detektiert werden.
Wesentliches Resultat der Messungen war, dass Neutrinos eine Ruhemasse haben (Y. Fukuda and the Super-Kamiokande collaboration, hep-ex/9807003 bzw. Phys. Rev. Lett. 81, 1562-1567, 1998). Damit gehören Neutrinos zu den Tardyonen, und es muss sie als links- und rechtshändige Neutrinos geben (siehe Helizität). Neuere Messungen besagen, dass das Quadrat der Differenzmasse von Elektron- und Myon-Neutrino zwischen 1.6 × 10-3 eV2 und 4.0 × 10-3 eV2 liegt (T. Toshito and the Super-Kamiokande collaboration, hep-ex/0105023). Von großem Interesse sind die absoluten Neutrinomassen. Derzeit wird hier der Massenbereich zwischen 0.05 und 3 eV diskutiert. Genaue Erkenntnisse werden mit dem Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment (KATRIN) möglich werden, das voraussichtlich 2008 startet.

Feuern mit Neutrinostrahlen

2001 starteten japanische Physiker ein spektakuläres Experiment: Sie schossen einen im Kernreaktor KEK künstlich erzeugten Neutrinostrahl 250 Kilometer durch das japanische Festland, um ihn dort mit einem Detektor in der Kamioka-Mine zu registrieren! Das Experiment mit der Bezeichnung K2K für KEK to Kamioka-Long Baseline Neutrino Oscillation Experiment gelang: Myon-Neutrinos mit der Energie von etwa 100 GeV trafen tatsächlich bei der Mine nachweislich ein – jedoch fehlten ein paar der ursprünglich abgefeuerten Myon-Neutrinos, weil sie sich verwandelt hatten. Auch das Neutrinospektrum hatte sich beim Durchgang durch Materie verändert. Neutrino-Oszillation wurde so mit künstlich erzeugten Neutrinos bewiesen (K2K collaboration, Ahn et al., hep-ex/0606032 bzw. Phys. Rev. D74, 072003, 2006).

Kosmisch gesehen doch unbedeutend

Anfangs wurde gemutmaßt, dass Neutrinos durch ihre Masse weitreichende, kosmologische Bedeutung haben könnten: Da sie im Universum sehr zahlreich sind, könnten sie damit zur Masse des Universums beitragen und entscheidend dessen Entwicklung beeinflussen. Die aktuellen Daten des Mikrowellensatelliten WMAP (3rd year data, 2006), der die kosmische Hintergrundstrahlung ausmisst, legen allerdings eher eine kosmologisch unbedeutende Rolle für die Neutrinos nahe. Die machen einen Teil der so genannten heißen Dunklen Materie (engl. hot dark matter, HDM) aus, der für die Dynamik des Universums irrelevant ist.
WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) sind die großen Brüder der Neutrinos. Die WIMPs wechselwirken ebenfalls schwach und sind deutlich schwerer als Neutrinos. Damit wären es interessantere Kandidaten für die Kosmologie.

Energiedieb bei Sternexplosionen

Eine entscheidende Rolle spielen Neutrinos bei den Supernovae (SN). Während des Gravitationskollapses eines alternden, schweren Sterns gibt es zahlreiche, kernphysikalische Reaktionen, die Neutrinos produzieren. Normalerweise verlassen sie daraufhin ungehindert die kollabierende Sternmaterie, weil sie ja der schwachen Wechselwirkung unterliegen. Auf diese Weise kühlen sie den Kollaps, weil sie Energie forttragen. Bei einer bestimmten, hohen Materiedichte, der so genannten Einschlussdichte (engl. trapping density), die bei etwa 3 × 1011 g/cm3 liegt, wird die Neutrino-Opazität so groß, dass die Neutrinos von der kollabierenden Materie festgehalten, mitgerissen und eingefangen werden (engl. trapping). Dadurch bildet sich ein 'Fermi-See' aus Neutrinos. Dann wird der Mechanismus der Neutrino-Heizung im Prä-Neutronenstern wichtig. Die hydrodynamischen Simulationen zeigen jedoch, dass dieser Heizmechanismus nicht ausreicht, um die Supernovaexplosion selbst zu treiben. Insofern befindet sich die klassische Kernkollaps-Supernova des Typs II (engl. core-collapse SN) in einer Verständniskrise.
Die Neutrinos werden allerdings effektiv an den Atomkernen gestreut (Neutrino-Diffusion). Dieser Streuprozess ist gegenüber dem Streuakt am einzelnen Proton oder Neutron dominant, weil der Wirkungsquerschnitt mit der Massenzahl A quadratisch skaliert. Die Diffusionszeitskala der Neutrinos bestimmt daher die Kollapszeitskala, bis der Kollaps bei Erreichen der Kernmateriedichte von 1014 g/cm3 stoppt. Dann hat sich das Innere des Vorläufersterns in einen Neutronenstern verwandelt.

SN 1987a – Prototyp einer Sternexplosion

Die Supernova 1987a (Typ II) bot den Astronomen erstmals direkt die Möglichkeit extragalaktische Neutrinos (genau genommen 19 Anti-Elektronneutrinos) zu messen. Bis dato konnte man nur die solaren Neutrinos detektieren, die aus dem Inneren der Sonne kommen. Die SN 1987a fand in einer Begleitgalaxie der Milchstraße statt, der Großen Magellanischen Wolke (engl. Large Magellanic Cloud, LMC), die ebenfalls Mitglied der Lokalen Gruppe ist.
Die frei werdende Energie für eine Supernova liegt bei etwa 1 foe. Diese exotische, inoffizielle Einheit (keine SI-Einheit!) bezeichnet 1051 erg (engl. 10 to the power of fifty-one erg). Die Energie stammt aus der Bindungsenergie der Kerne. Bei einer Sonnenmasse dieser Kerne wird gerade dieser Betrag an Bindungsenergie von 1 foe frei. Glücklicherweise gehen 99% der Supernovaenergie in die Neutrinos und nur 1% in die Bewegungsenergie (davon wiederum nur 1% Lichtenergie). Denn sonst könnten SN-Explosionen auch dem Leben auf der Erde gefährlich werden.

Darf's ein bisschen mehr sein?

Bei den Hypernovae sieht das schon ganz anders aus: Diese heftigere Form einer Supernova ist mit Strahlungsausbrüchen im höchsten Energiebereich assoziiert, den Gamma Ray Bursts (GRBs). Die freiwerdende Explosionsenergie ist nochmals um einen Faktor 100 bis 1000 größer als bei den Supernovae. In diesem Ereignis werden stellare, hoch relativistische Jets gebildet. Der sterbende, massereiche Stern sendet also gebündelte Materieströme aus, die Geschwindigkeiten nahe an der Lichtgeschwindigkeit haben. Dann werden die Gesetze der Speziellen Relativitätstheorie wesentlich. GRB-Jets sind in der Tat lebensbedrohlich, wenn sie in großer kosmischer Nähe stattfinden, besonders dann, wenn einer der Jets in Richtung Erde zeigt. Der Superstern η Carinae in etwa 10000 Lichtjahren Entfernung ist ein Kandidat für eine Hypernova.
Die Darstellung zeigt – gerade wenn man die enormen Lichtintensitäten der SN berücksichtigt – welch ungeheure Energiereserven in der Materie stecken.

Neutrinos zerstrahlen mit sich selbst?

Es ist möglich, dass das Neutrino ein Majorana-Teilchen ist. So nennt man Teilchen, die ihr eigenes Antiteilchen sind. Die Ergebnisse der Heidelberg-Moskau-Kollaboration, die den doppelten Beta-Zerfall untersucht, legen dies nahe. Allerdings ist das Ergebnis in der wissenschaftlichen Welt umstritten. Gälte dieses Resultat, so wäre die Leptonenzahlerhaltung verletzt (Klapdor-Kleingrothaus et al., hep-ph/0201231).

Neutrinoastronomie – ein neues Fenster ins Universum

Die Neutrinoastronomie ist mittlerweile ein etabliertes und wertvolles Beobachtungsfenster der Astronomen. Aktuell öffnet sich dieses Fenster weiter, denn zu den niederenergetischen Neutrinos sind die ultra-hochenergetischen Neutrinos hinzugetreten. Diese sehr energiereichen Neutrinos haben Energien bis in den PeV-Bereich, d.h. 1015 Elektronenvolt!. Sie sind sekundäre Produkte und entstehen über viele Einzelreaktionen aus ultra-hochenergetischen (UHE) Protonen. Die UHE-Protonen wurden auf diese hohen Geschwindigkeiten durch Fermi-Beschleunigungsprozesse gebracht. Zunächst bilden sich aus Reaktionen zwischen Protonen untereinander oder Proton und Photon die Pionen (siehe dort für Details und Zerfallsgleichungen), die in optisch dünnen Umgebungsgasen wie in den Jets weiter zerfallen zu Myonen und Myon-Neutrinos. In einem letzten Schritt zerfallen schließlich auch die Myonen und bringen Elektronen, Positronen und vor allem UHE-Neutrinos der Elektron- und Myon-Familie hervor. Astronomen erwarten, dass eine Reihe kosmischer Quellen als UHE-Neutrino-Emitter in Frage kommen: es werden diverse Jetquellen diskutiert, wie Quasare und Blazare unter den Aktiven Galaktischen Kernen, Jets von GRB-Kollapsaren, Mikroquasare (wie SS 433, Cyg X-1, Cyg X-3), Supernovae und ebenso deren Relikte (engl. remnants) von GRBs und SN, die SNRs und GRBRs.

Neutrinojagd in Wasser und Eis

Die Detektoren verwenden dasselbe Messprinzip wie in Super-Kamiokande: die Neutrinos dringen in das Detektorvolumen ein und bilden Myonen, die man neutrino-induzierte Myonen nennt. Diese emittieren entlang ihrer Trajektorie Cerenkov-Strahlung, die mit einem aufwendigen Array einiger hundert Photo-Multiplier Tubes (PMTs) registriert wird. Die PMTs werden kettenförmig an Drahtseile gehängt. Diese lichtempfindliche Perlenschnuranordnung heißt PMT-String. Aus den PMT-Daten muss die Myonenspur und mit einigem Versatz die Neutrinospur rekonstruiert werden, damit man die Neutrinoquelle am Himmel lokalisieren kann. Die Genauigkeit der Positionsmessung ist etwa bis auf ein halbes Grad genau. Man kann als Detektormedium flüssiges Wasser oder Wassereis verwenden.
Es gibt schon einige solcher Neutrinodetektoren auf der Welt, wie NT-200 (im Wasser des Baikalsees), NESTOR im Mittelmeer vor der griechischen Küste, DUMAND vor der Küste Hawaiis und besonders exponiert am Südpol AMANDA und zukünftig ICECUBE (mit einem Detektorvolumen von einem Kubikkilometer antarktischem Eises!). Die letzten beiden Experimente verwenden das Eisschild der Antarktis, um 2.1 bis 2.3 Kilometer tief mit einer zylindrischen Anordnung vieler PMT-Strings die Teilchenbahnen zu registrieren. In beiden Fällen muss der Hintergrund atmosphärischer Myonen (als Komponente der kosmischen Strahlung) abgezogen werden. Diese Myonen weisen jedoch ein anderes Spektrum. Zudem misst man die Neutrinos kosmischer Quellen paradoxerweise durch die Erde hindurch, weil sie beim Durchgang kaum beeinflusst werden (aufgrund der Schwachen Wechselwirkung). Die atmosphärischen Myonen kommen also im Detektor 'von hinten' und können so leichter identifiziert und rausgerechnet werden: Neutrinoteleskope schauen auf den Boden!

Vortrag

Weblinks – Neutrinoastronomie am Südpol

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  • Die Autoren
- Dr. Andreas Müller, München

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