Neutrino - Astronomie

Warum Astronomie mit Neutrinos?

Was macht ein Teilchen, das nur sporadisch mit irgend etwas in Wechselwirkung tritt, für die Astronomie interessant? Paradoxerweise ist es gerade die mangelnde Reaktionsfreudigkeit, mit der sich das Neutrino als kosmischer Bote empfiehlt. Teilchen, die kaum aufspürbar sind, können nämlich fast ungehindert auch die dicksten Materieschichten durchdringen. Sie erreichen uns von Regionen des Kosmos, aus denen nie ein Lichtstrahl zu uns dringen kann. Aus dem Innern der Sonne, von dort, wo die Kernreaktionen ablaufen, aus denen unser Zentralgestirn seine Energie bezieht. Aus den tausende Lichtjahre entfernten Regionen jenseits des kompakten, undurchsichtigen Zentrums unserer Galaxis. Und sogar aus dem Innern von sogenannten aktiven Galaxien, denjenigen Orten im Universum, an denen es zu den gewaltigsten Energieausbrüchen kommt, die es überhaupt geben mag. Neutrinos sind ideale kosmische Boten aus Regionen, die uns mittels Licht nicht zugänglich sind.

SN-1987A: Neutrinos von einer Supernova

Vor etwa 180000 Jahren explodierte ein Stern in der großen Magellanschen Wolke, einer Begleitgalaxie unseres eigenen Milchstraßensystems. Der nukleare Brennstoff in seinem Inneren hatte sich erschöpft, und das erkaltende Sterninnere konnte der Eigengravitation des Sterns keinen Widerstand mehr entgegensetzen. Der Stern begann schnell zu kontrahieren, bis schließlich sein Kern schlagartig in sich zusammenstürzte. Bei diesem Kollaps wurden gewaltige Energiemengen freigesetzt und die Schalenregionen des Sterns in einer gigantischen Explosion in den interstellaren Raum geschleudert.

Das Licht dieser Explosion breitete sich in den Raum aus. Rund 180 000 Jahre benötigte die Lichtwelle, um den intergalaktischen Raum zwischen der großen Magellanschen Wolke und unserer Milchstraße zu durchmessen. Am 23.Februar 1987, gegen 9:30 Greenwichzeit, erreichte sie die Erde. Erst einen Tag später bemerkte ein Astronom das immer noch ansteigende Leuchten aus der Magellanschen Wolke: er hatte eine Supernova entdeckt! Die Supernova 1987A in der großen Magellanschen Wolke.

Supernova-Ausbrüche sind extrem seltene Ereignisse. Nur fünfmal im Verlauf des letzten Jahrtausends konnte ein solcher Vorgang in unserer eigenen Galaxis beobachtet werden - in den Jahren 1006, 1054, 1181, 1572 und 1604. Fast alle anderen Supernova-Explosionen ereigneten sich in Galaxien, von denen uns Dutzende Millionen von Lichtjahren trennen. Auf Grund der geringen Entfernung der Explosion und mit Hilfe neuartiger Nachweisgeräte ergab sich 1987 erstmals die Chance, Neutrinos als Boten aus dem eigentlichen Kern des kollabierten Sterns zu registrieren.

Kaum daß die Nachricht von der Explosion bekannt geworden war, begannen mehrere Forschergruppen, ein intensives Suchprogramm. Diese Gruppen betrieben in tiefen Erzminen oder in Seitenstollen von Autobahntunneln Nachweisgeräte für Neutrinos. Die Physiker durchforsteten ihre Magnetbänder mit den von Computer erfaßten Meßdaten des 23. Februar nach irgend etwas Ungewöhnlichem. Tatsächlich meldeten zwei Gruppen eindeutige Signale: in einem unterirdischen Wassertank in Japan, dem Kamiokande-Detektor, waren zwölf winzige Lichtblitze registriert worden, die mit fast hundertprozentiger Wahrscheinlichkeit auf zwölf Reaktionen von Neutrinos aus der Supernova zurückzuführen waren. Das Resultat wurde durch die Beobachtung von acht Reaktionen in einem ähnlichen Wassertank nahe Cleveland, USA, erhärtet. Beide Signale waren am 23.Februar um 7.35 Uhr registriert worden, also etwa zwei Stunden vor Eintreffen des Lichtsignals. Aus Anzahl und Energie der Neutrinos konnte man auf die Temperatur des kollabierten Sternkernes sowie auf die durch Neutrinos freigesetzte Energie schließen. Erstmalig konnte man auf diese Weise die Vorstellungen über den Gravitationskollaps bestätigen, die man aus dem Studium von Supernovahüllen und Modellrechnungen gewonnen hatte. Demnach herrschten in SN1987A Temperaturen von 35-45 Milliarden Grad (knapp dreitausend mal soviel wie im Zentrum der Sonne), und die gesamte durch Neutrinos freigesetzte Energie belief sich auf das Billionenfache dessen, was unsere Sonne in einem Jahr ausstrahlt.

Sonnen-Neutrinos

Im Innern der Sonne verschmelzen - über eine komplizierte Reaktionskette - Protonen zu Heliumkernen. Bei einigen der Reaktionsschritte werden Elektron-Neutrinos emittiert. Zwischen der bekannten Lichtintensität der Sonne und dem zu erwartenden Fluß solarer Neutrinos besteht ein fester Zusammenhang.

Die solaren Neutrinos lassen sich vereinfacht in drei Gruppen einteilen: Mit etwa 90% dominieren Neutrinos mit Energien unterhalb 422 keV, die sogenannten pp-Neutrinos, die bei der Fusion zweier Protonen entstehen. Der mittlere Energiebereich wird durch den im Vergleich zu pp-Neutrinos etwa zehnmal schwächeren Fluß der 7Be -Neutrinos beherrscht. Sie werden bei der Umwandlung von Beryllium in Lithium freigesetzt. Mit nur einem Zehntausendstel des Gesamtflusses tragen schließlich die beim Zerfall von Bor entstehenden 8B -Neutrinos bei, deren maximale Energie bei 14 MeV liegt.

Das erste Experiment, dem Ende der sechziger Jahre in den USA der Nachweis solarer Neutrinos gelang, war nur auf die hochenergetischen 8B-Neutrinos sensitiv. Überraschenderweise ergab sich ein etwa dreimal geringerer Neutrinofluß als erwartet. Da jedoch der Fluß der 8B-Neutrinos sehr empfindlich von der Temperatur im Sonneninnern abhängt, lag es nahe, das beobachtete Neutrinodefizit auf eine geringere Temperatur im Sonneninnern zu schieben. Auch das im Zusammenhang mit den Supernova-Neutrinos erwähnte KAMIOKANDE-Experiment ist nur auf 8B-Neutrinos sensitiv und maß knapp die Hälfte des erwarteten Flusses.

Ein Neutrino-Bild der Sonne, rekonstruiert aus mehreren Tausend Sonnenneutrinos, die der japanische Super-KAMIKOANDE-Detektor registriert hat. Dieses Bild der Sonne (deren wahre Ausdehnung von der Erde aus gesehen etwa ein halbes Grad beträgt) ist wegen der begrenzten Winkelauflösung des Detektors über 30-40 Grad verschmiert. Wichtiger als die genaue Richtung sind jedoch Anzahl und Energie der Neutrinos, aus denen sich weitreichende Schlußfolgerungen über Sonne und Neutrinos selbst ziehen lassen.

Es blieb Experimenten mit einer weit niedrigeren Energieschwelle vorbehalten zu zeigen, daß einfaches "Drehen" an der Sonnentemperatur nicht die Lösung des Rätsels sein kann. Bei diesen Experimenten wird die verschwindend geringe Rate gemessen, mit der solare Neutrinos Galliumatome (die in riesigen unterirdischen Tanks aufbewahrt werden) in Germaniumatome umwandeln. Die Energieschwelle für diesen Prozeß liegt bei 233 keV, so daß also auch die oben erwähnten dominanten pp-Neutrinos erfaßt werden. Deren Fluß hängt weit schwächer von der Kerntemperatur der Sonne ab als jener der 8B-Neutrinos. Das deutsch-italienische GALLEX-Experiment und das russisch-amerikanische SAGE Experiment - das eine tief unter dem italienischen Gran-Sasso-Massiv, das andere in einem Bergstollen im Kaukasus - maßen jeweils etwa zwei Drittel des vorhergesagten Flusses. Damit war klar: das Neutrino-Defizit war nicht allein auf eine inkorrekte Beschreibung der Temperatur im Sonneninnern zurückzuführen. Aller Wahrscheinlichkeit liegt des Rätsels Lösung nicht beim Sonnenmodell, sondern bei den Neutrinos selbst. Man nimmt an, daß sich die ursprünglich als Elektron-Neutrino erzeugten Teilchen auf ihrem Weg zur Erde in eine andere Neutrinosorte umwandeln, auf welche die erwähnten Experimente nicht sensitiv sind. Solche "Neutrino-Oszillationen" sind nur für massive Neutrinos möglich. Darüber hinaus müssen die Neutrinos verschiedener Sorte unterschiedlich schwer sein. Aus den Meßresultaten kann man zwar nicht die Massen selbst, wohl aber die Massendifferenzen und die Stärke der "Verwandtschaft" zwischen den Sorten bestimmen. Unversehens haben sich die Sonnenneutrino-Experimente, die ursprünglich ein vermeintlich bekanntes Teilchen, das Neutrino, zur Untersuchung der Sonne benutzen wollten, zu Experimenten gewandelt, deren Ziel das bessere Verständnis der Neutrinos selbst ist. Um die Details der Oszillations-Hypothese festzulegen, sind allerdings noch weitere Experimente vonnöten. Eines davon, das nicht nur auf Elektron-Neutrinos, sondern auch auf Myon- und Tau-Neutrinos sensitiv ist, hat 1999 in einer kanadischen Nickelmine zu messen begonnen und im Sommer 2001 einen weiteren beeindruckenden Hinweis auf Oszillationen geliefert. Das anderere, BOREXINO genannt, ist im wesentlichen auf die Neutrinos mittlerer Energie, die 7Be-Neutrinos, sensitiv. Es wird, unter deutscher Beteiligung, im Gran-Sasso-Tunnel aufgebaut.

Neutrinos aus kosmischen Beschleunigern

Zu den spannendsten Fragen der Astrophysik gehört der Ursprung der kosmischen Strahlung. Sie besteht vorwiegend aus Protonen, leichten und schweren Kernen. Bemerkenswert ist die schier unglaubliche Energie von einigen dieser Geschosse. Sie liegt etwa zehn Millionen mal höher als die höchste Energie, die Menschen in ihren ringförmigen Teilchenbeschleunigern, wie etwa dem in DESY, erreicht haben! Irgendwo im Kosmos laufen offenbar Prozesse ab, bei denen phantastische Energiemengen freigesetzt werden.

Die Frage ist: Wo laufen sie ab? Und wie laufen sie ab, d.h., wie sind die Objekte beschaffen, in denen die Teilchen auf derart hohe Energien gejagt werden?

Die Anwort auf diese Frage steht noch aus. Die geladenen kosmischen Teilchen werden nämlich beim Durchfliegen kosmischer Magnetfelder abgelenkt und verlieren damit die Information über ihre ursprüngliche Richtung. Darum wissen zwar, daß es sie gibt, aber wir wissen nicht, woher sie kommen. Eine genaue Ortung der kosmischen Beschleuniger ist nur mit elektrisch neutralen Informationsträgern wie Photonen (Lichtteilchen) oder Neutrinos möglich, die sich geradlinig ausbreiten.

Es gibt Vermutungen über die gesuchten Objekte. Wahrscheinlich zählt das Innere sogenannter aktiver Galaxien dazu, deren Zentralbereiche irgendwann einmal zu schwarzen Löchern kollabiert sind. Man nimmt an, daß im Kernbereich jeder Galaxie ein schwarzes Loch sitzt, also auch im Zentrum unserer Milchstraße. Der Unterschied zu den aktiven Galaxien, die zumeist aus einer früheren Phase des Universums stammen, liegt in der Masse des schwarzen Lochs. Die Kerne der aktiven Galaxien sind hundert- oder tausendmal schwerer als der Kern unserer eigenen, vergleichsweise ruhigen Galaxis. Wie ein Mahlstrom saugen sie in einem riesigen Strudel Sterne und kosmischen Staub auf. Unvorstellbare Materiemengen "fallen" auf einer Spiralbahn auf das schwarze Loch zu, um schließlich auf immer darin zu verschwinden. Dabei heizt sich die Materie auf. Die Überhitzung treibt gewaltige Stoßwellen an, die sich durch das heiße Inferno nach außen fortpflanzen. An den Fronten dieser Wellen werden Teilchen in unzähligen Stößen auf immer höhere Energien beschleunigt, bis sie schließlich irgendwann einmal in die Leere des intergalaktischen Raumes entweichen.

Wir wissen nicht hundertprozentig, ob aktive Galaxien tatsächlich die dominante Quelle der höchstenergetischen kosmischen Strahlung sind. Falls sie es aber sein sollten, dann sind die Neutrinoflüsse von dort wegen der gewaltigen Entfernung sehr gering. Wenn man die Jagd bei den höchsten Energien mit Aussicht auf Erfolg führen will, muß man darum die Neutrinoteleskope hundert- oder tausendmal größer bauen als die Detektoren in Schächten oder Tunnels. Man geht dazu in offenes Wasser oder antarktisches Eis.

Wie fängt man Hochenergie-Neutrinos?

Wenn ein energetisches Neutrino mit einem Atomkern zusammenprallt, verwandelt es sich häufig in ein Myon. Dieses Myon übernimmt den größten Teil der Energie des Neutrinos und rast in die annähernd gleiche Richtung weiter. Wenn man das Myon registriert und seine Richtung bestimmt, dann kennt man also auch die Richtung, aus der das Neutrino gekommen ist. Damit hat man ein Teleskop gebaut - in diesem Falle nicht für Licht sondern für Neutrinos.

Unterirdische Neutrinoteleskope, die nach diesem Prinzip funktionieren, sind schon seit vielen Jahren in Betrieb. Sie haben nach Myonen gesucht, die den Detektor von unten kommend durchlaufen. Solche Myonen können nur aus Neutrinoreaktionen stammen, denn kein anderes Teilchen außer dem Neutrino könnte den ganzen Erdball durchqueren. Man hat viele hundert dieser Myonen aus Neutrino-Reaktionen aufgezeichnet. Leider kommen sie nicht bevorzugt aus bestimmten Richtungen, wie man es erwarten würde, wenn sie von extraterrestrischen Quellen stammen, deren Bild am Himmel nur Bruchteile eines Grads überstreicht. Die bis jetzt nachgewiesenen Neutrinos kommen fast gleichmäßig verteilt aus allen Richtungen. Es sind zum größten Teil keine extraterrestrischen Neutrinos, sondern solche, die durch die normale kosmische Strahlung beim Auftreffen auf die Erdatmosphäre erzeugt worden sind; in diesem Fall auf die Atmosphäre auf der anderen Seite der Erdkugel (denn man schaut ja nur auf Myonen, die von unten kommen). Man nennt diese Neutrinos atmosphärische Neutrinos.

Das grösste unterirdische Neutrino-Teleskop befindet sich in Japan: Super-Kamiokande .

Den Grund dafür, daß man "nichts" sieht, sind die gewaltigen Abstände der Quellen. Viel zu selten verfängt sich in einem unterirdischen Detektor von einigen hundert Kubikmetern Volumen eines der seltenen hochenergetischen Neutrinos, als daß man in akzeptablen Zeiten einige Reaktionen sammeln könnte. Deshalb also muß man größere Detektoren bauen, Instrumente, die in keinen Tunnel passen würden. Man geht dazu tief ins Wasser oder ins Eis, dorthin, wo es keine begrenzenden Wände gibt. Wieder versucht man, die Myonen aus den Neutrinoreaktionen nachzuweisen. Wenn ein Myon durch Wasser oder Eis fliegt, zieht es einen Lichtkegel hinter sich her, vergleichbar mit dem Überschallkegel eines Düsenflugzeugs. Dieses schwache bläuliche Leuchten, nach seinem Entdecker Cherenkov-Licht genannt, muß man aufzeichnen.

Unterwasser-Neutrinoteleskope bestehen aus einer Vielzahl von Lichtsensoren, die auch noch winzigste Lichtblitze in elektrische Signale umwandeln können. Man nennt solche Sensoren Photomultiplier, zu deutsch Fotovervielfacher. Die Photomultiplier sitzen in druckfesten Glaskugeln, die gitterförmig ein großes Volumen überspannen. Sie registrieren Stärke und Ankunftszeit des Lichtblitzes. Besonders die Zeitdaten, die auf wenige Milliardstel Sekunden genau gemessen werden, sind für die Richtungsbestimmung wichtig. Ein Computer vergleicht die Ankunftszeiten der Lichtblitze an den verschiedenen Photomultipliern und berechnet daraus die Lage des Lichtkegels im Raum. Aus der Lage des Lichtkegels erhält man die Bahn des Myons und aus dieser die Richtung des Neutrinos.

Funktionsweise eines Unterwasser-Neutrinoteleskops. Gitterförmig aufgehängte Photomultiplier registrieren den Lichtkegel, den geladene Teilchen (hier ein Myon) in Eis oder Wasser hinter sich herziehen.

Projekte

Gegenwärtig gibt es 5 dieser Projekte:

• NT-200 im sibirischen Baikalsee. Diesem Experiment gelang 1996 als erstem Unterwasserdetektor der Nachweis einer Handvoll Neutrinos - und damit der erstmalige Funktionsbeweis für Unterwasserteleskope.

• AMANDA (Antarctic Myon And Neutrino Detection Array) am Südpol. Die Photomultiplier werden nicht in Wasser herabgelassen, sondern in den 3 km dicken Eisschild, mit dem die Antarktis bedeckt ist. Die dazu notwendigen Löcher werden mit einem 80°C heißen Wasserstrahl in das Eis geschmolzen.

• In bezug auf extraterrestrische Neutrinos aus punktförmigen Einzelquellen sind atmosphärische Neutrinos (um solche dürfte es sich bei den 300 bisher identifizierten handeln) der Untergrund, über dem man nach örtlichen Anhäufungen sucht. Eine Suche nach solchen punktförmigen Neutrinoquellen lieferte jedoch keinerlei signifikante Überschüsse. Daß keine Quellen gefunden wurden, verwundert nicht: selbst optimistischen Modellen zufolge ist der Detektor für den Nachweis dieser Quellen noch zu klein, und eine Entdeckung wäre ein ausgesprochener Glückstreffer! Darum ist ein Ausbau auf etwa einen Kubikkilometer Volumen geplant. Das wäre das Tausendfache der Fläche von Super-Kamiokande, des größten unterirdischen Teleskops! Dieses Superteleskop soll im Jahr 2009 fertiggestellt sein und ICECUBE heissen.

• ANTARES soll ab 2004 mit etwa 1000 Photomultipliern in 2 km Tiefe vor der französischen Mittelmeerküste Daten nehmen.

• NESTOR ist ein weiteres Projekt im Mittelmeer, das in 4 km Tiefe vor der griechischen Küste installiert werden soll.

Links