Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

Neutrinoastronomie
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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
Die Wechselbeziehung zwischen der Elementarteilchenphysik und der Astrophysik zeigt sich auf dem
Sektor der Beobachtungen und Messungen kaum so deutlich wie in der Neutrinoastronomie. Dieser
relativ moderne Zweig der beobachtenden Astronomie beschäftigt sich mit der außerordentlich
schwierigen Aufgabe des Nachweises und der Untersuchung kosmischer Neutrinos, die in
unvorstellbarer Zahl die Erde durchfluten. Durchfluten ist dabei das richtige Wort, da z.B. allein jeder
Quadratzentimeter dieses Buches pro Sekunde von rund 70 Milliarden Neutrinos, die bei den
Kernfusionsprozessen in der Sonne entstehen, getroffen wird. „Getroffen“ ist dabei eigentlich das
falsche Wort, denn für solare Neutrinos ist dieses Buch, ja sogar die ganze Erde quasi nicht existent.
Ihr Wirkungsquerschnitt ist so gering, daß erst eine Bleischicht von ca. 1 Lichtjahr Stärke einen
Neutrinofluß um die Hälfte dämpfen würde.
Neutrinos wurden vor mehr als 70 Jahren (1930) von WOLFGANG PAULI (1900-1958) in die Physik
eingeführt, um den Energiesatz beim
−
β -Zerfall zu retten. Dieses hypothetische Teilchen bekam
etwas später von ENRICO FERMI (1901-1954) den Namen „Neutrino“, der bis heute beibehalten wurde.
Insgesamt drei verschiedene Neutrinoarten („Flavor“) + ihre Antiteilchen (die sich durch ihren Spin
von den normalen Neutrinos unterscheiden) bevölkern das sogenannte Standardmodell der
Elementarteilchenphysik. Ihre charakteristische Eigenschaft ist ihre durch die schwache
Wechselwirkung bedingte extrem geringe Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit anderen Teilchen.
Gerade dieser Fakt macht auch ihren experimentellen Nachweis so extrem schwierig. Beispielsweise
beträgt der Wirkungsquerschnitt σ ν der Reaktion (Neutrinoeinfang)
ν + p → e
e
+
+ n
( ν e Elektronenneutrino, p Proton, n Neutron,
+
e Positron)
43
lediglich 10 −
cm². Diese verschwindend kleine Zahl läßt sich folgendermaßen interpretieren: Um ein
einziges Elektronenneutrino gemäß der obigen Reaktion (inverser ß-Zerfall) einzufangen, benötigt man
eine Wassersäule mit einer Querschnittsfläche von 1 cm² und einer Länge von rund
18
3⋅ 10 cm (3
Lichtjahre!). Der direkte Nachweis ausgewählter einzelner Neutrinos ist nach diesen Überlegungen
völlig illusorisch. Nur genügend intensive Neutrinoströme, wie sie beispielsweise von Kernreaktoren
(oder von der Sonne) ausgehen, bieten die Chance, Neutrinos durch Einfangreaktionen experimentell
nachzuweisen. Dieses Kunststück gelang zu Beginn der fünfziger Jahre des vergangenen Jahrhunderts
einer Arbeitsgruppe des Los Alamos Scientific Laboratory unter Leitung von CLYDE COWAN (1919-
1974) und FREDERICK REINES (1918-1998) am Savannah-River Reaktor in South Carolina/USA
(Nobelpreis 1995). Wieder ein Jahrzehnt später (1961) konnte auch das Myonenneutrino durch LEON
M. LEDERMAN, MELVIN SCHWARTZ und JACK STEINBERGER nachgewiesen werden (Nobelpreis 1988).
Der experimentelle Nachweis der letzten Neutrinoart, dem Tauneutrino, gelang erst im Jahr 2000.
Neutrinos sind für die Astronomie u.a. deshalb interessant, weil sie in riesiger Zahl in den Sternen bei
Kernfusionsprozessen oder bei Kollapsereignissen (z.B. bei der Entstehung eines Neutronensterns bei
einer Supernova-Explosion) entstehen. Außerdem erwartet man noch einen „Neutrino-Hintergrund“,