Kleines Lehrbuch der Astronomie und Astrophysik - Astronomie.de

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Teleskope, Detektoren, Meßgeräte
Sie werden bei schwachen Wechselwirkungsprozessen erzeugt und repräsentieren nicht mehr ein
Teilchen bestimmter Masse, sondern eine Kombination von Zuständen verschiedener,
massebesitzender Teilchen. Das bedeutet, daß ein als Myonenneutrino erzeugter Zustand mit einem
bestimmten Impuls p sich mit zwei verschiedenen Massenzuständen unterschiedlicher
Geschwindigkeiten im Raum ausbreitet. Dabei ändern sich die Phasenbeziehungen innerhalb des
Mischzustandes was dazu führen kann, daß dieses Myonenneutrino am Detektor als Tauneutrino
registriert wird. Oder verallgemeinert gesagt, Neutrinos können auf ihrem Weg von ihrem
Entstehungsort bis zum Detektor periodisch ihre Identität ändern – sie oszillieren. Mit den Methoden
der Quantenmechanik können bei gegebener Massedifferenz ∆ m leicht die Wahrscheinlichkeiten für
das Auftreten der einen oder anderen Neutrinoart am Detektor berechnet werden.
Die für praktische Messungen wichtige Vakuum-Oszillationslänge λ ν ergibt sich dann aus
4π p
λ ν = 2 2
∆m
c
ℏ [1.65]
Für Myonenneutrinos, die als Sekundärteilchen in der Erdatmosphäre erzeugt werden, liegt die
Oszillationslänge nach Messungen mit dem Super-Kamiokande-Detektor (s.u.) in der Größenordnung
des Erddurchmessers.
1978 konnten STANISLAV MIKHEYEV, ALEXI SMIRNOV und LINCOLN WOLFENSTEIN zeigen, daß die
Ausbreitung der Neutrinowellenfunktionen von der Elektronendichte der Umgebung abhängt. Das
Oszillationsverhalten ist deshalb in Materie anders als im Vakuum. Im Einzelnen bedeutet das, daß die
Formel (1.65) für die Vakuum-Oszillationslänge beim Durchgang durch Materie nicht mehr gilt.
Bestimmte Elektronendichten führen im Zusammenspiel mit den Neutrino-Massedifferenzen zu einer
resonanzartigen Verstärkung der Neutrinooszillationen. Dieser nach den Autoren als MSW – Effekt
benannte Erscheinung erklärt übrigens ziemlich folgerichtig das sogenannte Sonnenneutrinoproblem.
Neutrinos, die in der Hochatmosphäre entstehen, erreichen den Kamiokande-Detektor unter
unterschiedlichen Winkeln und damit unterschiedlichen Weglängen. Die Winkelverteilung sollte ohne
Neutrinooszillationen der blauen Linie und mit Neutrinooszillationen der grünen Linie entsprechen.
Die Meßwerte bestätigen eindeutig den letzteren Fall.
Neutrinoteleskope
Die Ausführungen im vorangegangenen Abschnitt haben bereits gezeigt, daß Neutrinoteleskope mit
der Vorstellung eines herkömmlichen Teleskops wahrlich nichts zu tun haben. Es handelt sich
vielmehr um Meßeinrichtungen, wie man sie in dieser Größe nur von Forschungsprojekten der
Hochenergiephysik her kennt. Aber auch ganz ungewöhnliche Anlagen werden in der
Neutrinoforschung benutzt. So befindet sich ein „Neutrinoteleskop“ (NT-200) in 1200 m Tiefe im
Baikalsee, dem tiefsten See der Erde. Aber auch in das Eis der Antarktis sind Meßanlagen zum
Nachweis von kosmischen Neutrinos verbracht worden (AMANDA). Im Folgenden sollen einige der
moderneren Anlagen und ihre Funktionsweise vorgestellt werden. Dabei zeigt sich die Tendenz zu
immer größeren Detektorvolumina, während die „kernchemischen“ Methoden weitgehend ausgereizt
sind.