Version 24/4/02
1
Neutriner som budbärare från KOSMOS
En nästan masslös partikel som kan penetrera ljusår av materia utan att stoppas, vars
existens postulerades för att lösa en energikris på 1930-talet och först detekterades
tjugofem år senare kommer kanske att hjälpa oss att lösa några av de stora
mysterierna inom fysiken i dag. Neutrinopartikeln har med sina märkliga egenskaper
förundrat oss sedan Wolfgang Pauli tvingades att införa den för att bevara energin i
betasönderfall. Denna artikel behandlar det nya forskningsområdet
neutrinoastronomi där man utnyttjar neutrinopartikelns unika egenskaper för att lära
sig mer om universum samtidigt som man använder universum för att lära sig mer om
elementarpartiklarna.
Inledning
Hittills har man studerat universum enbart med hjälp av den elektromagnetiska
strålningen. Med hjälp av det synliga ljuset har man sedan urminnes tid observerat
stjärnorna på kvällshimlen. Under nittonhundratalet har man kunnat utvidga
våglängdsområdet till bl.a. radiovågor, röntgenstrålning och gammastrålning. Varje
nytt område har avslöjat nya fenomen i universum som t.ex. galaxer med gigantiska
svarta hål, gammablixtar och pulsarer. Möjligheten att använda neutrinopartikeln för
att studera universum diskuterades redan på 1960-talet men det är först sedan några år
som det har visat sig möjligt att genomföra. Fördelen med att använda
neutrinopartikeln som informationsförmedlare är att den bildas vid de våldsammaste
processerna ute i universum, att den kan penetrerar stora mängder av materia utan att
absorberas samt att den är elektriskt neutral och ej påverkas av de magnetiska fält som
finns. Med hjälp av neutrinoteleskop kan man ytterligare en gång öppna ett helt nytt
fönster mot universum.
Denna artikel beskriver neutrinopartikelns unika egenskaper, detektionsmetoder, vår
hittills viktigaste neutrinokälla solen, solneutrinoproblemet, kosmiska neutrinokällor
och den nya neutrinoastronomin med de stora neutrinoteleskopen.
Neutrinopartikeln
Neutrinopartikeln postulerades av W. Pauli 1930 för att bevara energin i radioaktiva
betasönderfall i atomkärnor. Vid dessa sönderfall visade det sig att den uppmätta
energin efter sönderfallet inte var detsamma som moderkärnans energi. En del av
energin försvann och man ville ogärna överge principen om energins bevarande.
Genom att introducera en ny elektriskt neutral partikel som enbart växelverkade svagt
med materien kunde Pauli ”lösa” problemet. Neutrinon kom att spela en viktig roll i
utvecklingen av Fermis teori om svag växelverkan men den förblev en teoretisk
partikel till dess Clyde Cowan och Frederick Reines lyckades detektera den vid en av
Savannah River-reaktorerna i USA 1956. Det blev möjligt tack vare det enormt höga
neutrinoflödet från reaktorn. Frederick Reines fick nobelpriset 1995 för upptäckten
(Cowan avled 1974).
Den neutrino som Cowan och Reines detekterade var elektronneutrinon eller i själva
verket dess antipartikel. Elektronneutrinon är kopplad till elektronen och båda tillhör
de s.k. leptonerna inom partikelfysikens standardmodell. Ytterligare två neutriner och
Version 24/4/02
2
två laddade leptoner har hittats, den laddade myonen och myonneutrinon samt
tauonen och tauneutrinon vars postulerade existens konfirmerades så sent som år
2000.
Tillsammans med de sex kvarkarna bildar leptonerna materiepartiklarna i
partikelfysikens standardmodell. Man delar upp dessa i tre ”familjer” med en
neutrino, en laddad lepton och två kvarkar i varje.
†
n e
e-
u
d
Ê
Ë
Á
Á
Á
Á
ˆ
¯
˜
˜
˜
˜
n m
m-
c
s
Ê
Ë
Á
Á
Á
Á
ˆ
¯
˜
˜
˜
˜
nt
t -
t
b
Ê
Ë
Á
Á
Á
Á
ˆ
¯
˜
˜
˜
˜
Vi har obs†er verat tre olika typer av neutriner. Finns det flera?
På CERN har man vid LEP-acceleratorn studerat produktionen av Z0 -partikeln vid
elektron-positronkollisioner. Z0 -partikeln sönderfaller till alla kända
elementarpartiklar förutom top-kvarken (vilken är för tung). Alla partiklar som har en
massa som är mindre än halva Z0 -massan (45 GeV/c2 ) produceras vid dess sönderfall.
Antalet neutrinotyper med en massa mindre än 45 GeV/c2 har bestämts till
†
Nn = 2,993± 0,011
i perfekt överensstämmelse med antalet kända neutriner.
Neutrinomassor
I den mycket lyckade Standardmodellen för mikrokosmos vilken beskriver
kvarkarnas, leptonernas och kraftbärarnas värld har neutrinopartiklarna ingen massa.
Man har ansatt att de är masslösa. Direkta mätningar av de olika neutrinomassorna
har hittills enbart resulterat i övre gränser. Elektronneutrinons massa försöker man
mäta med hjälp av det radioaktiva sönderfallet av tritium
†
3HÆ3He +n e + e-
Man mäter energin på elektronen i sönderfallet. Den svenske fysikern K. E. Bergkvist
var pionjär inom detta område. Om neutrinon har massa kommer elektronens
maximala energi att minska. Mätningarna har resulterat i en övre massgräns på
†
mn e < 2,2 eV /c2
För myonneutrinon använder man sig av sönderfallet av p-mesonen
Version 24/4/02
3
†
p - Æm- +n m
vilket har gett en övre gräns på
†
mn m <190 keV /c2
Gränsen för tauneutrinons massa kommer från sönderfallet
†
t - Æp + + p + + p - + p - + p - +nt
och är nu
†
mt <18,2 MeV /c2
Att massgränserna för myonneutrinon och tauneutrinon är så mycket sämre än den för
elektronneutrinon beror bl.a. på att de ingående partikelmassorna för de laddade
partiklarna inte är kända med tillräckligt hög precision.
Har neutrinerna massa?
Även om man inte har lyckats mäta massan på någon neutrinotyp med metoderna
ovan så innebär de observerade neutrinooscillationerna (se nedan) att neutrinerna inte
är masslösa.
Kosmologiska neutriner
Vi Big Bang omges idag av fotoner i vad vi kallar den kosmiska
mikrovågsbakgrunden. Dessa fotoner bildades ca 380000 år efter Big Bang då
temperaturen sjunkit så mycket att de fotoner som fanns inte längre kunde jonisera
atomerna (huvudsakligen väte och helium). Universum blev på en gång transparent
för dessa fotoner. Genom universums expansion under ca 14 miljarder år har
fotonerna nu kylts ner till 2,73 grader Kelvin motsvarande 2.3*10-4 eV. De utfyller
idag universum med ca 400 fotoner per kubikcentimeter. Studiet av
mikrovågsbakgrunden ger oss direkt information om ett universum då det endast var
380 000 år gammalt och forskningsområdet utgör idag ett fascinerande forskningsfält.
Nyligen publicerade resultat från WMAP-satelliten (Wilkinson Microwave
Anisotropy Probe) har gett en ålder på universum av 13,7 +- 0,2 miljarder år.
På liknande sätt fanns det en ”soppa” av neutriner, protoner, neutroner, elektroner,
positroner och fotoner kort efter Big Bang. I denna soppa skedde hela tiden
kollisioner mellan partiklarna, bl.a.
†
n i +n i Æe+ + e-
Ungefär en sekund efter Big Bang blev neutrinernas energi så låg att de inte längre
kunde producera elektron-positronpar. Neutrinerna kunde då inte längre deltaga i
Version 24/4/02
4
omvandlingen av partiklar utan förblev neutriner. Man säger att neutrinerna ”frös ut”.
Dessa neutriner finns idag kvar i universum på samma sätt som den
elektromagnetiska mikrovågsbakgrunden. Vi räknar med att det nu finns ca 300
neutriner och antineutriner per kubikcentimeter d.v.s. nästan lika många neutriner som
fotoner från mikrovågsbakgrunden. Energin på de kosmologiska neutrinerna borde
idag vara något lägre än motsvarande för mikrovågsbakgrunden (1.95 K motsvarande
1.7*10-4 eV). Dessa neutriner består av en blandning av de tre olika neutrinotyperna
ne, nm och nt samt deras antipartiklar.
Antalet kosmologiska neutriner kan jämföras med antalet protoner och neutroner som
i genomsnitt endast är ca en halv per kubikmeter i universum. Neutrinerna behöver
således inte ha mycket massa för att neutrinomassan i universum skall motsvara den
som finns i universums stjärnor och gasmoln.
Om neutrinon har en liten massa kommer den att påverka massfördelningen i
universum. Genom att studera hur fördelningen av galaxer i universum ser ut har man
kunnat sätta en övre gräns på summan av massan för alla neutrinotyperna
†
mn < 2,5 eV /c2
neutrinotyper
Â
en gräns som är bättre än de direkt mätta gränserna (se ovan).
Om man kunde observera de kosmologiska neutrinerna skulle man kunna studera ett
universum som endast vore någon sekund gammalt. Emellertid är energin på dessa
neutriner så låg att de är mycket svåra att observera. Man har idag ingen teknik för att
göra detta. Att studera dessa neutriner är den ultimata utmaningen inom
neutrinofysiken.
Neutrinoreaktioner
Neutrinopartiklarna växelverkar med materia huvudsakligen via den svaga
kärnkraften (gravitationella effekter kan normalt bortses ifrån).
Sannolikheten för att en neutrino skall reagera med en proton ges av den s.k. träffytan
vilken är proportionell mot energin på neutrinon (En). Detta gäller upp till en
neutrinoenergi på ca 10 TeV varefter ökningen antas gå som E0,4. Träffytan för
neutrinoreaktioner är otroligt liten. En elektronneutrino skapad i fusionsprocessen i
solen (energi på ca 1 MeV) kan passera ljusår av solitt bly innan den stoppas. Jorden
är transparent för neutriner med energier upp till 100 TeV. Därefter börjar jorden
absorbera neutrinerna på grund av den ökande träffytan. Vid energier på EeV (1018
eV) passerar inga neutriner genom jorden.
MARGINALFIGURER MED FEYNMANDIAGRAM!!!
Neutrinoreaktionerna sker via den svaga kraftens kraftförmedlare W+- och Z0 direkt på
kvarknivån. Det finns två typer av neutrinoreaktioner. I laddad ström-reaktion (CC)
omvandlas neutrinon till den motsvarande laddade leptonen genom att utbyta en W -
partikel med en kvark. Samtidigt omvandlas en kvarktyp till en annan kvarktyp. I
Version 24/4/02
5
neutral ström-reaktioner (NC) sprids neutrinon mot en kvark genom utbyte av den
neutrala utbytespartikeln Z0 varvid ingen ändring av kvarktyp sker.
Neutrino - kvarkreaktioner
†
n e + d Æe- + u (1)
n m + d Æm- + u (2)
nt + d Æt - + u (3)
För antineutriner sker motsvarande reaktioner enligt
†
n e + uÆe+ + d (4)
n m + uÆm+ + d (5)
n t + uÆt + + d (6)
Kvarkarna som bildas vid neutrinoreaktionerna ingår i de hadroner som bildas vid
reaktionen (mesoner och baryoner). Det faktum att neutrinerna växelverkar med
kvarkarna har använts för att studera kvarkarnas egenskaper och deras rörelsemängder
inuti protonen. Neutrinerna kan skilja på materia och antimateria i protonen medan
elektroner och fotoner som också har använts för att studera protonens inre endast är
känsliga för den elektriska laddningen.
Vid höga neutrinoenergier (över 0.3 TeV) gäller att den i neutrinoreaktionen skapade
laddade leptonen fortsätter i samma riktning som den inkommande neutrinon inom
någon grad. Kan man bestämma riktningen på den laddade leptonen mäter man
därför samtidigt riktningen på den inkommande neutrinon. Detta är nyckeln till
neutrinoastronomin.
Figur 1. Myonneutrinoreaktion med en atomkärna där en myon bildas tillsammans
med hadroner. Neutrinon kommer in från vänster och myonen försvinner åt höger i
bilden.
Vid en neutrinoreaktion fördelas energin på leptonen och de producerade hadronerna.
Fördelningen varierar beroende på om det är en neutrino eller en antineutrino som
reagerar samt på neutrinoenergin.
Version 24/4/02
6
Detektionsmetoder för neutriner
Neutrinon är elektriskt neutral och växelverkar svagt med materia. Enda sättet att
observera neutrinerna är att detektera när de (ytterst sällan) reagerar med materian och
då observera reaktionsprodukterna. Eftersom träffytan för neutrinoreaktioner är så
oerhört liten krävs en detektor med mycket stor massa. Detektorerna bygger man
normalt djupt ned i marken (i gruvor) eller djupt ned i havet eller inlandsisen för att
reducera bakgrunden från den kosmiska strålningen.
Man har två sätt att detektera neutriner.
1. Observera omvandlingen av atomkärnor med hjälp av radiokemiska metoder.
2. Detektera neutrinoreaktionen genom att direkt observera de producerade
partiklarna vid reaktionsögonblicket.
Radiokemiska metoder
I det första fallet använder man sig av en känd process där neutriner t.ex. från solen
omvandlar ett grundämne till ett annat. Vid den första observationen av neutriner från
solen (i en gruva i Homestake, Syddakota) använde sig Raymond Davis av reaktionen
ne + 37Cl -> 37Ar + esom
har en tröskelenergi på ca 0.85 MeV. Trots att flödet från solen vid jorden är
6.1010 neutriner/cm2/s bildades mindre än en halv 37Ar atom per dygn i de 130 ton
37CL som fanns i de 615 ton C2CL4 (kemtvättvätska) som användes i experimentet.
Argonet som är radioaktivt med en halveringstid på 30 dagar togs ut från vätskan en
gång per månad. Man studerade sedan mängden 37Ar-sönderfall och kunde därigenom
beräkna neutrinoflödet.
En mer effektiv process för att studera solneutrinerna är reaktionen
ne + 71Ga -> 71Ge + evilken
har en lägre tröskelenergi (0.233 MeV) än den tidigare reaktionen. I Gallexoch
SAGE-detektorerna använde man sig av denna metod.
Den kemiska metoden kan inte visa riktningen på den inkommande neutrinon och ej
heller ge information om när reaktionen skedde.
Direkt detektion
En viktig detektionsmetod som används för att direkt detektera elektriskt laddade
partiklar är Cherenkovmetoden. När en elektriskt laddad partikel färdas snabbare än
ljushastigheten i ett dielektriskt medium (ljushastigheten i ett medium är
ljushastigheten i vakuum dividerat med mediets brytningsindex) emitterar de
exciterade atomerna en koherent vågfront i en kon runt partikeln. Denna ”chockvåg”
av ljus (Cherenkovljus) kan liknas vid situationen när ett flygplan färdas i
Version 24/4/02
7
överljudsfart och genererar en ”ljudbang”. Cherenkovljuset emitteras i en specifik
vinkel (ca 41 grader i vatten och is) beroende på brytningsindex och partikelns
hastighet.
cos j = 1/(nb)
b = v/c
n = brytningsindex
v = partikelns hastighet
c = ljushastigheten I vakuum
För en myon med en energi under 600 GeV bildas det ca 300 Cherenkovfotoner per
cm. Genom att detektera ankomsttider och ljusintensitet med hjälp av ljusdetektorer
kan man bestämma riktningen på myonen. För högenergetiska myoner (över 600
GeV) bildas det dessutom elektron-positronpar runt själva myonen då den färdas
genom materia. Ju högre energi desto mer extra partiklar. Dessa ger också 300
fotoner/cm vilket ökar totala mängden av fotoner. Genom att mäta antalet fotoner per
längdenhet kan man få en uppskattning av partikelenergin.
I Kamiokandedetektorn i Japan som bestod av en stor tank med vatten och en mängd
ljusdetektorer (fotomultiplikatorer) runt väggarna använde man sig av reaktionen
ne + e- -> ne + eför
att studera solneutrinerna. Den träffade elektronen emitterar Cherenkovfotoner
vilka detekteras av ljusdetektorerna runt väggarna i tanken. Denna metod gör det
möjligt att observera riktningen på den inkommande neutrinon och
Kamiokandedetektorn visade för första gången att elektronneutrinerna verkligen kom
från solen.
Fördelen med Cherenkovtekniken är att man kan använda sig av naturligt vatten eller
is som detektormedium vilket gör att man kan tänka sig mycket stora detektorer, av
storleksordningen kubikkilometer.
En myonneutrino som reagerar med materia producerar i den laddade strömreaktionen
en myon som kan fördas långa sträckor innan den stoppas. Den kan
produceras kilometervis utanför det område som har utrustats med ljusdetektorer och
Version 24/4/02
8
ändå registreras vilket innebär att den ”effektiva volymen” kan bli mycket större än
själva detektorvolymen. En elektronneutrino producerar en elektron vid reaktionen
men till skillnad från myonen förlorar elektronen redan på några tiotals meter all sin
energi genom att ”bromsstråla” ut en mängd fotoner och elektron-positronpar (i vatten
och is). Alla dessa spår ger Cherenkovljus vilket resulterar i en hög intensitet av ljus
under en kort sträcka. Man kan på detta sätt skilja myonneutrinoreaktioner från
elektron- och tauneutrinoreaktioner (den producerade tauleptonen sönderfaller mycket
snabbt) samt neutrala ström-reaktioner. En intressant effekt som kan möjliggöra
identifiering av tauneutrinoreaktioner är dock att vid mycket höga neutrinoenergier
kan den producerade tau-leptonen färdas hundratals meter innan den sönderfaller
vilket resulterar i vad som kallas ”dubbel-bang”- reaktioner. Tau-leptonen
sönderfaller i vila på 10 –13 sekunder men på grund av tidsdilatationen kan den vid
mycket höga energier (PeV d.v.s. 1015 eV) färdas hundratals meter innan den
sönderfaller. Vid den första ”bangen” bildas hadroner vid neutrinoreaktionen och vid
den andra ”bangen” sönderfaller tauleptonen till en tauneutrino plus hadroner eller
leptoner.
†
nt + pÆt - + hadroner
|Ænt + hadroner /leptoner
Förutom att observera Cherenkovljus kan man observera emitterat scintillationsljus
som man t.e.x. gjorde i den första neutrinodetektorn.
Den första detektor som detekterade neutriner byggdes av Frederick Reines och Clyde
Cowan. Den placerades ca 10 meter från reaktorhärden av en kärnreaktor vid
Savanna-floden i USA. Anledningen att man placerade detektorn vid en kärnreaktor
var det stora flödet av antielektronneutriner från fissionsprodukterna (ca 1013
/cm2/sekund). Man observerade år 1956 reaktionen
† †
n e + pÆn+e+
Den bildade positronen annihilerar med en elektron i detektorn och man får därvid två
fotoner som utsänds i motsatta riktningar. Neutronen i reaktionen bromsas upp inom
10 mikrosekunder och absorberas av en kadmiumkärna samtidigt som fotoner sänds
ut. . De emitterade fotonerna reagerar i scintillatorvätskan och fotomultiplikatorer
registrerar det emitterade scintillationsljuset. Genom att kräva att man observerar de
två fotonerna från annihilationen samt inom 10 mikrosekunder ytterligare fotoner
lyckades man reducera bakgrunden från den kosmiska strålningen. Man observerade
40 neutrinoreaktioner per dygn. Reines och Cowans detektor bestod av 1400 liter
scintillationsvätska och150 fotomultiplikatorer.
Solneutriner
Hur fungerar energiproduktionen i en stjärna i allmänhet och i vår sol i synnerhet?
Under 1800-talet spekulerades det i att mekanismen kunde vara en gradvis
Version 24/4/02
9
gravitationell kollaps. Många stora fysiker som Hermann von Helmholtz och Lord
Kelvin förfäktade denna åsikt i avsaknad av kända alternativ. Detta fungerade dock ej
bra eftersom solens livstid i ett dylikt scenario skulle bli alltför kort. Några kemiska
processer som kunde ge tillräckligt med energi kände man inte till. Solens livstid
beräknades av Lord Kelvin till 30 miljoner år vilket stod i motsats till Charles
Darwins uppskattning av jordens och solens ålder till ca 300 miljoner år. I dag
uppskattas solsystemets ålder till 4.6 miljarder år. Problemet var att fysikerna under
1800-talet inte kände till att kärnmateria kunde omvandlas till energi.
Under början av 1900-talet kom man fram till den förklaring i termer av
kärnprocesser som gäller än idag. Ökad förståelse av de ingående kärnprocesserna
gjorde det även möjligt att räkna på förloppet och skapa en modell att testa på solen
och andra stjärnor. Det var den engelska astrofysikern Sir Arthur Eddington som 1920
föreslog att det faktum att fyra vätekärnor var tyngre än en heliumkärna kunde vara
solens energikälla. Masskillnaden övergick då i energi enligt E=mc2.
Det som i detta sammanhang är av intresse är beräkningarna av neutrinoflöden. I
solen dominerar den så kallade proton-protonkedjan i vilken väsentligen fyra
vätekärnor (protoner) övergår i en heliumkärna under utsändande av bl.a. neutriner.
Mera precist sammanfattar faktarutan de olika processer som försiggår i solen.
I korthet övergår i proton-protonkedjan fyra vätekärnor (d.v.s. protoner) till en
heliumkärna, en fusionsprocess i vilken man vinner energi. Man kan sammanfatta
processen som
4 1H->4He + 2 e+ + 2 ne + energi
Figur 2. Neutrinoflödet från solen som funktion av neutrinoenergin.
Under antagande att proton-proton-kedjan dominerar ger teoretiska beräkningar ett
neutrinospektrum som ser ut som i figur 2. Notera att båda skalorna är logaritmiska
och att således pp-reaktionen är helt dominerande.
Version 24/4/02
10
När Raymond Davis Jr. som pionjär i början av 1970-talet lyckades mäta
neutrinoflödet från solen med hjälp av sin stora tank fylld med en klorförening visade
det sig att man endast observerade ca en tredjedel av vad man förväntade sig från de
teoretiska beräkningarna. Mycket möda ägnades därför åt att försöka förstå vari
diskrepansen bestod. Var det fel på solmodellen eller var det rent experimentella
problem? Strålningsenergi i form av fotoner som skapas i solens inre tar miljoner år
innan det når solens yta medan neutrinerna tar sig ut obehindrat. Har solen börjat
slockna? Knappast men det vore en fanflyktig förklaring till att färre neutriner än vad
som förväntats observerades.
När Kamiokandeexperimentet konfirmerade Davis resultat 1988 tilltog tllltron till
resultaten ytterligare. Senare har fler experiment t.ex. GALLEX och SAGE som
använder gallium som detektormaterial verifierat bristen på solneutriner jämfört med
de teoretiska förutsägelserna. År 2002 tilldelades Raymond Davis Jr och Masatoshi
Koshiba halva 2002-års nobelpris i fysik för sina insatser (se artikel av P. Carlson i
denna skrift).
Faktaruta solneutriner
• Deuterium bildas genom
o p + p -> 2H + e+ + ne
(99.75 %'s sannolikhet, ger neutriner med energi ! 0.423 MeV)
o p + e- + p ->2H + ne
(0.25 %'s sannolikhet, ger neutriner med en energi av 1.445 MeV)
• Helium-3 bildas genom
o p + 2H ->3He + g
• Helium-3 reagerar genom
o 3He + 3He ->4He + p + p (85%)
o 3He + 4He -> 7Be + g (15%)
ß 7Be + e- ->7Li + ne
(99.98 % av alla Berylliumatomer fångar in elektron,
ger neutriner med 0.863 MeV i 90 % av fallen
och 0.385 MeV i 10% av fallen)
ß 7Li + p ->4He + 4He
ß 7Be + p -> 8B + g
(0.02 % av alla Berylliumatomer fångar in proton)
ß 8B -> 8Be* + e+ + ne
(* betyder att Berylliumatomen är i exiterat tillstånd,
ger neutriner med energier upp till 15 MeV)
8Be* ->4He + 4He
o 3He + p ->4He + e+ + ne
(0.00003 %, ger neutriner med en energi av upp till 18.8 MeV)
Version 24/4/02
11
Neutrinooscillationer
Det är inte enbart från solen man observerar för få neutriner. Neutriner skapas även i
atmosfären av den kosmiska strålningen (se nedan). Man har under lång tid även här
observerat för lite neutriner, i detta fall myonneutriner. Superkamiokandedetektorn
rapporterade 1998 att flödet av myonneutriner berodde på avståndet mellan detektorn
och den punkt i atmosfären där neutrinerna skapades. En tolkning av att man
observerar för lite neutriner av en typ är att neutrinerna omvandlas till en annan typ av
neutrino på sin väg till detektorn. Denna möjlighet förutsades av den italienske
fysikern B.Pontecorvo redan 1969. Förutsättningen för att neutrinerna skall kunna
övergå mellan olika typer (oscillera) är att minst en av dem har massa. Om man antar
att man enbart har två typer av neutriner kan man skriva sannolikheten att en typ av
neutrino oscillerar över till en annan typ av neutrino som
†
Pn 1Æn 2 = sin2(2q)sin2(1,27 Dm2L
En
)
där Dm2 = |m1
2-m2
2| är skillnaden i kvadraterna på massorna (i eV2/c4), L avståndet
mellan produktions- och detektionspunkten (i meter) samt En är neutrinoenergin (i
MeV). Av formeln ovan ser man att oscillationssannolikheten är beroende av hur
långt från källan man observerar, neutrinernas energi och skillnaden i massa. Man kan
göra ett experiment känsligare för små masskillnader om man ökar avståndet och/eller
tittar på lägre neutrinoenergier. Avståndet till solen är mycket stort och
neutrinoenergierna är relativt små vilket innebär att man är känslig för små
masskillnader.
Eftersom man har tre olika typer av neutriner behöver man ta hänsyn till övergångar
mellan alla tre och det innebär mer komplicerade formler än den ovan. För
diskussionen av om neutrinon har massa duger dock formeln.
En förklaring till att man ser för lite elektronneutriner från solen kan vara ett en del
omvandlas till andra neutriner på vägen. Eftersom Cl- och Ga-experimenten enbart
mäter mängden av elektronneutriner är de inte känsliga för de eventuella omvandlade
neutrinerna. Energin på solneutrinerna är för låg för att en elektronneutrino som
omvandlats till en myonneutrino skulle kunna producera en myon i en laddad strömreaktion.
Däremot kan samtliga neutriner oberoende av typ deltaga i neutrala strömreaktioner
Situationen har under den senaste tiden klarnat vad beträffande neutrinooscillationer
och neutrinopartiklarnas massor. Två experiment har nyligen presenterat resultat. Det
första SNO (Sudbury Neutrino Observatory) i Kanada har en stor tank med tungt
vatten (D2O). Fördelen med att använda tungt väte är att man får en reaktion som är
känslig för summan av intensiteten av alla typerna av neutriner. Man har tre olika
reaktioner att studera:
ne + d -> p + p + e- (CC)
nx + d -> p + n + nx (NC)
nx + e- -> e- + nx (ES)
Version 24/4/02
12
I den första reaktionen ”charge current” (CC) eller laddad ström-reaktionen
(utbytespartikeln W) omvandlas neutronen i deuteriumkärnan till en proton. Det är
enbart elektronneutrinon som kan göra detta. Mäter man intensiteten av denna
reaktion får man elektronneutrinoflödet vid jorden. Den andra reaktionen går via
utbytespartikeln Z0 ,”neutral current” (NC) eller neutral ström-reaktion. Även myonoch
tau-neutriner bidrar till denna reaktion. Den tredje reaktionen ”elastic scattering”
(ES) eller elastisk spridning är också möjlig för samtliga neutrinotyper men
elektronneutrinon har 6 ggr högre tvärsnitt än de andra två neutrinotyperna eftersom
den även kan utbyta en W-partikel med elektronerna i vätskan.
SNO rapporterade i april 2002 sina resultat som visade att det totala flödet från solen
av neutriner (summan av alla typer) var 5,1 miljoner neutriner/cm2/sekund medan
elektronneutrinoflodet enbart var 1,8 miljoner neutriner/cm2/sekund. Det förväntade
flödet från solen av elektronneutriner från 8B reaktionen (se ovan) är 5,05 miljoner
elektronneutriner/cm2/sekund. Det totala flödet av neutriner stämmer alltså med vad
som förväntas från solmodellen men mängden detekterade elektronneutriner är för
liten i överensstämmelse med ”solneutrinoproblemet”. Tolkningen av detta är att de
övriga ”icke-elektronneutrinerna” är en blandning av myon- och tauneutriner vilka vid
produktionen i solen var elektronneutriner. Ytterligare ett experiment, KamLAND i
Japan, har nyligen publicerat data i överstämmelse med att solneutrinerna oscillerar.
De har mätt flödet av antielektronneutriner från ett flertal kärnkraftsreaktorer i Japan
och Korea. Observationen att neutrinerna oscillerar innebör att de måste ha massa.
Från solneutrinodata får man att Dm2 = |m1
2-mx
2| är av storleksordningen 5*10-5 eV2
och motsvarande för de atmosfäriska myonneutrinerna, Dm2 = |m2
2-my
2|, är lika med
3*10-3 eV2. Masskillnaden ligger på några hundradels elektronvolt. Man kan inte
säga vad de absoluta massorna för neutrinerna är, bara att neutrinerna inte är
masslösa. Även detta konstaterande är revolutionerande eftersom man nu måste bygga
ut materiens standardmodell att inkludera massiva neutriner. Det är den första
avvikelse från modellen man sett. Ett nytt forskningsområde där man kommer att
bestämma alla oscillationsparametrar har just öppnats.
Kosmiska neutrinokällor
Hittills har vi enbart observerat två källor för neutriner i universum. Den första är
solen som hela tiden bestrålar oss med 6*1010 neutriner/cm2/s (se ovan). Den andra
observerade neutrinokällan varade endast ca 10 sekunder och var supernovan 1987A
som exploderade 1987 i det Stora Magellanska molnet ca 170 000 ljusår från jorden.
En supernova är slutfasen i en stor stjärnas utveckling (> 8 solmassor) där ca 99% av
all energi i explosionen utstrålas i form av neutriner. Inga andra kosmiska neutriner
har hittills observerats (april 2003). Ett flertal neutrinotelskop söker idag efter
kosmiska neutriner och ytterligare ett antal nya teleskop är under konstruktion eller på
planeringsstadiet. De två observerade neutrinokällorna genererar relativt
lågenergetiska neutriner, upp till 40 MeV (supernovan 1987).
Förväntar man sig då högenergetiska neutriner från kosmos?
Svaret på denna fråga är ja och man kan uppskatta det förväntade flödet av neutriner
på olika sätt. En mycket viktig observation för detta är den kosmiska strålningen.
Version 24/4/02
13
Kosmisk strålning
På 1910-talet observerades (Victor Hess, nobelpris 1936) att jorden hela tiden
bombarderas av elektriskt laddade partiklar (atomkärnor) utifrån rymden. Upptäckten
var helt oväntad och visade att det fanns ”partikelacceleratorer” ute i rymden.
Energifördelningen hos denna kosmiska strålning visas i figur 3. Varteftersom man
har byggt större och känsligare detektorer för kosmisk strålning har man observerat
inkommande partiklar med högre och högre energi. Flödet av partiklar varierar i
figuren över 30 storleksordningar för energier mellan 1 GeV och 1011 GeV. De
högsta energierna motsvarar ca 50 Joule vilket är 107 gånger mer än vad världens
kraftfullaste partikelaccelerator, LHC vid CERN, kommer att kunna nå upp till när
den startar år 2007. Energin är så hög att den motsvarar energin i en mycket hårt
slagen tennisboll från Björn Borg. Om man skulle bygga en accelerator för att
producera protoner med denna enorma energi med hjälp av LHCs supraledande
magneter blir acceleratorn något större än jordens bana runt solen. Energin på de
accelererade partiklarna är proportionell mot acceleratorns radie gånger magnetfältets
styrka.
Figur 3. Partikelflöde som funktion av energi för den kosmiska strålningen.
Version 24/4/02
14
Den kosmiska strålningens energispektrum varierar som funktion av energin med
några karakteristiska förändringar. Det finns två ställen där lutningen plötsligt ändras.
Fram till ”knät” (eng. knee) vid 5*1015 eV minskar flödet som E-2,7, därefter som E-3,1
upp till ”vristen” (eng. ankle) vid 3*1018 där det åter ändras till E-2,7. Varför lutningen
ändras på detta sätt är inte förstått. Partiklarna med energier över 1019 eV är troligen
skapade utanför vintergatan. För de lägre energierna tror vi att källorna bl.a. är solen,
roterande neutronstjärnor och exploderande supernovor i vår galax. Men vad är det
som är källan för partiklarna med de allra högsta energierna? Vi vet inte detta och det
är även svårt att beskriva hur partiklarna erhåller dessa enorma energier. Ett sätt att ta
reda på det vore att finna källorna till dessa partiklar. Ett problem med att hitta
källorna är att de observerade partiklarna är elektriskt laddade och avböjs av det
magnetiska fält som finns ute i rymden, d.v.s. riktningen på den inkommande
partikeln pekar inte nödvändigtvis tillbaka till källan. För detta behövs en elektriskt
neutral partikel som neutrinon.
Ytterligare en komplikation är att partiklarna med de högsta energierna inte kan
passera långa sträckor i universum utan att kollidera med mikrovågsbakgrunden
(MVB). Vid protonenergier på 5*1019 eV blir kollisionsenergin mellan protonen och
en foton i mikrovågsbakgrunden från Big Bang tillräckligt hög för att fotoproduktion
av D-resonanser blir möjligt enligt:
P + gMVB -> D + -> p0 + p eller p+ + n
För en proton med 50 EeV (d.v.s. 50*1018 eV) är absorptionslängden i universum
endast ca 30 miljoner ljusår på grund av denna reaktion. Detta betyder att om det
verkligen är protoner som har dessa enorma energier kan källorna inte vara alltför
långt bort. Universum är på detta sätt inte transparent för högenergetiska protoner.
Denna effekt kallas GZK-effekten efter Greisen, Zatseptin och Kuzmin. I sönderfallet
av p+ -mesonen i reaktionen skapas även s.k. GZK-neutriner vilka helt enkelt måste
existera. ”GZK-gränsen” borde utgöra en övre gräns på energin för den kosmiska
strålningen men vi ser partiklar som har ännu högre energier. Var kommer de ifrån?
Universum är ännu mindre transparent för högenergetiska fotoner som reagerar med
den kosmiska mikrovågsbakgrunden enligt:
g + gMVB -> e+ + e-
Fotoner med energier över 1015 eV når oss inte om de inte har skapats inom
Vintergatan. Fotoner med energier över 1013 eV kan inte komma längre ifrån än ca
500 miljoner ljusår på grund av att de reagerar med de infraröda fotoner som finns i
rymden. Universum är alltså inte transparent för högenergetiska fotoner och protoner.
Neutrinerna däremot har inga problem att färdas genom universum.
Aktiva galaxer
Möjliga källor till den kosmiska strålningen är bland annat de aktiva galaxerna vilka
tros ha ett gigantiskt svart hål i centrum. Ned i det svarta hålet, som kan ha en massa
på miljarder solmassor, faller gas och materia från galaxen. Bild 1 visar galaxen
Centarus A från vilken man ser en jetstråle som går ut från centrum. Eventuellt kan
protoner accelereras i strålen, kollidera med fotoner och därvid producera neutriner.
Version 24/4/02
15
Bild 1 Bild av centrum av den aktiva galaxen Centarus A tagen i röntgenljus av
Chandrasatelliten. En möjlig källa för kosmiska neutriner. (NASA/SAO/R.Kraft et
al.)
Gammablixtar
Gammablixtar (Gamma Ray Bursts, GRB) är de mest våldsamma explosionerna man
observerat i universum. Explosionerna sker på mycket stora avstånd från vår
Vintergata och frigör enorma energier i gammastrålning under ett fåtal sekunder. De
upptäcktes på 1970-talet av VELA-satelliterna vilka bevakade Sovjetunionen för
eventuella brott mot provstoppsavtalet Det är okänt vad som skapar dessa händelser
men man spekulerar i supertunga stjärnor som kollapsar till svarta hål, två
neutronstjärnor som faller in i varandra etc. Flera modeller antar att den
högenergetiska kosmiska strålningen produceras av dessa objekt och att även
neutriner då bildas.
”Uppifrån och ned” (Top- down)
Det har postulerats att supertunga partiklar kan ha producerats i det tidiga universum
under inflationsfasen på grund av så kallade topologiska effekter. När de supertunga
Version 24/4/02
16
partiklarna sönderfaller skulle det kunna bildas partiklar med mycket höga energier. I
denna process behövs ingen accelaerationsmekanism.
”Z-bursts”
Eftersom protoner med energier över GZK-gränsen 5*1019 eV inte kan färdas långt i
universum utan att reagera med mikrovågsbakgrunden har man spekulerat att det i
stället är neutriner med energier över 1021 eV som reagerar med de kosmologiska
bakgrundsneutrinerna och bildar Z0-partiklar.
†
n i +n ikosmolog iskneutrino ÆZ0 Æhadroner
De partiklar man observerar ovanför GZK-gränsen skulle då komma från Z0-
sönderfallet. Man kan då förklara att den verkliga källan för dessa hypotetiska
neutriner skulle kunna vara mycket avlägsen. Denna process kan eventuellt vara den
enda där man är direkt känslig för de kosmologiska bakgrundsneutrinerna.
Neutrinoflöden från kosmos
Beroende på vad man antar att det är som producerar den högenergetiska kosmiska
strålningen, kan man uppskatta flödet av neutrinopartiklar baserat på det observerade
flödet av kosmisk strålning. Antar man att man har en transparent källa av protoner,
d.v.s. mycket lite material som stoppar de accelererade partiklarna vid källan så har
man den högsta effektiviteten. De accelererade protonerna kan då reagera med fotoner
runt källan och bilda neutriner enligt
p + g -> D+ -> n + p+ eller p + p0
p+ -> m+ + nm ; m+ -> e+ + ne + nm
p0 -> g + g
Neutronen och protonen blir då den observerade kosmiska strålningen medan pmesonerna
sönderfaller och ger bidrag med högenergetiska neutriner och fotoner.
Antalet fotoner och antalet neutriner är av samma storleksordning vilket är
utmärkande för denna process. Flödet av neutriner blir direkt relaterat till flödet av
den kosmiska strålningen och man kan på detta sätt uppskatta storleken på de
neutrinoteleskop man behöver bygga. Ett flertal uppskattningar finns och i figur 4
visas förväntat flöde för några modeller.
Version 24/4/02
17
Figur 4. Förväntat flöde av neutriner som funktion av neutrinoenergin för olika
modeller baserade på den observerade kosmiska strålningen.
Figur 4 visar det förväntade flödet av neutriner som funktion av neutrinoenergin för
olika modeller baserade på den observerade kosmiska strålningen. Flödet är
multiplicerat med neutrinoenergin i kvadrat vilket för en källa med E-2-spektrum ger
en horisontell linje. Anledningen att man multiplicerar med E2 är att den modell man
har för accelerationen (s.k. Fermi-acceleration) just ger ett E-2-spektrum. I figuren
visas även den övre gräns på flödet av kosmiska neutriner som AMANDA-detektorn
nyligen publicerat (se nedan). Linjen markerat med IceCube motsvarar en detektor
med storleken en kubikkilometer. Det är enbart ute i havet eller i inlandsisen som man
kan bygga detektorer av denna storleksordning. De vattenfyllda solneutrinodetektorer
som existerar nere i gruvor som t.ex. Superkamiokande, SNO etc är troligen alldeles
för små för att kunna detektera kosmiska neutriner.
Neutriner bildas även i jordens atmosfär vid kollisionerna av den kosmiska
strålningen med atomkärnor i atmosfären. Dessa atmosfäriska neutriner har en
snabbare fallande intensitet som funktion av energin än vad de förväntade kosmiska
källorna har. De utgör en bakgrund för de kosmiska neutrinerna men är även
användbara för kalibrering av neutrinodetektorerna.
Det är naturligtvis inte omöjligt att det finns källor som accelererar högenergetiska
protoner men som har så mycket materia omkring sig att protonerna snabbt kolliderar
och absorberas. Dessa ”gömda källor” bör då producera neutriner men inte bidra till
den kosmiska strålningen i övrigt.
Version 24/4/02
18
Mörk materia
Ytterligare en motivering för att bygga neutrinoteleskop är för att studera möjliga
kandidater till universums mörka materia. Baserat på de senaste resultaten inom
kosmologin uppskattar man att endast ca 4 % av universum består av de atomer som
vår vanliga materia är uppbyggd av. Ytterligare ca 70 % av universums energi består
av s.k. mörk energi och ca 25 % av en ny okänd typ av mörk materia. Denna mörka
materia växelverkar inte elektromagnetiskt med vår materia men växelverkar via
gravitationen och troligtvis också via den svaga kärnkraften. Den mörka materian
behövs bl.a. för att förklara galaxers rotationshastigheter och galaxhopars rörelse.
Man brukar kalla massiva partiklar som bygger upp den mörka materien för Weakly
Interacting Massive Particles (WIMPs). Partiklarna har massa och växelverkar svagt
med övrig materia.
En lovande kandidat till vad den mörka materien består av är den lättaste
supersymmetriska partikeln neutralinon. Supersymmetri är en teoretisk utbyggnad av
partikelfysikens standardmodell som förutsäger att varje partikel inom
standardmodellen har en supersymmetrisk partner. Dessa supersymmetriska partiklar
skall då enligt teorin bildas samtidigt med vår vanliga materia i Big Bang. Det som
återstår av de supersymmetriska partiklarna idag bör då vara den lättaste partikeln
eftersom de tyngre har sönderfallit till denna. Neutralinon är en elektriskt neutral tung
partikel (massan troligen någonstans inom området från ca 70 protonmassor upp till
tusentals protonmassor). Neutralinopartiklarna har sedan Big Bang kylts ned i
samband med expansionen av universum och har idag en hastighet på ca 250 km/sek.
Detta är ungefär solsystemets hastighet runt vintergatan. Tunga objekt som jorden och
solen kommer att gravtationellt dra till sig dessa partiklar. När de passerar genom
jorden eller solen kan de förlora rörelseenergi via kollisioner med atomkärnor och bli
gravitationellt bundna. Man förväntar sig att det i centrum av solen och jorden skall
finnas en ansamling av neutralinopartiklar. Dessa partiklar är sina egna antipartiklar
och två neutraliner kan annihilera till vanlig materia. I samband med detta kan det
bildas neutriner som har betydligt högre energi än vad de vanliga elektronneutrinerna
från solens fusionsprocesser har. Om man observerar myonneutriner från jordens
centrum eller från solen vore det en indikation på att den mörka materien består av
dessa neutralinopartiklar.
AMANDA teleskopet vid Amundsen-Scott basen vid Sydpolen
Mitt på Antarktiskontinenten vid den geografiska sydpolen ligger den amerikanska,
Amundsen-Scott basen. Basen har varit i drift sedan 1950-talet och har idag en mängd
olika vetenskapliga forskningsprojekt i drift. Basen ligger på inlandsisen på en höjd
av ca 2800 meter men med ett lufttryck som motsvarar ca 3200 meter. Transporter till
Version 24/4/02
19
och från basen sker via flyg (huvudsakligen Herculesplan utrustade med skidor).
Basen drivs av National Science Foundation, USA, och forskare från en mängd olika
nationer deltar i de olika projekten. Basen är tillgänglig med flyg från slutet av
oktober till början på februari. Under den tiden utförs allt utomhusarbete.
Bild 2. Flygbild över Amundsen-Scottbasen vid Sydpolen. AMANDA detektorn är
placerad nere i isen vid byggnaden till vänster i bilden.
Under tiden februari till oktober övervintrar viss personal för att sköta basen och de
pågående experimenten. Ett av de största projekten på Sydpolen är Antarctic Muon
And Neutrino Detector Array (AMANDA) vilket för närvarande är världens största
neutrinoteleskop. Projektet är ett internationellt samarbete mellan 20 forskargrupper i
Belgien, Storbritannien, Tyskland, Sverige, Venezuela och USA. I Sverige är det
grupper från Kalmar Högskola, Stockholms universitet och Uppsala universitet som
deltar.
AMANDA teleskopet för neutriner består av 677 ljusdetektorer vilka är placerade
djupt nere i isen huvudsakligen på 1500 meters till 2000 meters djup, se figur 5.
Inlandsisen vid Sydpolen är 2800 meter tjock och består av den renaste isen på jorden.
Detta tillsammans med infrastrukturen vid Amundsen-Scottbasen, vilken är bemannad
året runt, gör platsen till ett mycket lämpligt ställe att bygga en stor
Cherenkovdetektor för neutriner. Inlandsisen består av packad snö som på stora djup
övergår i ren is. Vid högt tryck och låg temperatur bildar luften i isen tillsammans isen
s.k. klatratkristaller vilka är transparenta. Isen blir fri från luftbubblor vid ca 1300
meters djup. Det finns dock en viss mängd stoftpartiklar i isen som fortfarande kan
Version 24/4/02
20
sprida ljuset och dessa är koncentrerade vid vissa djup som utmärker tidigare istider.
Isen vid 1700 meters djup är ca 60000 år gammal.
Figur 5. AMANDA- teleskopet består av 19 strängar med totalt 677 ljusdetektorer
infrysta djupt nere i isen. Som jämförelse visas storleken på Eiffeltornet.
Ljusdetektorerna (s.k. optiska moduler) består av fotomultiplikatorer med 20 cm
diameter och en förstärkning på 109 gånger. De är inneslutna i en glassfär som klarar
av det stora trycket vid infrysningen.
Borrningen av de hål som man behöver för att sänka ned ljusdetektorerna görs med en
teknik som utnyttjar hett vatten under tryck. Man smälter ett ca 60 cm brett hål ned till
önskat djup. Hålet blir vattenfyllt nedanför ca 50 meters djup (ovanför detta djup
försvinner vattnet ut i snön). Noggrannheten i positionen av hålet i horisontell led är
bättre än en meter ned till 2400 meters djup. När man ”borrat” färdigt hålet tar man
upp borr och varmvattenslang och har sedan ca 40 timmar på sig att sänka ned
ljusdetektorerna innan vattnet i hålet fryser till is så att diametern på hålet blir för litet.
Ljusdetektorerna är fästa på en central kabel som överför pulserna från
fotodetektorerna nere i isen. Två olika överföringstekniker används: elektriska
Version 24/4/02
21
signaler via huvudkabeln och optiska signaler via speciella optiska fibrer. Avståndet
mellan de optiska modulerna varierar från 10 meter upp till 20 meter beroende på hål
(utvecklingen av den elektriska kabeln tillät efterhand fler moduler per kabel). Det tar
ca en vecka för vattnet i hålet att frysa till is och under den tiden utsätts de optiska
modulerna för mycket högt tryck.
Bild 3. Bild från 840 meters djup i hål 13 tagen av Stockholm universitets
videokamera år 1998. Ca 5 meter nedanför kameran syns en glassfär försedd med
en lampa som lyser in i isväggen. På detta djup finns fortfarande luftbubblor i isen i
vilka ljuset sprids.
Totalt har ljusdetektorer sänkts ned i19 hål mellan år 1995 och år 2000 och dessa
utgör nu AMANDA-teleskopet. Diametern på detektorn är 200 meter och den har en
effektiv höjd på ca 350 meter (den centrala delen) vilket ger en volym på ca 10
miljoner kubikmeter. Genom att skicka ljus från laserar från olika positioner inom
detektorn kan man kalibrera detektorns geometri och även studera isens egenskaper.
AMANDA-resultat
Detektorn var fullt utbyggd i januari 2000 och har sedan dess tagit data med undantag
för service och viss elektronisk uppgradering vilket skett mellan november och
januari varje år. Den känsliga delen av detektorn ligger 1500 meter under ytan på
inlandsisen. Trots detta genomborras detektorn av mängder av myoner som bildas vid
reaktioner av den kosmiska strålningen i atmosfären. Myonerna bildas vid sönderfall
av bl.a. p-mesoner tillsammans med s.k. atmosfäriska neutriner. För AMANDAdetektorn
innebär detta att ca en miljon myoner från kosmisk strålning passerar
detektorvolymen för varje atmosfärisk neutrino som detekteras. Eftersom myoner från
p-sönderfall är identiska med myoner från neutrinoreaktioner kan man för de myoner
Version 24/4/02
22
som kommer ovanifrån inte särskilja neutrinoinducerade myoner från psönderfallsmyoner.
Istället väljer man att enbart acceptera myoner som kommer
underifrån som neutrinoreaktioner. Man använder därvid jorden som ett filter för att ta
bort bakgrunden av atmosfäriska myoner. Detektorn har en trigger som kräver att ett
visst antal ljusdetektorer träffas inom ett kort tidsintervall. När detta villkor är uppfyllt
läser man ut informationen från alla ljusdetektorer och denna information används
sedan för att rekonstruera myonens rörelse genom detektorn (kallas spår). Genom att
använda olika urval kan man anrika kvalitén på de rekonstruerade spåren. Spår som
kommer uppifrån förkastas och enbart uppåtgående spår sparas.
Figur 6. AMANDA-detektorn med ett uppåtgående spår. Varje punkt
motsvarar en ljusdetektor. Varje ljusdetektor som registrerat ljus är markerad
med en kvadrat med en cirkel inuti. Ju större yta desto fler fotoner har
registrerats. Röd färg motsvarar tidig träff och grön färg sen träff.
AMANDA-detektorn observerar ca tre till fyra atmosfäriska neutriner per dygn i en
bakgrund av miljontals atmosfäriska myoner. Fig 6 visar ett uppåtgående myonspår
från en myonneutrinoreaktion i isen (eller berggrunden) under AMANDA-detektorn.
Myonen kommer nerifrån höger i bilden och går snett upp till vänster. Spåret är ca
300 meter långt inne i detektorn vilket ger en undre gräns på neutrinoenergin på 60
GeV. Målsättningen för AMANDA-experimentet är att observera kosmiska
neutriner. När det gäller olika punktkällor ute i universum har man sökt efter
statistiskt signifikanta överskott av neutriner i olika riktningar. Eftersom man enbart
tittar på neutriner som kommer underifrån vid Sydpolen är man huvudsakligen
känslig för källor i den norra hemisfären. Figur 7 visar analysen av data tagna under år
2000. Inget signifikant överskott av neutriner i någon riktning kan ses. Antalet
observerade neutriner är i överensstämmelse med det förväntade antalet atmosfäriska
neutriner, d.v.s. ännu ingen indikation på kosmiska neutriner. De gränser som
AMANDA-teleskopet kan sätta på neutrinoflödet är de bästa hittills.
Version 24/4/02
23
Figur 7. Riktningen för neutriner från data tagna under år 2000. Bilden visar
den norra hemisfären i ekvatoriella koordinater. Möjliga kosmiska
neutrinokällor är markerade. Inget statistiskt signifikant överskott av neutriner
är observerat i någon riktning.
Delar av data har blivit analyserats med avseende på rapporterade gammablixtar från
satellitdata. Det är främst koincidenser med data från BATSE-experimentet ombord
på CGRO-satelliten som har använts i analysen. Hittills har inga neutriner observerats
i samband med någon gammablixt. Sökandet efter neutriner från neutralinoannihilation
(mörk materia) från jordens centrum har resulterat i gränser vilka är i
samma storleksordning som andra experiment presenterat (hitills har enbart ca 130
dagars exponering använts). Sökandet efter högenergetiska kosmiska neutriner (utan
specifik riktning) har resulterat i de bästa övre gränserna hittills (figur 4).
IceCube-detektorn
I figur 4 ser man att man behöver detektorer av storleksordningen km3 för att vara
känslig för kosmiska neutriner. Även om AMANDA-teleskopet kommer att kunna
studera universum med bättre och bättre känslighet är det troligt att man behöver
nästa generations detektorer såsom IceCube för att slutligen observera kosmiska
neutriner. IceCube är planerat att kunna uppfylla de krav man konservativt måste
ställa på ett neutrinoteleskop. Det kommer att innesluta AMANDA-teleskopet vilket
möjliggör en samkörning av de båda teleskopen. Det nya teleskopet kommer att
bestå av 80 nya hål med 60 optiska moduler i varje. Teleskopet kommer att vara
instrumenterat med ljusdetektorer från 1450 meters djup ned till 2450 meters djup och
täcka en yta på en kvadratkilometer. Totala volymen blir en kubikkilometer. Vid ytan
kommer en luftskursdetektor (IceTop) att byggas för att detektera skurar från
kosmisk strålning. IceTop kommer att kunna bestämma riktningen på skurarna
Version 24/4/02
24
mycket noggrant och myonkomponenten i skuren kan användas för kalibrering av
IceCube-telskopet nere i isen. Dessutom räknar man med att en samkörning av
IceCube och IceTop skall ge värdefull information om vilka atomkärnor den
kosmiska strålningen består av vid höga energier. IceCube-detektorn kommer kraftigt
att öka känsligheten för kosmiska neutriner jämfört med tidigare detektorer.
Bild 8. En simulerad myon med en energi på 6 PeV som passerar igenom
IceCube nerifrån upp åt höger. Varje ljusdetektor som observerat
Cherenkovljus är markerad med en fylld cirkel.
IceCube kommer att kunna identifiera både elektron- och tau-neutrinoreaktioner vid
höga energier. En elektronneutrino som reagerar inuti IceCube kommer att se ut som
en punktkälla av Cherenkovljus och en tauneutrinoreaktion kan vid höga energier
identifieras med hjälp av ”dubbel-bang”-topologin som nämndes tidigare. Eftersom
neutrinooscillationer nu är etablerade kommer tex. myonneutriner som produceras
långt bort i universum att till hälften ha omvandlats till tauneutriner innan de anländer
till jorden. Att kunna studera dessa är av stort intresse. I figur 9 a) visas en simulerad
elektronneutrinoreaktion med en energi på 375 TeV i IceCube. Eftersom den skapade
elektronen på några tiotals meter förlorar all sin energi i bromsstrålning och elektronpositronpar
kommer det bildade Cherenovljuset med IceCubes dimensioner se ut att
komma från reaktionspunkten. I figur 9 😎 visas en simulerad tauneutrinoreaktion.
Tauneutrinon kommer snett uppifrån höger och reagerar inne i detektorn (den första
sfären av ljus). Den producerade tauleptonen färdas tack vare den väldigt höga
energin flera hundra meter innan den sönderfaller (den andra sfären av ljus).
Version 24/4/02
25
Figure 9 a) En simulerad elektronneutrinoreaktion (375 TeV) inuti IceCube . 9 😎 En
simulerad tauneutrinoreaktion i IceCube med den karakteristiska dubbel-bang
signaturen.
Detektion av neutriner från supernovor med AMANDA/IceCube
Även om AMANDA har en tröskelenergi på ca 30-50 GeV för en myon kan
teleskopet faktiskt även detektera neutriner från en supernova i vår närhet vilka endast
har energier upp till ca 40 MeV. När en tung stjärna avslutar sitt liv och exploderar i
en supernova skickas 99% av energin ut i form av neutriner. År 1987 observerade
man neutriner från supernovan i stora Magellanska molnet i Kamiokandedetektorn i
Japan och även i IMB-detektorn i USA. Totalt observerades 19 neutriner under ca 10
sekunder. Avståndet till källan var 170000 ljusår. AMANDA-teleskopet har en
supernovatrigger som är baserad på att när en supernova exploderar kommer
AMANDA under ca 10 sekunder att få hundratusentals reaktioner av typen
†
n e + pÆn+e+
Positronen som bildas färdas ca 30 cm innan den stoppas upp och annihilerar med en
elektron i isen. Totalt bildas ca 3000 Chernkovfotoner för varje reaktion. Hela isen
kommer att ”lysa” upp under kort stund. Fotomultiplikatorerna i AMANDA har en
Version 24/4/02
26
räknehastighet på mellan 400 Hz och 1500 Hz vilket är lågt. Bruset kommer
huvudsakligen från scintillationsljus från 40K sönderfall i glassfären. Eftersom isen
består av frusen snö finns det ytterst lite föroreningar och salter som kan ge
Cherenkovljus från radioaktiva sönderfall i isen. I jämförelse med en motsvarande
detektor nedsänkt i havet är räknehastigheten ca en hundradel. I havet sönderfaller 40K
och ger höga räknehastigheter i ljusdetektorerna. Under den tid som
supernovaneutrinerna reagerar i detektorvolymen ökas brusnivån i AMANDAs
ljusdetektorer beroende på Cherenkovljuset från positronerna. Genom att hela tiden
monitorera brusnivån i teleskopets för i stort sett samtliga fotomultiplikatorer kan man
detektera en plötslig förhöjning av bruset. AMANDA kan observera en
supernovaexplosion av typ 1987 från 90% av Vintergatans stjärnor. När IceCube
kommer igång räknar man med att hela Vintergatan plus Stora och Lilla Magellanska
molnen ligger inom det känsliga området. AMANDA kommer att bli inkopplat till ett
nätverk av olika neutrinoteleskop som kan detektera neutriner från Supernovor.
Genom att i realtid korrelera ankomsttiden på de första supernovaneutrinerna på olika
platser på jorden kan man ”triangulera” riktningen till supernovan. Eftersom
neutrinerna tar sig ur centrum på den exploderande stjärnan snabbare än vad optiskt
ljus gör kan astronomerna få en förvarning och hinna rikta in sina teleskop.
AMANDA och IceCube är även känsliga för supernovor som inte kan ses med optiskt
ljus på grund av att ljuset absorberas i Vintergatans stoft.
Andra teleskop för högenergetiska neutriner
Dumand
Det första neutrinoteleskopet som planerades var DUMAND-teleskopet
som planerades att sänkas ned utanför Hawaii. Vattnet i havet är väldigt klart och man
kan placera en neutrinodetektor på stora djup vilket reducerar bakgrunden av
atmosfäriska myoner. En nackdel med att ha detektorer i havet är att 40K sönderfall
hela tiden ger en mängd Cherenkpvljus i vattnet som stör observationen av
Cherenkovljuset från neutrinoreaktionerna. Projektet påbörjades redan på 70-talet och
man sänkte ned en sträng av ljusdetektorer till 4000 meters djup 1994. Men en
vattenläcka i elektroniken stoppade datatagningen efter några minuter. Projektet
återhämtade sig aldrig efter detta. DUMAND var emellertid pionjärprojektet och har
bidragit mycket till uppbyggnaden av kunskapen inom området.
Baikal
Ett neutrinoteleskop i Bajkalsjön i Ryssland startades redan
under 1980-talet. Den nuvarande detektorn, kallad NT-200, med ca 200
fotomultiplikatorer stod klar 1998 och har nu tagit data i flera år och registrerat
neutrinoreaktioner. Detektorn är betydligt mindre än AMANDA. Vid sidan av
Amanda är den det enda helt fungerande stora neutrinoteleskopet för närvarande. Man
utnyttjar isen på sjön under vintern som plattform för nedsänkningar och service av
detektorn.
Antares
Version 24/4/02
27
Ett teleskop planerat att placeras i Medelhavet utanför Marseille är Antares
(Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch). Flera
Europeiska grupper från Frankrike, Storbritannien, Spanien, Tyskland, Italien och
Ryssland deltar i projektet. Antares planerar för 10 strängar med ca 1000 optiska
moduler på ett djup av 2500 meter. Experimentet som startade med tester 1999 har för
närvarande en testutrustning bestående av en sjättedel av en sträng nedsänkt.
Nestor
I den Grekiska övärlden planeras ett neutrinoteleskop, Nestor (Neutrino Extended
Submarine Telescope with Oceanographic Research), på ett djup av ned till 4000
meter. Projektet har nyligen (i slutet av mars 2003) för första gången sänkt ned en
testutrustning bestående av 12 stycken fotomultiplikatorer med en diameter av 40 cm.
Nemo
Nemo (NEutrino Mediterranean Observatory) är ett projekt som siktar på att skapa ett
neutrinoteleskop i Medelhavet utanför Sicilien. Flera positioner undersöks och man
har en preliminär design av 750 meter höga "torn" med 64 optiska moduler i varje.
Totalt planerar man 64 sådana torn med totalt 4096 moduler i en detektor med en
volym i kubikkilometerklassen. Projektet är, än så länge, ett samarbete mellan flera
italienska grupper utan internationellt deltagande.
Anita
Anita (Antarctic Impulse Transient Array) är ett intressant projekt av en helt annan
typ än de neutrinoteleskop i is eller vatten som nämnts ovan. Det ballongburna
experimentet skall cirkla runt Antarktis på en höjd av 15 km för att söka efter
högenergetiska GZK-neutriner skapade i kollisioner mellan kosmisk strålning och
fotoner i mikrovågsbakgrunden. Detta genom att registrera radiovågor som
neutrinoreaktioner genererar i inlandsisen.
Referenser:
Neutrinofysik, Cecilia Jarlskog och Per Olof Hulth, KOSMOS 1981 127
Astroparikelfysik, Lars Bergström, KOSMOS 1993 87
Neutrinon – universums ”doldis”, Lars Bergström, KOSMOS 1999, 41
Reines http://www.nobel.se/physics/laureates/1995/reines-lecture.html
How the sun shines av John N. Bahcall,
http://www.nobel.se/physics/articles/fusion/index.html
Superkamiokande http://www.phys.washington.edu/~superk/
SNO http://www.sno.phy.queensu.ca/
KamLAND http://www.awa.tohoku.ac.jp/html/KamLAND/
Baikal http://baikal-neutrino.da.ru/
Amanda http://amanda.uci.edu/
IceCube http://icecube.wisc.edu/- 27 -april 23, 20038/28/2003
Antares http://antares.in2p3.fr/
Nestor http://www.nestor.org.gr/
Version 24/4/02
28
Nemo http://nemoweb.lns.infn.it/
Anita http://www.ps.uci.edu/~anita/
MARGINALFIGURER MED FEYNMANDIAGRAM!!!
