Neutrino astronomie

Er is één deeltje dat kan ontsnappen uit het inwendige van een dichte ster: het neutrino. Neutrino astronomie, alhoewel uitermate ingewikkeld, maakt het mogelijk om in het inwendige van sterren, bijvoorbeeld de zon, te kijken. De eigenschappen die het neutrino uniek maken, kunnen als volgt worden samengevat:

1. De absorptie van neutrino's en antineutrino's in materie is klein. De werkzame doorsnede voor absorptie kan geschreven worden als

   $$\sigma~({\rm cm}^2) = 2,3 \times 10^{-44}{p_e \over m_ec^2} {E_e \over m_ec^2},$$ (66)

   
   
   met $p_e$ en $E_e$ de impuls en energie van het elektron in de eindtoestand in de reactie $\nu N \rightarrow eN^\prime$. We vinden dat de gemiddelde vrije weglengte van een 1 MeV neutrino in water ongeveer $10^{19}$ m is. Dit is vele malen groter dan de lineaire afmetingen van sterren, die in het algemeen kleiner zijn dan $10^{11}$ m.
2. Men kan neutrino's en antineutrino's onderscheiden door verschillen in wisselwerkingen met water. De luminositeit van neutrino's op aarde wordt gedomineerd door de zon, omdat die zo dichtbij staat. We geloven echter dat de primaire galactische bronnen van neutrino's supernovae en hun restanten zijn. In het koelproces van supernovae worden neutrino en antineutrino paren van alle flavors²⁹ uitgezonden via reacties met neutrale stromen³⁰, zoals $e^+e^- \rightarrow \nu \overline{\nu}$. Verder worden elektron neutrino's en antineutrino's gegenereerd door kernreacties met geladen stromen, zoals $e^-p \rightarrow n\nu_e$.

Figuur 17 toont dat de neutrino's van SN1987a zijn waargenomen.

Figuur 17: Tijd- en energieverdeling van neutrino's waargenomen met het Kamiokande en het IMB experiment.

In het volgende zullen we de zonneneutrino's nader beschouwen. We hebben in sectie 3.2 gezien dat vier reacties van de $pp$-cyclus neutrino's produceren. Fig. 18 geeft de voorspelling van het SSM voor deze neutrino's.

Figuur 18: Energieverdeling van het SSM voor reacties van de $pp$-cyclus waarbij zogenaamde zonneneutrino's worden geproduceerd.

Bahcall en Davis hebben erop gewezen dat het mogelijk zou moeten zijn het bestaan van de $pp$ fusiereacties in de zon te bewijzen, door zonneneutrino's te detecteren met behulp van de reactie

$$\nu_e~^{37}{\rm Cl} \rightarrow e^-~^{37}{\rm Ar}.$$ (67)

Elektron neutrino's, maar niet de antineutrino's, met een energie van meer dan 0,814 MeV kunnen worden ingevangen door $^{37}$Cl. Dit resulteert in $^{37}$Ar en een elektron. Hoewel de werkzame doorsnede voor dit proces klein is, is het zeer wel mogelijk om een dergelijk experiment uit te voeren. De redenen hiervoor zijn als volgt samen te vatten:

1. De neutrinoflux van de zon is zeer groot, in de orde van $10^{15}$ neutrino's/m$^2$-s, op het aardoppervlak. Uit Fig. 18 volgt dan een flux van energetische neutrino's van ongeveer $6 \times 10^{10}$ neutrino's/m$^2$-s.
2. Men kan de detectoren zeer groot maken. Op dit moment worden detectoren ontworpen ter grootte van 1 kubieke kilometer. Icecube is het vervolg van het Amanda experiment op Antartica, terwijl KM3Net het vervolg wordt van het Antares experiment in de Middellandse zee. De beide detectoren zijn weergegeven in figuur 19.
3. Het $^{37}$Ar kan in uiterst kleine hoeveelheden worden waargenomen, omdat het radioactief is. Het vervalt door elektronvangst,

   $$e^-~^{37}{\rm Ar} \rightarrow \nu_e~^{37}{\rm Cl},$$ (68)

   
   
   met een halfwaardetijd van 35 dagen. Het elektron wordt gewoonlijk gevangen uit de $K$-schil en laat daar een gat achter. De energie die vrijkomt als een ander elektron van hoger gelegen schillen het gat opvult, wordt uitgezonden als een $X$-foton of het wordt gebruikt om een elektron uit een hoger gelegen schil te emitteren (men noemt het dan een Auger elektron). Het Auger elektron heeft een goed-gedefinieerde energie van 2,8 keV en kan relatief eenvoudig worden waargenomen.
4. Argon is een edelgas. We kunnen het daarom relatief eenvoudig scheiden van het chloor om het vervolgens in een klein volume te concentreren.

Figuur 19: Boven: schematische voorstelling van het Icecube experiment op Antartica. Beneden: weergave van het Antares experiment in de Middellandse zee.

Het experiment van Davis $et$ $al.$ maakte gebruik van een tank met 390.000 liter C$_2$Cl$_4$ (tetrachloorethyleen, een schoonmaakvloeistof). De tank werd 1,5 km ondergronds geplaatst in de Homestake goudmijn in Lead, Zuid Dakota. De 1,5 km rots boven het experiment diende als afscherming om de kosmische straling te reduceren. De abondantie van de cruciale isotoop $^{37}$Cl is 25 %. Een neutrino interactie met dit chlooratoom produceert $^{37}$Ar. Het radioactieve argon werd over een periode van 2 maanden verzameld en dan verwijderd door helium door de tank te stromen. Het argon werd van het helium gescheiden door absorptie op een gekoelde koolstofval. Vervolgens werd het in een volume van 0,5 cm$^3$ geteld met een proportionele teller. Het resultaat wordt uitgedrukt in zogenaamde solar neutrino units, uitgesproken als `snew', waarbij 1 SNU = $10^{-36}$ gebeurtenissen/s chloor atoom. De verwachting was dat Davis $et$ $al.$ ongeveer 8 SNU zouden moeten meten. Het experiment bepaalde $2,4 \pm 0,3$ SNU. Dit resultaat werd bevestigd door een experiment in de Kamiokande mijn, waarbij een fractie van $0,46 \pm 0.21$ werd gemeten van de voorspelling door het standaard zonnemodel.

Lange tijd heeft men gezocht naar verklaringen voor de puzzle van de zonneneutrino's. De oplossing is onlangs gevonden en heeft te maken met de transformatie van elektron neutrino's naar muon (en tau) neutrino's in het inwendige van de zon. Als de neutrinomassa niet gelijk is aan nul, dan kan een dergelijke transformatie plaatsvinden. In het inwendige van de zon wordt een dergelijke conversie geholpen door de aanwezigheid van elektronen. Door de geladen-stromen interactie krijgen de neutrino's effectief een verandering in hun massa en deze verandering maakt de transformatie in muon neutrino's mogelijk. Dergelijke veranderingen staan bekend als neutrino oscillaties en zijn onlangs ontdekt. De neutrale-stroom interactie draagt niet tot een dergelijke versterking bij, omdat de resulterende werkzame doorsnede van lage-energie neutrino's niet van de neutrinosoort afhangt.