Neutrino

Neutrino / Antineutrino ⓘ

Der erste Einsatz einer Wasserstoffblasenkammer zum Nachweis von Neutrinos, am 13. November 1970 im Argonne National Laboratory. Hier trifft ein Neutrino auf ein Proton in einem Wasserstoffatom; der Zusammenstoß erfolgt an der Stelle, an der rechts auf dem Foto drei Spuren entstehen.
Zusammensetzung	Elementarteilchen
Statistik	Fermionisch
Familie	Leptonen, Antileptonen
Generation	Erste ( ν e), zweite ( ν μ), und dritte ( ν τ)
Wechselwirkungen	Schwache Wechselwirkung und Gravitation
Symbol	ν e, ν μ, ν τ, ν e, ν μ, ν τ
Teilchen	Spin: ±+1/2ℏ, Chiralität: Links, schwacher Isospin: -1/2, Lepton-Nr.: +1, "Geschmack" in { e, μ, τ }
Antiteilchen	Spin: ±+1/2ℏ, Chiralität: Rechts, schwacher Isospin: +1/2, Lepton Nr.: -1, "Geschmack" in { e, μ, τ }
Theoretisch	ν e, Elektron-Neutrino: Wolfgang Pauli (1930) ν μ, Myon-Neutrino: Ende der 1940er Jahre ν τ, Tau-Neutrino: Mitte der 1970er Jahre
Entdeckt	ν e: Clyde Cowan, Frederick Reines (1956) ν μ: Leon Lederman, Melvin Schwartz und Jack Steinberger (1962) ν τ: DONUT Zusammenarbeit (2000)
Arten	3 Typen: Elektronenneutrino ( ν e ), Myon-Neutrino ( ν μ ) und Tau-Neutrino ( ν τ )
Masse	< 0,120 eV (< 2,14 × 10-37 kg), 95% Konfidenzniveau, Summe der 3 "Flavours"
Elektrische Ladung	0 e
Spin	1/2ℏ
Schwacher Isospin	LH: +1/2, RH: 0
Schwache Hyperladung	LH: -1, RH: 0
B - L	−1
X	−3

Ein Neutrino (/njuːˈtriːnoʊ/ new-TREE-noh; bezeichnet mit dem griechischen Buchstaben ν) ist ein Fermion (ein Elementarteilchen mit einem Spin von 1/2), das nur über die schwache Wechselwirkung und die Gravitation wechselwirkt. Das Neutrino wird so genannt, weil es elektrisch neutral ist und weil seine Ruhemasse so klein ist (-ino), dass man lange glaubte, sie sei gleich Null. Die Ruhemasse des Neutrinos ist viel kleiner als die der anderen bekannten Elementarteilchen, mit Ausnahme der masselosen Teilchen. Die schwache Kraft hat eine sehr kurze Reichweite, die Gravitationswechselwirkung ist extrem schwach, und Neutrinos nehmen nicht an der starken Wechselwirkung teil. Daher durchdringen Neutrinos normale Materie normalerweise ungehindert und unentdeckt. ⓘ

Durch die schwache Wechselwirkung entstehen Neutrinos in einer der drei leptonischen Geschmacksrichtungen: Elektronenneutrinos (
ν
_e), Myon-Neutrinos (
ν
_μ), oder Tau-Neutrinos (
ν
_τ), in Verbindung mit dem entsprechenden geladenen Lepton. Obwohl man lange Zeit glaubte, dass Neutrinos masselos sind, weiß man heute, dass es drei diskrete Neutrinomassen mit unterschiedlichen winzigen Werten gibt, die jedoch nicht eindeutig den drei Flavors entsprechen. Ein Neutrino, das mit einer bestimmten Geschmacksrichtung erzeugt wird, ist eine spezifische Mischung aus allen drei Massenzuständen (eine Quantensuperposition). Ähnlich wie einige andere neutrale Teilchen oszillieren Neutrinos im Flug zwischen verschiedenen Flavors. So kann zum Beispiel ein in einer Betazerfallsreaktion erzeugtes Elektronenneutrino in einem weit entfernten Detektor als Myon- oder Tau-Neutrino wechselwirken. Obwohl 2019 nur Differenzen zwischen den Quadraten der drei Massenwerte bekannt sind, legen kosmologische Beobachtungen nahe, dass die Summe der drei Massen (< 2,14 × 10-37 kg) weniger als ein Millionstel der Elektronenmasse (9,11 × 10-31 kg) betragen muss. ⓘ

Zu jedem Neutrino gibt es auch ein entsprechendes Antiteilchen, ein so genanntes Antineutrino, das ebenfalls einen Spin von 1/2 und keine elektrische Ladung hat. Antineutrinos unterscheiden sich von Neutrinos dadurch, dass sie eine Leptonenzahl mit entgegengesetztem Vorzeichen und einen schwachen Isospin sowie eine rechtshändige statt einer linkshändigen Chiralität haben. Um die Gesamtleptonenzahl zu erhalten (beim Beta-Kernzerfall), treten Elektronenneutrinos nur zusammen mit Positronen (Anti-Elektronen) oder Elektron-Antineutrinos auf, während Elektronen-Antineutrinos nur mit Elektronen oder Elektronenneutrinos auftreten. ⓘ

Neutrinos werden durch verschiedene radioaktive Zerfälle erzeugt; die folgende Liste ist nicht vollständig, enthält aber einige dieser Prozesse:

• Betazerfall von Atomkernen oder Hadronen,
• natürliche Kernreaktionen, wie sie im Kern eines Sterns ablaufen
• künstliche Kernreaktionen in Kernreaktoren, Atombomben oder Teilchenbeschleunigern
• während einer Supernova
• während des Spin-Downs eines Neutronensterns
• wenn kosmische Strahlen oder beschleunigte Teilchenstrahlen auf Atome treffen. ⓘ

Die meisten Neutrinos, die um die Erde herum nachgewiesen werden, stammen aus Kernreaktionen im Inneren der Sonne. An der Erdoberfläche beträgt der Fluss etwa 65 Milliarden (6,5×10¹⁰) Sonnenneutrinos pro Sekunde und Quadratzentimeter. Neutrinos können für die Tomographie des Erdinneren verwendet werden. ⓘ

Es wird intensiv geforscht, um das Wesen der Neutrinos zu ergründen, und es wird angestrebt, sie zu finden:

• die drei Werte der Neutrinomassen
• den Grad der CP-Verletzung im leptonischen Sektor (was zur Leptogenese führen kann)
• Hinweise auf physikalische Phänomene, die das Standardmodell der Teilchenphysik sprengen könnten, wie z. B. der neutrinolose doppelte Betazerfall, der ein Beweis für die Verletzung der Leptonenzahlerhaltung wäre. ⓘ

Neutrino ($\nu _{e},\nu _{\mu },\nu _{\tau }$) ⓘ
Klassifikation
Elementarteilchen Fermion Lepton
Eigenschaften
elektrische Ladung	neutral
Masse	< 1,5 · 10−36 kg
Ruheenergie	< 0,8 eV
Spin	1⁄2
Wechselwirkungen	schwach Gravitation

Alle Elementarteilchen des Standardmodells: Grün sind die Leptonen, die untere Reihe davon sind die Neutrinos ⓘ

Nach dem Entstehungsort der in Neutrinodetektoren beobachteten Neutrinos kann unterschieden werden zwischen

• kosmischen Neutrinos (Weltall)
• solaren Neutrinos (Sonne)
• atmosphärischen Neutrinos (Erdatmosphäre)
• Geoneutrinos (Erdinneres)
• Reaktorneutrinos (Kernreaktoren)
• Neutrinos aus Beschleunigerexperimenten ⓘ

Geschichte

Pauli's Vorschlag

Das Neutrino wurde erstmals 1930 von Wolfgang Pauli postuliert, um zu erklären, wie beim Betazerfall Energie, Impuls und Drehimpuls (Spin) erhalten bleiben können. Im Gegensatz zu Niels Bohr, der eine statistische Version der Erhaltungssätze vorschlug, um die beobachteten kontinuierlichen Energiespektren beim Betazerfall zu erklären, stellte Pauli die Hypothese auf, dass es sich um ein unentdecktes Teilchen handelt, das er "Neutron" nannte, wobei er die gleiche Endung "-on" verwendete, mit der auch Proton und Elektron benannt wurden. Er ging davon aus, dass das neue Teilchen zusammen mit dem Elektron oder dem Betateilchen beim Betazerfall aus dem Kern emittiert wurde und eine ähnliche Masse wie das Elektron hatte. ⓘ

James Chadwick entdeckte 1932 ein sehr viel massereicheres neutrales Kernteilchen und nannte es ebenfalls Neutron, so dass zwei Arten von Teilchen mit demselben Namen übrig blieben. Das Wort "Neutrino" gelangte durch Enrico Fermi in den wissenschaftlichen Wortschatz, der es auf einer Konferenz in Paris im Juli 1932 und auf der Solvay-Konferenz im Oktober 1933 verwendete, wo es auch von Pauli benutzt wurde. Der Name (das italienische Äquivalent für "kleines neutrales Teilchen") wurde scherzhaft von Edoardo Amaldi während eines Gesprächs mit Fermi am Physikalischen Institut in der Via Panisperna in Rom geprägt, um dieses leichte neutrale Teilchen von Chadwicks schwerem Neutron zu unterscheiden. ⓘ

In Fermis Theorie des Betazerfalls konnte das große neutrale Teilchen von Chadwick in ein Proton, ein Elektron und das kleinere neutrale Teilchen (heute Elektron-Antineutrino genannt) zerfallen:

n⁰
→
p⁺
+
e-
+
ν
e ⓘ

Fermis Aufsatz aus dem Jahr 1934 vereinigte Paulis Neutrino mit Paul Diracs Positron und Werner Heisenbergs Neutron-Proton-Modell und lieferte eine solide theoretische Grundlage für künftige experimentelle Arbeiten. Die Zeitschrift Nature lehnte Fermis Arbeit mit der Begründung ab, die Theorie sei "zu weit von der Realität entfernt". Er reichte die Arbeit bei einer italienischen Fachzeitschrift ein, die sie akzeptierte, aber das allgemeine Desinteresse an seiner Theorie veranlasste ihn zu diesem frühen Zeitpunkt, sich der Experimentalphysik zuzuwenden. ⓘ

Bis 1934 gab es experimentelle Beweise gegen Bohrs Idee, dass die Energieerhaltung für den Betazerfall ungültig ist: Auf der Solvay-Konferenz in jenem Jahr wurde über Messungen der Energiespektren von Betateilchen (Elektronen) berichtet, die zeigten, dass es eine strenge Grenze für die Energie der Elektronen bei jeder Art von Betazerfall gibt. Eine solche Grenze ist nicht zu erwarten, wenn der Energieerhaltungssatz ungültig ist, denn in diesem Fall wäre statistisch gesehen jede Energiemenge zumindest in einigen Zerfällen verfügbar. Die natürliche Erklärung für das 1934 erstmals gemessene Betazerfallsspektrum war, dass nur eine begrenzte (und konservierte) Energiemenge zur Verfügung stand und ein neues Teilchen manchmal einen unterschiedlichen Anteil dieser begrenzten Energie aufnahm, während der Rest für das Betateilchen übrig blieb. Pauli nutzte die Gelegenheit, um öffentlich zu betonen, dass es sich bei dem noch unentdeckten "Neutrino" um ein echtes Teilchen handeln müsse. Der erste Beweis für die Realität der Neutrinos wurde 1938 durch gleichzeitige Wolkenkammermessungen des Elektrons und des Rückstoßes des Atomkerns erbracht. ⓘ

Direkter Nachweis

Fred Reines und Clyde Cowan bei der Durchführung des Neutrinoexperiments (ca. 1956) ⓘ

1942 schlug Wang Ganchang erstmals den Einsatz des Beta-Einfangs zum experimentellen Nachweis von Neutrinos vor. In der Ausgabe vom 20. Juli 1956 von Science veröffentlichten Clyde Cowan, Frederick Reines, Francis B. "Kiko" Harrison, Herald W. Kruse und Austin D. McGuire die Bestätigung, dass sie das Neutrino nachgewiesen hatten, ein Ergebnis, das fast vierzig Jahre später mit dem Nobelpreis von 1995 belohnt wurde. ⓘ

Bei diesem Experiment, das heute als Cowan-Reines-Neutrinoexperiment bekannt ist, reagierten die in einem Kernreaktor durch Betazerfall erzeugten Antineutrinos mit Protonen, um Neutronen und Positronen zu erzeugen:

ν
_e +
p⁺
→
n⁰
+
e⁺ ⓘ

Das Positron trifft schnell auf ein Elektron, und die beiden annihilieren sich gegenseitig. Die beiden dabei entstehenden Gammastrahlen (γ) sind nachweisbar. Das Neutron kann durch seinen Einfang in einem geeigneten Kern nachgewiesen werden, wobei eine Gammastrahlung freigesetzt wird. Das Zusammentreffen beider Ereignisse - Positronenannihilation und Neutroneneinfang - ist ein einzigartiges Zeichen für eine Antineutrino-Wechselwirkung. ⓘ

Im Februar 1965 wurde das erste in der Natur gefundene Neutrino von einer Gruppe um Jacques Pierre Friederich (Friedel) Sellschop identifiziert. Das Experiment wurde in einer speziell vorbereiteten Kammer in 3 km Tiefe in der Goldmine East Rand ("ERPM") bei Boksburg, Südafrika, durchgeführt. Eine Gedenktafel im Hauptgebäude erinnert an diese Entdeckung. Bei den Experimenten wurde auch eine primitive Neutrinoastronomie durchgeführt und Fragen der Neutrinophysik und der schwachen Wechselwirkung untersucht. ⓘ

Neutrino-Aroma

Das von Cowan und Reines entdeckte Antineutrino war das Antiteilchen des Elektronenneutrinos. ⓘ

1962 wiesen Lederman, Schwartz und Steinberger nach, dass es mehr als eine Art von Neutrino gibt, indem sie erstmals Wechselwirkungen des Myon-Neutrinos (das bereits unter dem Namen Neutretto bekannt war) nachwiesen, wofür sie 1988 den Nobelpreis für Physik erhielten. ⓘ

Als 1975 im Stanford Linear Accelerator Center die dritte Leptonenart, das Tau, entdeckt wurde, ging man davon aus, dass es auch ein zugehöriges Neutrino (das Tau-Neutrino) gibt. Der erste Beweis für diesen dritten Neutrino-Typ ergab sich aus der Beobachtung von fehlender Energie und fehlendem Impuls in Tau-Zerfällen analog zum Beta-Zerfall, der zur Entdeckung des Elektron-Neutrinos führte. Der erste Nachweis von Tau-Neutrino-Wechselwirkungen wurde im Jahr 2000 von der DONUT-Kollaboration am Fermilab bekannt gegeben; seine Existenz war bereits durch theoretische Konsistenz und experimentelle Daten aus dem Large Electron-Positron Collider nahegelegt worden. ⓘ

Das Sonnenneutrino-Problem

In den 1960er Jahren wurde mit dem inzwischen berühmten Homestake-Experiment zum ersten Mal der Fluss von Elektronen-Neutrinos aus dem Sonnenkern gemessen und ein Wert ermittelt, der zwischen einem Drittel und der Hälfte der vom Standard-Sonnenmodell vorhergesagten Zahl lag. Diese Diskrepanz, die als das solare Neutrinoproblem bekannt wurde, blieb etwa dreißig Jahre lang ungelöst, während mögliche Probleme sowohl mit dem Experiment als auch mit dem Sonnenmodell untersucht wurden, aber keine gefunden werden konnten. Schließlich erkannte man, dass beide Modelle korrekt waren und dass die Diskrepanz zwischen ihnen darauf zurückzuführen war, dass die Neutrinos komplexer waren als bisher angenommen. Es wurde postuliert, dass die drei Neutrinos nicht null und leicht unterschiedliche Massen haben und daher auf ihrem Flug zur Erde in nicht nachweisbare Geschmacksrichtungen oszillieren könnten. Diese Hypothese wurde durch eine neue Reihe von Experimenten untersucht, wodurch ein neues großes Forschungsgebiet eröffnet wurde, das bis heute andauert. Die endgültige Bestätigung des Phänomens der Neutrino-Oszillation führte zu zwei Nobelpreisen: für R. Davis, der das Homestake-Experiment konzipierte und leitete, und für A.B. McDonald, der das SNO-Experiment leitete, das alle Neutrino-Flavors nachweisen konnte und kein Defizit feststellte. ⓘ

Oszillation

Das bereits im vorhergehenden Abschnitt Astrophysik genannte Experiment IceCube ist ein Hochenergie-Neutrino-Observatorium mit etwa 260 Mitarbeitern. Es wurde 2010 im Eis des Südpols fertiggestellt und hat ein Volumen von 1 km³. Die Reaktion der Hochenergie-Neutrinos mit den Elementarteilchen des Eises wird mit diesem Detektor beobachtet und ausgewertet. ⓘ

Bekannte Neutrinodetektoren sind weiterhin bzw. einerseits die radiochemischen Detektoren (z. B. das Chlorexperiment in der Homestake-Goldmine, USA oder der GALLEX-Detektor im Gran-Sasso-Tunnel in Italien), andererseits die auf dem Tscherenkow-Effekt basierenden Detektoren, hier vor allem das Sudbury Neutrino Observatory (SNO) und Super-Kamiokande. Sie weisen solare und atmosphärische Neutrinos nach und erlauben u. a. die Messung von Neutrinooszillationen und damit Rückschlüsse auf die Differenzen der Neutrinomassen, da die im Sonneninneren ablaufenden Reaktionen und somit die Neutrinoemission der Sonne gut bekannt sind. Experimente wie das Double-Chooz-Experiment oder der seit 2002 arbeitende KamLAND-Detektor im Kamioka Neutrino Observatory sind in der Lage, über den inversen Betazerfall Geoneutrinos und Reaktorneutrinos nachzuweisen, und liefern komplementäre Information aus einem Bereich, der von solaren Neutrinodetektoren nicht abgedeckt wird. ⓘ

Einer der derzeit größten Neutrino-Detektoren namens MINOS steht unterirdisch in einer Eisenmine in den USA, 750 Kilometer vom Forschungszentrum Fermilab entfernt. Von diesem Forschungszentrum wird ein Neutrinostrahl in Richtung des Detektors ausgestrahlt, wo dann gezählt wird, wie viele der Neutrinos sich während des unterirdischen Fluges umwandeln. ⓘ

Das CNGS-Experiment (CERN Neutrinos to Gran Sasso) untersucht seit 2007 die Physik der Neutrinos. Dazu wird ein Neutrinostrahl vom CERN über eine Entfernung von 732 km durch die Erdkruste zum Gran-Sasso-Laboratorium in Italien geschickt und dort detektiert. Einige der Myon-Neutrinos wandeln sich unterwegs in andere Neutrinoarten (fast ausschließlich Tau-Neutrinos) um, die vom OPERA-Detektor (Oscillation Project with Emulsion-tRacking Apparatus) nachgewiesen werden. Für die damit zusammenhängenden Geschwindigkeitsmessungen siehe den Abschnitt Geschwindigkeit. ⓘ

Eine praktische Methode zur Untersuchung von Neutrino-Oszillationen wurde erstmals 1957 von Bruno Pontecorvo vorgeschlagen, der eine Analogie zu den Kaon-Oszillationen herstellte; in den folgenden 10 Jahren entwickelte er den mathematischen Formalismus und die moderne Formulierung der Vakuum-Oszillationen. 1985 stellten Stanislav Mikheyev und Alexei Smirnov (in Erweiterung der Arbeiten von Lincoln Wolfenstein aus dem Jahr 1978) fest, dass Flavor-Oszillationen verändert werden können, wenn sich Neutrinos durch Materie ausbreiten. Dieser so genannte Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein-Effekt (MSW-Effekt) ist wichtig zu verstehen, weil viele Neutrinos, die von der Kernfusion in der Sonne emittiert werden, auf ihrem Weg zu den Detektoren auf der Erde die dichte Materie im Sonnenkern durchqueren (wo im Wesentlichen die gesamte Sonnenfusion stattfindet). ⓘ

Obwohl einzelne Experimente, wie die solaren Neutrinoexperimente, mit nicht-oszillatorischen Mechanismen der Neutrino-Flavor-Konversion übereinstimmen, deuten die Neutrinoexperimente insgesamt auf die Existenz von Neutrino-Oszillationen hin. Besonders relevant sind in diesem Zusammenhang das Reaktorexperiment KamLAND und die Beschleunigerexperimente wie MINOS. Das KamLAND-Experiment hat in der Tat Oszillationen als den Mechanismus zur Umwandlung des Neutrino-Flavors identifiziert, der bei den solaren Elektronenneutrinos eine Rolle spielt. In ähnlicher Weise bestätigt MINOS die Oszillation der atmosphärischen Neutrinos und ermöglicht eine bessere Bestimmung der quadratischen Massenaufspaltung. Der Japaner Takaaki Kajita und der Kanadier Arthur B. McDonald erhielten 2015 den Nobelpreis für Physik für ihre bahnbrechende, theoretische und experimentelle Entdeckung, dass Neutrinos ihren Flavor ändern können. ⓘ

Kosmische Neutrinos

Es wird erwartet, dass das Universum nicht nur von spezifischen Quellen, sondern auch von einem allgemeinen Neutrinohintergrund durchdrungen ist, der auf zwei Hauptquellen zurückzuführen ist. ⓘ

Kosmischer Neutrinohintergrund (Ursprung des Urknalls) ⓘ

Etwa 1 Sekunde nach dem Urknall entkoppelten sich die Neutrinos, wodurch ein Hintergrundniveau an Neutrinos entstand, das als kosmischer Neutrinohintergrund (CNB) bekannt ist. ⓘ

Diffuser Supernova-Neutrino-Hintergrund (Supernova-Hintergrund) ⓘ

R. Davis und M. Koshiba wurden gemeinsam mit dem Nobelpreis für Physik 2002 ausgezeichnet. Beide leisteten Pionierarbeit beim Nachweis von Sonnenneutrinos, und Koshibas Arbeit führte auch zur ersten Echtzeitbeobachtung von Neutrinos aus der Supernova SN 1987A in der nahen Großen Magellanschen Wolke. Diese Arbeiten markierten den Beginn der Neutrinoastronomie. ⓘ

SN 1987A ist der einzige verifizierte Nachweis von Neutrinos aus einer Supernova. Allerdings sind im Universum viele Sterne zu Supernovas geworden, so dass man von einem diffusen Supernova-Neutrinohintergrund ausgeht. ⓘ

Eigenschaften und Reaktionen

Neutrinos haben einen halbzahligen Spin (1/2ħ); daher sind sie Fermionen. Neutrinos sind Leptonen. Es wurde beobachtet, dass sie nur über die schwache Kraft wechselwirken, obwohl man annimmt, dass sie auch durch Gravitation wechselwirken. ⓘ

Flavor, Masse und ihre Mischung

Durch die schwache Wechselwirkung entstehen Neutrinos in einer der drei leptonischen Geschmacksrichtungen: Elektronenneutrinos (
ν
_e), Myon-Neutrinos (
ν
_μ), oder Tau-Neutrinos (
ν
_τ), die mit den entsprechenden geladenen Leptonen, dem Elektron (
e-
), Myon (
μ⁻
) und Tau (
τ⁻
), zugeordnet sind. ⓘ

Obwohl Neutrinos lange Zeit für masselos gehalten wurden, weiß man heute, dass es drei diskrete Neutrinomassen gibt; jeder Neutrino-Flavor-Zustand ist eine Linearkombination der drei diskreten Massen-Eigenzustände. Obwohl seit 2016 nur die Differenzen der Quadrate der drei Massenwerte bekannt sind, haben Experimente gezeigt, dass diese Massen sehr klein sind. Aus kosmologischen Messungen wurde errechnet, dass die Summe der drei Neutrinomassen weniger als ein Millionstel der Masse des Elektrons betragen muss. ⓘ

Formal gesehen sind die Neutrino-Flavor-Eigenzustände (Kombinationen aus Erzeugung und Annihilation) nicht mit den Neutrino-Massen-Eigenzuständen (einfach mit "1", "2" und "3" bezeichnet) identisch. Bis zum Jahr 2016 ist nicht bekannt, welches dieser drei das schwerste ist. In Analogie zur Massenhierarchie der geladenen Leptonen wird die Konfiguration, bei der die Masse 2 leichter ist als die Masse 3, üblicherweise als "normale Hierarchie" bezeichnet, während bei der "umgekehrten Hierarchie" das Gegenteil der Fall wäre. Mehrere große Experimente sind im Gange, um herauszufinden, was richtig ist. ⓘ

Ein Neutrino, das in einem bestimmten Flavor-Eigenzustand erzeugt wird, befindet sich in einer zugehörigen spezifischen Quantenüberlagerung aller drei Masseneigenzustände. Die drei Massen unterscheiden sich so wenig, dass sie in keiner praktischen Flugbahn experimentell unterschieden werden können. Es hat sich gezeigt, dass der Anteil der einzelnen Massenzustände an den erzeugten reinen Flavor-Zuständen stark vom Flavor abhängt. Die Beziehung zwischen Flavor- und Masseneigenzuständen ist in der PMNS-Matrix kodiert. In Experimenten wurden mäßig genaue bis ungenaue Werte für die Elemente dieser Matrix ermittelt, wobei die einzige komplexe Phase in der Matrix nur unzureichend bekannt ist (Stand: 2016). ⓘ

Eine Masse ungleich Null ermöglicht es den Neutrinos, möglicherweise ein winziges magnetisches Moment zu besitzen; in diesem Fall würden die Neutrinos elektromagnetisch wechselwirken, obwohl eine solche Wechselwirkung noch nie beobachtet wurde. ⓘ

Flavor-Oszillationen

Neutrinos oszillieren während ihres Fluges zwischen verschiedenen Flavors. So kann beispielsweise ein in einer Betazerfallsreaktion erzeugtes Elektronenneutrino in einem weit entfernten Detektor als Myon- oder Tau-Neutrino wechselwirken, je nachdem, welcher Flavor des geladenen Leptons im Detektor erzeugt wird. Diese Oszillation tritt auf, weil sich die drei Massenzustandskomponenten des erzeugten Flavors mit leicht unterschiedlichen Geschwindigkeiten bewegen, so dass ihre quantenmechanischen Wellenpakete relative Phasenverschiebungen entwickeln, die ihre Kombination verändern und eine variierende Überlagerung von drei Flavors erzeugen. Jede Flavorkomponente oszilliert also auf der Reise des Neutrinos, wobei die Flavors in ihrer relativen Stärke variieren. Die relativen Anteile der Flavors bei der Wechselwirkung des Neutrinos stellen die relativen Wahrscheinlichkeiten dar, dass der jeweilige Flavor bei der Wechselwirkung den entsprechenden Flavor des geladenen Leptons erzeugt. ⓘ

Es gibt noch andere Möglichkeiten, bei denen Neutrinos oszillieren könnten, selbst wenn sie masselos wären: Wenn die Lorentz-Symmetrie keine exakte Symmetrie wäre, könnten Neutrinos Lorentz-verletzende Oszillationen erfahren. ⓘ

Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein-Effekt

Neutrinos, die sich durch Materie bewegen, durchlaufen im Allgemeinen einen Prozess, der dem des Lichts auf dem Weg durch ein transparentes Material entspricht. Dieser Prozess ist nicht direkt beobachtbar, da er keine ionisierende Strahlung erzeugt, sondern den MSW-Effekt hervorruft. Nur ein kleiner Teil der Energie des Neutrinos wird auf die Materie übertragen. ⓘ

Antineutrinos

Für jedes Neutrino gibt es auch ein entsprechendes Antiteilchen, ein so genanntes Antineutrino, das ebenfalls keine elektrische Ladung und einen halbzahligen Spin hat. Sie unterscheiden sich von den Neutrinos durch ein entgegengesetztes Vorzeichen der Leptonenzahl und eine entgegengesetzte Chiralität (und folglich einen schwachen Isospin mit entgegengesetztem Vorzeichen). Bis zum Jahr 2016 wurden keine Beweise für einen anderen Unterschied gefunden. ⓘ

Bislang hat sich bei allen beobachteten leptonischen Prozessen trotz umfangreicher und fortgesetzter Suche nach Ausnahmen die Gesamtleptonenzahl nie geändert; wenn beispielsweise die Gesamtleptonenzahl im Anfangszustand null ist, dann gibt es im Endzustand nur passende Lepton- und Anti-Lepton-Paare: Elektronenneutrinos erscheinen im Endzustand nur zusammen mit Positronen (Anti-Elektronen) oder Elektronen-Antineutrinos, und Elektronen-Antineutrinos mit Elektronen oder Elektronenneutrinos. ⓘ

Antineutrinos werden beim Betazerfall von Kernen zusammen mit einem Betateilchen erzeugt (beim Betazerfall zerfällt ein Neutron in ein Proton, ein Elektron und ein Antineutrino). Alle bisher beobachteten Antineutrinos hatten eine rechtshändige Helizität (d. h. es wurde immer nur einer der beiden möglichen Spinzustände beobachtet), während die Neutrinos alle linkshändig waren. ⓘ

Antineutrinos wurden erstmals durch ihre Wechselwirkung mit Protonen in einem großen Wassertank nachgewiesen. Dieser wurde neben einem Kernreaktor als kontrollierbare Quelle für Antineutrinos installiert (siehe Cowan-Reines Neutrinoexperiment). Forscher auf der ganzen Welt haben begonnen, die Möglichkeit zu untersuchen, Antineutrinos für die Reaktorüberwachung zu nutzen, um die Verbreitung von Kernwaffen zu verhindern. ⓘ

Majorana-Masse

Da Antineutrinos und Neutrinos neutrale Teilchen sind, ist es möglich, dass sie ein und dasselbe Teilchen sind. Teilchen, die diese Eigenschaft besitzen, werden als Majorana-Teilchen bezeichnet, benannt nach dem italienischen Physiker Ettore Majorana, der dieses Konzept erstmals vorschlug. Im Fall der Neutrinos hat diese Theorie an Popularität gewonnen, da sie in Verbindung mit dem Wipp-Mechanismus erklären kann, warum die Masse der Neutrinos im Vergleich zu den Massen anderer Elementarteilchen wie Elektronen oder Quarks so klein ist. Majorana-Neutrinos hätten die Eigenschaft, dass Neutrino und Antineutrino nur durch die Chiralität unterschieden werden könnten; was Experimente als Unterschied zwischen Neutrino und Antineutrino beobachten, könnte einfach auf ein Teilchen mit zwei möglichen Chiralitäten zurückzuführen sein. ⓘ

Bis 2019 ist nicht bekannt, ob Neutrinos Majorana- oder Dirac-Teilchen sind. Es ist möglich, diese Eigenschaft experimentell zu testen. Wenn Neutrinos tatsächlich Majorana-Teilchen sind, wären leptonzahlverletzende Prozesse wie der neutrinolose doppelte Betazerfall möglich, während dies nicht der Fall wäre, wenn Neutrinos Dirac-Teilchen sind. Mehrere Experimente wurden und werden durchgeführt, um nach diesem Prozess zu suchen, z.B. GERDA, EXO, SNO+, und CUORE. Der kosmische Neutrinohintergrund ist auch ein Indikator dafür, ob es sich bei den Neutrinos um Majorana-Teilchen handelt, da im Dirac- oder Majorana-Fall eine unterschiedliche Anzahl von kosmischen Neutrinos nachgewiesen werden sollte. ⓘ

Nukleare Reaktionen

Neutrinos können mit einem Kern wechselwirken und ihn in einen anderen Kern verwandeln. Dieser Prozess wird in radiochemischen Neutrinodetektoren genutzt. In diesem Fall müssen die Energieniveaus und Spin-Zustände im Zielkern berücksichtigt werden, um die Wahrscheinlichkeit einer Wechselwirkung abzuschätzen. Im Allgemeinen steigt die Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit der Anzahl der Neutronen und Protonen in einem Kern. ⓘ

Es ist sehr schwierig, Neutrino-Wechselwirkungen im natürlichen Hintergrund der Radioaktivität eindeutig zu identifizieren. Aus diesem Grund wurde in frühen Experimenten ein spezieller Reaktionskanal gewählt, um die Identifizierung zu erleichtern: die Wechselwirkung eines Antineutrinos mit einem der Wasserstoffkerne in den Wassermolekülen. Ein Wasserstoffkern ist ein einzelnes Proton, so dass gleichzeitige Kernwechselwirkungen, wie sie in einem schwereren Kern auftreten würden, für das Nachweis-Experiment nicht berücksichtigt werden müssen. In einem Kubikmeter Wasser, der sich direkt vor einem Kernreaktor befindet, können nur relativ wenige solcher Wechselwirkungen aufgezeichnet werden, aber der Aufbau wird jetzt zur Messung der Plutoniumproduktionsrate des Reaktors verwendet. ⓘ

Induzierte Spaltung

Ähnlich wie Neutronen in Kernreaktoren können Neutrinos Spaltungsreaktionen in schweren Kernen auslösen. Bislang wurde diese Reaktion noch nicht im Labor gemessen, aber es wird vorhergesagt, dass sie in Sternen und Supernovae stattfindet. Der Prozess beeinflusst die Häufigkeit von Isotopen im Universum. Die Neutrino-Spaltung von Deuteriumkernen wurde im Sudbury Neutrino Observatory beobachtet, das einen Schwerwasserdetektor verwendet. ⓘ

Arten

Feynmandiagramm für den Zerfall eines Neutrons n in Proton p, Elektron e⁻ und Elektron-Antineutrino ${\overline {\nu }}_{e}$, vermittelt über ein W-Boson W⁻. Diese Reaktion ist ein Beispiel für den geladenen Strom. ⓘ

Prozesse mit Neutrinos laufen über die schwache Wechselwirkung ab. Neutrinos unterliegen auch der Gravitation; diese ist aber so schwach, dass sie praktisch keinerlei Bedeutung hat. Neutrinoprozesse lassen sich wie jede schwache Wechselwirkung in zwei Kategorien einteilen:

Geladener Strom

Ein Elementarteilchen koppelt über ein elektrisch geladenes W-Boson an ein Neutrino. Hierbei wandeln sich die beteiligten Teilchen in andere um. Das Austauschboson ist je nach Reaktion positiv oder negativ geladen, die Ladung bleibt also erhalten. Auch eine elastische Streuung kann so verlaufen. Weil dabei die Teilchen zu Beginn und Ende gleich sind, lässt sie sich in der Regel jedoch einfach wie eine klassische Streuung beschreiben.

Neutraler Strom

Ein Elementarteilchen koppelt über ein elektrisch neutrales Z-Boson an ein Neutrino. Hierbei bleiben die beteiligten Teilchenflavours erhalten, und die Reaktion ist wie ein elastischer Stoß, der mit beliebigen Leptonen oder Quarks stattfinden kann. Sofern der Energieübertrag groß genug ist, können an getroffenen Atomkernen anschließend Teilchenumwandlungen stattfinden. ⓘ

Es gibt drei bekannte Arten (Flavors) von Neutrinos: Elektronenneutrino
ν
_e, Myon-Neutrino
ν
_μ, und Tau-Neutrino
ν
_τ, benannt nach ihren Partnerleptonen im Standardmodell (siehe Tabelle rechts). Die derzeit beste Messung der Anzahl der Neutrinoarten stammt aus der Beobachtung des Zerfalls des Z-Bosons. Dieses Teilchen kann in ein beliebiges leichtes Neutrino und sein Antineutrino zerfallen, und je mehr Arten von leichten Neutrinos es gibt, desto kürzer ist die Lebensdauer des Z-Bosons. Messungen der Lebensdauer des Z-Bosons haben gezeigt, dass drei leichte Neutrino-Flavors an das Z-Boson koppeln. Die Übereinstimmung zwischen den sechs Quarks im Standardmodell und den sechs Leptonen, darunter die drei Neutrinos, legt der Intuition der Physiker nahe, dass es genau drei Arten von Neutrinos geben sollte. ⓘ

Forschung

Es gibt mehrere aktive Forschungsbereiche, die sich mit dem Neutrino befassen. Einige befassen sich mit der Überprüfung von Vorhersagen über das Verhalten von Neutrinos. Andere Forschungsarbeiten konzentrieren sich auf die Messung unbekannter Eigenschaften von Neutrinos. Besonderes Interesse besteht an Experimenten zur Bestimmung ihrer Massen und der Raten von CP-Verletzungen, die von der derzeitigen Theorie nicht vorhergesagt werden können. ⓘ

Detektoren in der Nähe künstlicher Neutrinoquellen

Internationale wissenschaftliche Kollaborationen installieren große Neutrinodetektoren in der Nähe von Kernreaktoren oder in Neutrinostrahlen von Teilchenbeschleunigern, um die Neutrinomassen und die Werte für die Größe und die Raten der Oszillationen zwischen den Neutrinoflavors besser einzugrenzen. Mit diesen Experimenten wird nach dem Vorhandensein einer CP-Verletzung im Neutrinosektor gesucht, d. h. danach, ob die physikalischen Gesetze Neutrinos und Antineutrinos unterschiedlich behandeln oder nicht. ⓘ

Das KATRIN-Experiment in Deutschland hat im Juni 2018 begonnen, Daten zu sammeln, um den Wert der Masse des Elektron-Neutrinos zu bestimmen; weitere Ansätze zu diesem Problem sind in Planung. ⓘ

Gravitationseffekte

Trotz ihrer winzigen Masse sind Neutrinos so zahlreich, dass ihre Gravitationskraft andere Materie im Universum beeinflussen kann. ⓘ

Die drei bekannten Neutrino-Varianten sind die einzigen etablierten Elementarteilchenkandidaten für dunkle Materie, insbesondere für heiße dunkle Materie, obwohl die herkömmlichen Neutrinos aufgrund von Beobachtungen des kosmischen Mikrowellenhintergrunds als wesentlicher Anteil der dunklen Materie im Wesentlichen ausgeschlossen zu sein scheinen. Es scheint immer noch plausibel, dass schwerere, sterile Neutrinos die warme dunkle Materie bilden könnten, falls sie existieren. ⓘ

Suche nach sterilen Neutrinos

Andere Bemühungen suchen nach Beweisen für ein steriles Neutrino - eine vierte Neutrino-Variante, die nicht mit Materie wechselwirkt wie die drei bekannten Neutrino-Varianten. Die Möglichkeit steriler Neutrinos wird durch die oben beschriebenen Messungen des Z-Boson-Zerfalls nicht beeinträchtigt: Wenn ihre Masse größer als die Hälfte der Masse des Z-Bosons ist, können sie kein Zerfallsprodukt sein. Daher müssten schwere sterile Neutrinos eine Masse von mindestens 45,6 GeV haben. ⓘ

Die Existenz solcher Teilchen wird tatsächlich durch experimentelle Daten des LSND-Experiments angedeutet. Andererseits deutet das derzeit laufende MiniBooNE-Experiment darauf hin, dass sterile Neutrinos nicht erforderlich sind, um die experimentellen Daten zu erklären, obwohl die neuesten Forschungen in diesem Bereich noch nicht abgeschlossen sind und Anomalien in den MiniBooNE-Daten exotische Neutrinoarten, einschließlich steriler Neutrinos, zulassen könnten. Eine kürzlich durchgeführte Neuanalyse der Daten von Referenz-Elektronenspektren des Institut Laue-Langevin hat ebenfalls Hinweise auf ein viertes, steriles Neutrino ergeben. ⓘ

Einer 2010 veröffentlichten Analyse zufolge sind die Daten der Wilkinson-Mikrowellen-Anisotropie-Sonde zur kosmischen Hintergrundstrahlung mit drei oder vier Arten von Neutrinos vereinbar. ⓘ

Suche nach dem neutrinolosen Doppel-Beta-Zerfall

Eine weitere Hypothese betrifft den "neutrinolosen Doppel-Beta-Zerfall", der, falls er existiert, die Leptonenzahlerhaltung verletzen würde. Die Suche nach diesem Mechanismus ist im Gange, hat aber noch keinen Beweis dafür erbracht. Wenn dies der Fall wäre, dann könnten die so genannten Antineutrinos keine echten Antiteilchen sein. ⓘ

Neutrinos aus der kosmischen Strahlung

In Experimenten mit kosmischen Strahlungsneutrinos werden Neutrinos aus dem Weltraum aufgespürt, um sowohl die Natur der Neutrinos als auch die kosmischen Quellen, die sie erzeugen, zu untersuchen. ⓘ

Geschwindigkeit

Bevor man herausfand, dass Neutrinos oszillieren, nahm man allgemein an, dass sie masselos sind und sich mit Lichtgeschwindigkeit (c) ausbreiten. Nach der speziellen Relativitätstheorie hängt die Frage der Neutrinogeschwindigkeit eng mit ihrer Masse zusammen: Wenn Neutrinos masselos sind, müssen sie sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten, und wenn sie Masse haben, können sie die Lichtgeschwindigkeit nicht erreichen. Aufgrund ihrer winzigen Masse liegt die vorhergesagte Geschwindigkeit in allen Experimenten extrem nahe an der Lichtgeschwindigkeit, und die derzeitigen Detektoren sind für den erwarteten Unterschied nicht empfindlich. ⓘ

Außerdem gibt es einige Lorentz-verletzende Varianten der Quantengravitation, die Neutrinos ermöglichen könnten, die schneller als das Licht sind. Ein umfassender Rahmen für Lorentz-Verletzungen ist die Standard-Model Extension (SME). ⓘ

Die ersten Messungen der Neutrinogeschwindigkeit wurden in den frühen 1980er Jahren mit gepulsten Pionenstrahlen (erzeugt durch gepulste Protonenstrahlen, die auf ein Ziel treffen) durchgeführt. Die Pionen zerfielen und erzeugten Neutrinos, und die innerhalb eines Zeitfensters in einem entfernten Detektor beobachteten Neutrino-Wechselwirkungen waren mit der Lichtgeschwindigkeit vereinbar. Diese Messung wurde 2007 mit den MINOS-Detektoren wiederholt. Dabei wurde festgestellt, dass die Geschwindigkeit von 3-GeV-Neutrinos mit einer Wahrscheinlichkeit von 99 % im Bereich zwischen 0,999976 c und 1,000126 c liegt. Der zentrale Wert von 1,000051 c liegt über der Lichtgeschwindigkeit, ist aber unter Berücksichtigung der Unsicherheit auch mit einer Geschwindigkeit von genau c oder etwas weniger vereinbar. Mit dieser Messung wurde eine Obergrenze für die Masse des Myon-Neutrinos von 50 MeV mit 99%iger Sicherheit festgelegt. Nachdem die Detektoren für das Projekt im Jahr 2012 aufgerüstet wurden, verfeinerte MINOS sein ursprüngliches Ergebnis und stellte eine Übereinstimmung mit der Lichtgeschwindigkeit fest, wobei der Unterschied in der Ankunftszeit von Neutrinos und Licht -0,0006 % (±0,0012 %) betrug. ⓘ

Eine ähnliche Beobachtung wurde bei der Supernova 1987A (SN 1987A) gemacht, allerdings in einem viel größeren Maßstab. Antineutrinos mit einer Energie von 10 MeV aus der Supernova wurden innerhalb eines Zeitfensters nachgewiesen, das mit der Lichtgeschwindigkeit der Neutrinos übereinstimmt. Bislang waren alle Messungen der Neutrinogeschwindigkeit mit der Lichtgeschwindigkeit vereinbar. ⓘ

Superluminaler Neutrino-Störfall

Im September 2011 veröffentlichte die OPERA-Kollaboration Berechnungen, die zeigen, dass die Geschwindigkeiten von Neutrinos mit 17 GeV und 28 GeV in ihren Experimenten die Lichtgeschwindigkeit überschreiten. Im November 2011 wiederholte OPERA sein Experiment mit Änderungen, so dass die Geschwindigkeit für jedes entdeckte Neutrino einzeln bestimmt werden konnte. Die Ergebnisse zeigten die gleiche Überlichtgeschwindigkeit. Im Februar 2012 wurde berichtet, dass die Ergebnisse möglicherweise durch ein loses Glasfaserkabel verursacht wurden, das an einer der Atomuhren befestigt war, mit denen die Abflug- und Ankunftszeiten der Neutrinos gemessen wurden. Eine unabhängige Wiederholung des Experiments im selben Labor durch ICARUS ergab keinen erkennbaren Unterschied zwischen der Geschwindigkeit eines Neutrinos und der Lichtgeschwindigkeit. ⓘ

Im Juni 2012 gab das CERN bekannt, dass neue Messungen, die von allen vier Gran-Sasso-Experimenten (OPERA, ICARUS, Borexino und LVD) durchgeführt wurden, eine Übereinstimmung zwischen der Lichtgeschwindigkeit und der Geschwindigkeit von Neutrinos ergaben, wodurch die ursprüngliche Behauptung von OPERA endgültig widerlegt wurde. ⓘ

Masse

Ungelöstes Problem in der Physik:

Können wir die Neutrinomassen messen? Folgen Neutrinos der Dirac- oder der Majoranastatistik?

(weitere ungelöste Probleme in der Physik) ⓘ

Zeitleiste der Messungen der Neutrinomasse durch verschiedene Experimente. ⓘ

Das Standardmodell der Teilchenphysik ging davon aus, dass Neutrinos masselos sind. Das experimentell nachgewiesene Phänomen der Neutrino-Oszillation, bei dem Neutrino-Flavour-Zustände mit Neutrino-Massenzuständen gemischt werden (analog zur CKM-Mischung), setzt voraus, dass Neutrinos eine Masse ungleich Null haben. Massive Neutrinos wurden ursprünglich von Bruno Pontecorvo in den 1950er Jahren erdacht. Die Erweiterung des Grundgerüsts, um ihre Masse zu berücksichtigen, ist durch Hinzufügen einer rechtshändigen Lagrange einfach. ⓘ

Es gibt zwei Möglichkeiten, die Neutrinomasse zu berücksichtigen, und einige Vorschläge verwenden beide:

• Wenn die Masse, wie bei anderen fundamentalen Teilchen des Standardmodells, durch den Dirac-Mechanismus erzeugt wird, dann würde das Grundgerüst ein SU(2)-Singlet erfordern. Dieses Teilchen hätte die Yukawa-Wechselwirkungen mit der neutralen Komponente des Higgs-Doubletts, würde aber ansonsten keine Wechselwirkungen mit den Teilchen des Standardmodells haben, weshalb es als "steriles" Neutrino bezeichnet wird.
• Oder die Masse kann durch den Majorana-Mechanismus erzeugt werden, was voraussetzen würde, dass das Neutrino und das Antineutrino dasselbe Teilchen sind. ⓘ

Die stärkste Obergrenze für die Masse von Neutrinos kommt aus der Kosmologie: Das Urknallmodell sagt voraus, dass es ein festes Verhältnis zwischen der Anzahl der Neutrinos und der Anzahl der Photonen im kosmischen Mikrowellenhintergrund gibt. Wenn die Gesamtenergie aller drei Arten von Neutrinos einen Durchschnitt von 50 eV pro Neutrino überschreiten würde, wäre so viel Masse im Universum vorhanden, dass es kollabieren würde. Dieser Grenzwert kann umgangen werden, indem man annimmt, dass das Neutrino instabil ist, aber es gibt Grenzen innerhalb des Standardmodells, die dies erschweren. Eine viel strengere Einschränkung ergibt sich aus einer sorgfältigen Analyse kosmologischer Daten, wie der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung, Galaxiendurchmusterungen und dem Lyman-Alpha-Wald. Die Analyse von Daten des WMAP-Mikrowellen-Weltraumteleskops ergab, dass die Summe der Massen der drei Neutrinoarten weniger als 0,3 eV betragen muss. Im Jahr 2018 veröffentlichte die Planck-Kollaboration eine stärkere Grenze von 0,11 eV, die aus der Kombination ihrer CMB-Gesamtintensität, Polarisation und Gravitationslinsenbeobachtungen mit Baryon-Akustik-Oszillationsmessungen aus Galaxiendurchmusterungen und Supernova-Messungen von Pantheon abgeleitet wurde. Eine Neuanalyse aus dem Jahr 2021, bei der Messungen der Rotverschiebungsraumverzerrung aus der SDSS-IV eBOSS-Durchmusterung hinzugefügt wurden, ergab eine noch engere Obergrenze von 0,09 eV. Mehrere bodengebundene Teleskope mit ähnlich großen Fehlerbalken wie Planck bevorzugen jedoch höhere Werte für die Neutrinomassensumme, was auf eine gewisse Spannung in den Datensätzen hinweist. ⓘ

Der Nobelpreis für Physik 2015 wurde Takaaki Kajita und Arthur B. McDonald für ihre experimentelle Entdeckung der Neutrino-Oszillationen verliehen, die beweist, dass Neutrinos Masse haben. ⓘ

Im Jahr 1998 wurde durch Forschungsergebnisse am Super-Kamiokande-Neutrino-Detektor festgestellt, dass Neutrinos von einer Geschmacksrichtung zur anderen oszillieren können, was voraussetzt, dass sie eine Masse ungleich Null haben müssen. Dies zeigt zwar, dass Neutrinos eine Masse haben, aber die absolute Neutrinomassenskala ist immer noch nicht bekannt. Das liegt daran, dass die Neutrino-Oszillationen nur auf die Differenz der Quadrate der Massen reagieren. Ab 2020 beträgt der Best-Fit-Wert der Differenz der Quadrate der Massen der Masseeigenzustände 1 und 2 |Δm²
₂₁| = 0,000074 eV², während er für die Eigenzustände 2 und 3 |Δm²
₃₂| = 0,00251 eV². Da |Δm²
₃₂| die Differenz zweier quadrierter Massen ist, muss mindestens eine von ihnen einen Wert haben, der mindestens die Quadratwurzel aus diesem Wert ist. Es gibt also mindestens einen Neutrinomassen-Eigenzustand mit einer Masse von mindestens 0,05 eV. ⓘ

Es gibt eine Reihe von Bestrebungen, die absolute Neutrinomassenskala in Laborexperimenten direkt zu bestimmen, insbesondere mit Hilfe des nuklearen Betazerfalls. Obere Grenzwerte für die effektiven Neutrinomassen von Elektronen stammen aus Betazerfällen von Tritium. Das Mainzer Neutrino-Massenexperiment hat eine Obergrenze von m < 2,2 eV/c² bei 95% Konfidenzniveau festgelegt. Seit Juni 2018 sucht das KATRIN-Experiment in Tritiumzerfällen nach einer Masse zwischen 0,2 eV und 2 eV. Die Obergrenze liegt im Februar 2022 bei m_ν < 0,8 eV c-2 bei 90% CL in Kombination mit einer vorherigen KATRIN-Kampagne aus dem Jahr 2019. ⓘ

Am 31. Mai 2010 beobachteten OPERA-Forscher das erste Tau-Neutrino-Kandidaten-Ereignis in einem Myon-Neutrino-Strahl, das erste Mal, dass diese Umwandlung bei Neutrinos beobachtet wurde, was ein weiterer Beweis dafür ist, dass sie Masse haben. ⓘ

Handelt es sich bei dem Neutrino um ein Majorana-Teilchen, so kann die Masse durch Ermittlung der Halbwertszeit des neutrinolosen Doppelbetazerfalls bestimmter Kerne berechnet werden. Die derzeit niedrigste Obergrenze für die Majorana-Masse des Neutrinos wurde von KamLAND-Zen festgelegt: 0,060-0,161 eV. ⓘ

Größe

Da das Neutrino ein Elementarteilchen ist, hat es keine Größe im Sinne von Alltagsgegenständen: Wie alle anderen Elementarteilchen des Standardmodells sind Neutrinos punktförmig und haben weder Breite noch Volumen. Die Folgen einer herkömmlichen "Größe" sind nicht vorhanden: Es gibt keinen Mindestabstand zwischen ihnen, und Neutrinos können nicht zu einer separaten, einheitlichen Substanz kondensiert werden, die ein endliches Volumen einnimmt. ⓘ

In gewisser Weise haben Teilchen mit Masse eine Wellenlänge (die Compton-Wellenlänge), die für die Schätzung ihrer Wirkungsquerschnitte bei Kollisionen nützlich ist. Je kleiner die Masse eines Teilchens ist, desto größer ist seine Compton-Wellenlänge. Ausgehend von der oben genannten Obergrenze von 0,161 eV/c² wäre die "Materiewelle" eines Neutrinos in der Größenordnung von mindestens 0,2 μm oder länger, vergleichbar mit den Wellenlängen von ultraviolettem Licht bei den kürzesten UV-Wellenlängen (UVC). Diese extrem lange Wellenlänge (für ein Teilchen mit Masse) veranlasst Physiker zu der Vermutung, dass sich Neutrinos, obwohl sie der Fermi-Statistik folgen, eher wie eine Welle verhalten, was sie bosonisch erscheinen lässt und sie somit nahe der Grenze zwischen Teilchen (Fermionen) und Wellen (Bosonen) ansiedelt. ⓘ

Chiralität

Die experimentellen Ergebnisse zeigen, dass innerhalb der Fehlerspanne alle erzeugten und beobachteten Neutrinos linkshändige Helizitäten (Spins antiparallel zu den Momenten) und alle Antineutrinos rechtshändige Helizitäten haben. Im masselosen Grenzfall bedeutet dies, dass für jedes Teilchen nur eine von zwei möglichen Chiralitäten beobachtet wird. Dies sind die einzigen Chiralitäten, die im Standardmodell der Teilchenwechselwirkung enthalten sind. ⓘ

Es ist möglich, dass ihre Gegenstücke (rechtshändige Neutrinos und linkshändige Antineutrinos) einfach nicht existieren. Falls sie doch existieren, unterscheiden sich ihre Eigenschaften erheblich von denen der beobachtbaren Neutrinos und Antineutrinos. Es wird vermutet, dass sie entweder sehr schwer sind (in der Größenordnung der GUT - siehe Seesaw-Mechanismus), nicht an der schwachen Wechselwirkung teilnehmen (sogenannte sterile Neutrinos) oder beides. ⓘ

Die Existenz von Neutrinomassen ungleich Null verkompliziert die Situation etwas. Neutrinos werden in der schwachen Wechselwirkung als Chiralitätseigenzustände erzeugt. Die Chiralität eines massiven Teilchens ist keine Bewegungskonstante; die Helizität schon, aber der Chiralitätsoperator hat keine gemeinsamen Eigenzustände mit dem Helizitätsoperator. Freie Neutrinos breiten sich als Mischungen von links- und rechtshändigen Helizitätszuständen aus, mit Mischungsamplituden in der Größenordnung von m_ν⁄E. Dies hat keinen nennenswerten Einfluss auf die Experimente, da die beteiligten Neutrinos fast immer ultrarelativistisch sind und die Mischungsamplituden daher verschwindend klein sind. Die Neutrinos bewegen sich so schnell und die Zeit vergeht so langsam in ihrer Ruhephase, dass sie nicht genug Zeit haben, sich auf einem beobachtbaren Weg zu verändern. Beispielsweise haben die meisten Sonnenneutrinos Energien in der Größenordnung von 0,100 MeV~1,00 MeV, so dass der Anteil der Neutrinos mit "falscher" Helizität unter ihnen 10-10 nicht überschreiten kann. ⓘ

GSI-Anomalie

Eine unerwartete Reihe von experimentellen Ergebnissen für die Zerfallsrate schwerer, hochgeladener radioaktiver Ionen, die in einem Speicherring zirkulieren, hat theoretische Aktivitäten ausgelöst, um eine überzeugende Erklärung zu finden. Das beobachtete Phänomen ist als GSI-Anomalie bekannt, da der Speicherring eine Einrichtung des GSI Helmholtzzentrums für Schwerionenforschung in Darmstadt ist. ⓘ

Es wurde festgestellt, dass die Raten des schwachen Zerfalls zweier radioaktiver Spezies mit Halbwertszeiten von etwa 40 Sekunden und 200 Sekunden eine signifikante oszillatorische Modulation mit einer Periode von etwa 7 Sekunden aufweisen. Da der Zerfallsprozess ein Elektronenneutrino erzeugt, schlagen einige der vorgeschlagenen Erklärungen für die beobachtete Oszillationsrate neue oder veränderte Neutrinoeigenschaften vor. Ideen, die sich auf die Flavour-Oszillation beziehen, stießen auf Skepsis. Ein späterer Vorschlag basiert auf Unterschieden zwischen Neutrinomassen-Eigenzuständen. ⓘ

Quellen

Künstliche

Neutrinos aus Reaktoren

Kernreaktoren sind die Hauptquelle für vom Menschen erzeugte Neutrinos. Der Großteil der Energie in einem Kernreaktor wird durch Spaltung erzeugt (die vier wichtigsten spaltbaren Isotope in Kernreaktoren sind ²³⁵
U
, ²³⁸
U
, ²³⁹
Pu
und ²⁴¹
Pu
), die dabei entstehenden neutronenreichen Tochternuklide durchlaufen rasch weitere Betazerfälle, bei denen jeweils ein Neutron in ein Proton und ein Elektron umgewandelt wird und ein Elektron-Antineutrino freigesetzt wird (
n
→
p
+
e-
+
ν
e ). Einschließlich dieser nachfolgenden Zerfälle werden bei einer durchschnittlichen Kernspaltung etwa 200 MeV Energie freigesetzt, von denen etwa 95,5 % als Wärme im Kern verbleiben und etwa 4,5 % (oder etwa 9 MeV) als Antineutrinos abgestrahlt werden. Bei einem typischen Kernreaktor mit einer thermischen Leistung von 4000 MW, beträgt die Gesamtenergieproduktion aus spaltenden Atomen tatsächlich 4185 MW, von denen 185 MW als Antineutrinostrahlung abgestrahlt werden und nie in der Technik erscheinen. Das heißt, 185 MW Spaltungsenergie gehen in diesem Reaktor verloren und erscheinen nicht als Wärme, die für den Betrieb von Turbinen zur Verfügung steht, da Antineutrinos alle Baumaterialien praktisch ohne Wechselwirkung durchdringen. ⓘ

Das Antineutrino-Energiespektrum hängt vom Grad der Verbrennung des Brennstoffs ab (Antineutrinos aus der Plutonium-239-Spaltung haben im Durchschnitt etwas mehr Energie als die aus der Uran-235-Spaltung), aber im Allgemeinen haben die nachweisbaren Antineutrinos aus der Spaltung eine Spitzenenergie zwischen etwa 3,5 und 4 MeV, mit einer maximalen Energie von etwa 10 MeV. Es gibt keine etablierte experimentelle Methode zur Messung des Flusses von niederenergetischen Antineutrinos. Nur Antineutrinos mit einer Energie über dem Schwellenwert von 1,8 MeV können einen inversen Betazerfall auslösen und somit eindeutig identifiziert werden (siehe § Nachweis unten). ⓘ

Schätzungsweise 3 % aller Antineutrinos aus einem Kernreaktor haben eine Energie über diesem Schwellenwert. Ein durchschnittliches Kernkraftwerk kann also mehr als 10²⁰ Antineutrinos pro Sekunde oberhalb des Schwellenwerts erzeugen, aber auch eine viel größere Anzahl (97 %⁄3 % ≈ das 30-fache dieser Zahl) unterhalb des Energieschwellenwerts; diese energieärmeren Antineutrinos sind für die derzeitige Detektortechnologie unsichtbar. ⓘ

Beschleuniger-Neutrinos

Einige Teilchenbeschleuniger wurden zur Erzeugung von Neutrinostrahlen verwendet. Die Technik besteht darin, Protonen mit einem festen Ziel zusammenprallen zu lassen, wobei geladene Pionen oder Kaonen entstehen. Diese instabilen Teilchen werden dann magnetisch in einen langen Tunnel gelenkt, wo sie im Flug zerfallen. Aufgrund der relativistischen Beschleunigung der zerfallenden Teilchen werden die Neutrinos nicht isotrop, sondern als Strahl erzeugt. Derzeit werden Anstrengungen unternommen, um eine Beschleunigeranlage zu entwickeln, in der Neutrinos durch Myon-Zerfall erzeugt werden. Eine solche Anlage wird allgemein als "Neutrinofabrik" bezeichnet. ⓘ

Nuklearwaffen

Kernwaffen erzeugen ebenfalls sehr große Mengen an Neutrinos. Fred Reines und Clyde Cowan zogen den Nachweis von Neutrinos aus einer Bombe in Betracht, bevor sie nach Reaktorneutrinos suchten; der Leiter der Physikabteilung von Los Alamos, J.M.B. Kellogg, empfahl einen Spaltreaktor als bessere Alternative. Spaltungswaffen erzeugen Antineutrinos (aus dem Spaltungsprozess), und Fusionswaffen erzeugen sowohl Neutrinos (aus dem Fusionsprozess) als auch Antineutrinos (aus der auslösenden Spaltungsexplosion). ⓘ

Geologische

Neutrinos werden zusammen mit der natürlichen Hintergrundstrahlung erzeugt. Insbesondere die Zerfallsketten von ²³⁸
U
und ²³²
Th
Isotopen, sowie⁴⁰
K
umfassen Betazerfälle, die Antineutrinos aussenden. Diese sogenannten Geoneutrinos können wertvolle Informationen über das Innere der Erde liefern. Ein erster Hinweis auf Geoneutrinos wurde 2005 mit dem KamLAND-Experiment gefunden, aktualisierte Ergebnisse wurden von KamLAND und Borexino vorgelegt. Der wichtigste Hintergrund für die Geoneutrinomessungen sind die von Reaktoren stammenden Antineutrinos. ⓘ

Sonnenneutrinos (Proton-Proton-Kette) im Standard-Sonnenmodell ⓘ

Atmosphärische

Atmosphärische Neutrinos entstehen durch die Wechselwirkung von kosmischer Strahlung mit Atomkernen in der Erdatmosphäre, wobei Schauer von Teilchen entstehen, von denen viele instabil sind und beim Zerfall Neutrinos erzeugen. Eine Zusammenarbeit von Teilchenphysikern des Tata Institute of Fundamental Research (Indien), der Osaka City University (Japan) und der Durham University (Vereinigtes Königreich) hat 1965 in einem unterirdischen Labor in den Kolar-Goldfeldern in Indien die erste Wechselwirkung kosmischer Strahlung mit Neutrinos aufgezeichnet. ⓘ

Sonne

Solare Neutrinos stammen aus der Kernfusion, die die Sonne und andere Sterne antreibt. Die Einzelheiten der Funktionsweise der Sonne werden durch das Standard-Sonnenmodell erklärt. Kurz gesagt: Wenn vier Protonen zu einem Heliumkern verschmelzen, müssen sich zwei von ihnen in Neutronen umwandeln, und jede dieser Umwandlungen setzt ein Elektronenneutrino frei. ⓘ

Die Sonne sendet enorme Mengen an Neutrinos in alle Richtungen. In jeder Sekunde durchqueren etwa 65 Milliarden (6,5×10¹⁰) Sonnenneutrinos jeden Quadratzentimeter auf dem Teil der Erde, der orthogonal zur Richtung der Sonne liegt. Da Neutrinos von der Masse der Erde nur unwesentlich absorbiert werden, empfängt die Oberfläche auf der der Sonne abgewandten Seite der Erde etwa die gleiche Anzahl von Neutrinos wie die der Sonne zugewandte Seite. ⓘ

Supernovae

SN 1987A ⓘ

Colgate & White (1966) berechneten, dass Neutrinos den größten Teil der Gravitationsenergie mitnehmen, die beim Kollaps massereicher Sterne freigesetzt wird. Diese Ereignisse werden heute als Supernovae vom Typ Ib und Ic sowie vom Typ II bezeichnet. Wenn solche Sterne kollabieren, wird die Materiedichte im Kern so hoch (10¹⁷ kg/m³), dass die Entartung der Elektronen nicht ausreicht, um zu verhindern, dass sich Protonen und Elektronen zu einem Neutron und einem Elektronenneutrino verbinden. Mann (1997) fand heraus, dass eine zweite und ergiebigere Neutrinoquelle die thermische Energie (100 Milliarden Kelvin) des neu gebildeten Neutronenkerns ist, die durch die Bildung von Neutrino-Antineutrino-Paaren aller Geschmacksrichtungen abgeleitet wird. ⓘ

Colgates und Whites Theorie der Supernova-Neutrinoproduktion wurde 1987 bestätigt, als Neutrinos aus der Supernova 1987A nachgewiesen wurden. Die auf Wasser basierenden Detektoren Kamiokande II und IMB entdeckten 11 bzw. 8 Antineutrinos (Leptonenzahl = -1) thermischen Ursprungs, während der auf Szintillatoren basierende Baksan-Detektor 5 Neutrinos (Leptonenzahl = +1) entweder thermischen oder Elektroneneinfang-Ursprungs in einem weniger als 13 Sekunden langen Burst fand. Das Neutrinosignal der Supernova erreichte die Erde mehrere Stunden vor dem Eintreffen der ersten elektromagnetischen Strahlung, wie aufgrund der Tatsache zu erwarten war, dass letztere zusammen mit der Schockwelle auftritt. Die außergewöhnlich schwache Wechselwirkung mit normaler Materie ermöglichte es den Neutrinos, die aufgewühlte Masse des explodierenden Sterns zu durchqueren, während die elektromagnetischen Photonen abgebremst wurden. ⓘ

Da Neutrinos so wenig mit Materie interagieren, geht man davon aus, dass die Neutrinoemissionen einer Supernova Informationen über die innersten Bereiche der Explosion enthalten. Ein Großteil des sichtbaren Lichts stammt aus dem Zerfall radioaktiver Elemente, die durch die Schockwelle der Supernova erzeugt wurden, und auch das Licht der Explosion selbst wird durch dichte und turbulente Gase gestreut und somit verzögert. Es wird erwartet, dass der Neutrinoausbruch die Erde vor allen elektromagnetischen Wellen, einschließlich sichtbarem Licht, Gammastrahlen oder Radiowellen, erreicht. Die genaue Zeitverzögerung des Eintreffens der elektromagnetischen Wellen hängt von der Geschwindigkeit der Schockwelle und von der Dicke der äußeren Schicht des Sterns ab. Bei einer Supernova vom Typ II erwarten die Astronomen, dass die Neutrinoflut Sekunden nach dem Kollaps des Sternkerns freigesetzt wird, während das erste elektromagnetische Signal möglicherweise erst Stunden später auftritt, nachdem die Stoßwelle der Explosion Zeit hatte, die Oberfläche des Sterns zu erreichen. Das Projekt Supernova-Frühwarnsystem nutzt ein Netz von Neutrino-Detektoren, um den Himmel auf mögliche Supernova-Ereignisse zu überwachen; das Neutrino-Signal wird eine nützliche Vorwarnung für die Explosion eines Sterns in der Milchstraße liefern. ⓘ

Obwohl Neutrinos die äußeren Gase einer Supernova ohne Streuung durchdringen, liefern sie Informationen über den tieferen Supernova-Kern, wobei nachgewiesen wurde, dass selbst Neutrinos hier in erheblichem Maße streuen. In einem Supernova-Kern sind die Dichten die eines Neutronensterns (von dem man erwartet, dass er bei dieser Art von Supernova entsteht), Sie werden groß genug, um die Dauer des Neutrinosignals zu beeinflussen, indem sie einige Neutrinos verzögern. Das 13 Sekunden lange Neutrinosignal von SN 1987A dauerte viel länger als es für ungehinderte Neutrinos nötig wäre, um den Neutrino-erzeugenden Kern einer Supernova zu durchqueren, der für SN 1987A einen Durchmesser von nur 3200 Kilometern haben dürfte. ⓘ

Die Anzahl der gezählten Neutrinos stimmte auch mit einer Gesamtenergie der Neutrinos von 2,2×10⁴⁶ Joule überein, die schätzungsweise fast der gesamten Energie der Supernova entspricht. ⓘ

Bei einer durchschnittlichen Supernova werden etwa 10⁵⁷ (eine Oktodezillion) Neutrinos freigesetzt, aber die tatsächliche Anzahl, die mit einem terrestrischen Detektor $N$ wird weitaus geringer sein, und zwar in der Größenordnung von ⓘ

$N\sim 10^{4}\left({\frac {M}{25\,\mathrm {kton} }}\right)\left({\frac {10\,\mathrm {kpc} }{d}}\right)^{2},$ ⓘ

wobei $M$ die Masse des Detektors ist (Super Kamiokande hat z. B. eine Masse von 50 kt) und $d$ die Entfernung zur Supernova ist. Daher wird es in der Praxis nur möglich sein, Neutrinoausbrüche von Supernovae innerhalb oder in der Nähe der Milchstraße (unserer eigenen Galaxie) nachzuweisen. Neben dem Nachweis von Neutrinos aus einzelnen Supernovae sollte es auch möglich sein, den diffusen Supernova-Neutrinohintergrund nachzuweisen, der von allen Supernovae im Universum stammt. ⓘ

Supernova-Überreste

Die Energie von Supernova-Neutrinos reicht von einigen wenigen bis zu mehreren zehn MeV. Es wird erwartet, dass die Orte, an denen die kosmische Strahlung beschleunigt wird, Neutrinos erzeugen, die mindestens eine Million Mal energiereicher sind und aus turbulenten Gasumgebungen stammen, die von Supernovaexplosionen übrig geblieben sind: Supernova-Überreste. Der Ursprung der kosmischen Strahlung wurde von Baade und Zwicky auf Supernovas zurückgeführt; diese Hypothese wurde von Ginzburg und Syrovatsky verfeinert, die den Ursprung auf Supernova-Überreste zurückführten und ihre Behauptung mit der entscheidenden Bemerkung untermauerten, dass die Verluste der kosmischen Strahlung in der Milchstraße kompensiert werden, wenn die Effizienz der Beschleunigung in Supernova-Überresten etwa 10 Prozent beträgt. Die Hypothese von Ginzburg und Syrovatskii wird durch den spezifischen Mechanismus der "Stoßwellenbeschleunigung" in Supernovaüberresten gestützt, der mit dem ursprünglichen theoretischen Bild von Enrico Fermi übereinstimmt und durch Beobachtungsdaten unterstützt wird. Die sehr hochenergetischen Neutrinos sind noch zu beobachten, aber dieser Zweig der Neutrinoastronomie steckt noch in den Kinderschuhen. Die wichtigsten bestehenden oder geplanten Experimente zur Beobachtung sehr hochenergetischer Neutrinos aus unserer Galaxie sind Baikal, AMANDA, IceCube, ANTARES, NEMO und Nestor. Ähnliche Informationen liefern die Observatorien für sehr energiereiche Gammastrahlen wie VERITAS, HESS und MAGIC. Es wird angenommen, dass die Kollisionen der kosmischen Strahlung geladene Pionen erzeugen, deren Zerfall den Neutrinos, neutralen Pionen und Gammastrahlen die Umgebung eines Supernova-Überrests liefert, die für beide Strahlungsarten transparent ist. ⓘ

Noch energiereichere Neutrinos, die aus den Wechselwirkungen der extragalaktischen kosmischen Strahlung stammen, konnten mit dem Pierre-Auger-Observatorium oder mit dem speziellen Experiment namens ANITA beobachtet werden. ⓘ

Urknall

Man geht davon aus, dass es in unserem Universum ebenso wie bei der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, die vom Urknall übrig geblieben ist, einen Hintergrund aus Neutrinos mit niedriger Energie gibt. In den 1980er Jahren wurde vorgeschlagen, dass diese Neutrinos die Erklärung für die dunkle Materie sein könnten, von der man annimmt, dass sie im Universum existiert. Neutrinos haben einen wichtigen Vorteil gegenüber den meisten anderen Kandidaten für dunkle Materie: Es ist bekannt, dass sie existieren. Aber auch diese Idee hat ernsthafte Probleme. ⓘ

Aus Teilchenexperimenten weiß man, dass Neutrinos sehr leicht sind. Das bedeutet, dass sie sich leicht mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit bewegen. Aus diesem Grund wird dunkle Materie, die aus Neutrinos besteht, als "heiße dunkle Materie" bezeichnet. Das Problem besteht darin, dass sich die Neutrinos aufgrund ihrer hohen Geschwindigkeit gleichmäßig im Universum verteilt haben, bevor sie durch die kosmologische Expansion kalt genug wurden, um sich in Klumpen zusammenzufinden. Dies würde dazu führen, dass der Teil der dunklen Materie, der aus Neutrinos besteht, verschmiert wird und nicht in der Lage ist, die großen galaktischen Strukturen zu verursachen, die wir sehen. ⓘ

Dieselben Galaxien und Galaxiengruppen scheinen von dunkler Materie umgeben zu sein, die nicht schnell genug ist, um aus diesen Galaxien zu entkommen. Vermutlich bildete diese Materie den gravitativen Kern für die Entstehung. Dies bedeutet, dass Neutrinos keinen wesentlichen Teil der Gesamtmenge der dunklen Materie ausmachen können. ⓘ

Aus kosmologischen Gründen wird die Dichte von 56 Neutrinos pro Kubikzentimeter und die Temperatur auf 1,9 K (1,7×10-4 eV) geschätzt, wenn sie masselos sind, und viel kälter, wenn ihre Masse 0,001 eV übersteigt. Obwohl ihre Dichte recht hoch ist, wurden sie im Labor noch nicht beobachtet, da ihre Energie unterhalb der Schwellenwerte der meisten Nachweismethoden liegt und die Wirkungsquerschnitte der Neutrinos bei Energien unterhalb von eV extrem niedrig sind. Im Gegensatz dazu wurden solare Neutrinos vom Typ Bor-8, die mit einer höheren Energie emittiert werden, definitiv nachgewiesen, obwohl ihre Raumdichte um etwa 6 Größenordnungen geringer ist als die der Reliktneutrinos. ⓘ

Nachweis

Neutrinos können nicht direkt nachgewiesen werden, da sie keine elektrische Ladung tragen und somit die Materialien, die sie durchqueren, nicht ionisieren. Auch andere Arten der Beeinflussung der Umgebung durch Neutrinos, wie etwa der MSW-Effekt, erzeugen keine nachweisbare Strahlung. Eine einzigartige Reaktion zum Nachweis von Antineutrinos, die manchmal als inverser Betazerfall bezeichnet wird, wie sie von Reines und Cowan (siehe unten) angewandt wird, erfordert einen sehr großen Detektor, um eine signifikante Anzahl von Neutrinos nachzuweisen. Alle Nachweismethoden setzen voraus, dass die Neutrinos eine Mindestschwellenenergie aufweisen. Bisher gibt es keine Nachweismethode für niederenergetische Neutrinos in dem Sinne, dass mögliche Neutrinowechselwirkungen (z.B. durch den MSW-Effekt) nicht eindeutig von anderen Ursachen unterschieden werden können. Neutrinodetektoren werden oft unterirdisch gebaut, um den Detektor von kosmischer Strahlung und anderer Hintergrundstrahlung zu isolieren. ⓘ

Antineutrinos wurden erstmals in den 1950er Jahren in der Nähe eines Kernreaktors nachgewiesen. Reines und Cowan verwendeten zwei Targets, die eine Lösung von Cadmiumchlorid in Wasser enthielten. Neben den Kadmiumtargets wurden zwei Szintillationsdetektoren angebracht. Antineutrinos mit einer Energie oberhalb der Schwelle von 1,8 MeV verursachten geladene Stromwechselwirkungen mit den Protonen im Wasser, wobei Positronen und Neutronen erzeugt wurden. Dies ist sehr ähnlich wie
β⁺
Zerfall, bei dem Energie verwendet wird, um ein Proton in ein Neutron, ein Positron (
e⁺
) und ein Elektron-Neutrino (
ν
e) emittiert wird: Von bekannten
β⁺
Zerfall:

Energie +
p
→
n
+
e⁺
+
ν
e ⓘ

Beim Experiment von Cowan und Reines wird anstelle eines ausgehenden Neutrinos ein eingehendes Antineutrino (
ν
e) aus einem Kernreaktor:

Energie (>1,8 MeV) +
p
+
ν
_e →
n
+
e⁺ ⓘ

Die daraus resultierende Positronenannihilation mit Elektronen im Detektormaterial erzeugt Photonen mit einer Energie von etwa 0,5 MeV. Mit den beiden Szintillationsdetektoren oberhalb und unterhalb des Targets konnten die Photonenpaare bei Koinzidenz nachgewiesen werden. Die Neutronen wurden von Cadmiumkernen eingefangen, was zu Gammastrahlen von etwa 8 MeV führte, die einige Mikrosekunden nach den Photonen eines Positronenannihilationsereignisses nachgewiesen wurden. ⓘ

Seitdem wurden verschiedene Nachweismethoden angewandt. Super Kamiokande ist ein großes Wasservolumen, das von Photomultipliern umgeben ist, die auf die Cherenkov-Strahlung achten, die ausgesandt wird, wenn ein eintreffendes Neutrino ein Elektron oder Myon im Wasser erzeugt. Das Sudbury Neutrino Observatory ist ähnlich, verwendet aber schweres Wasser als Detektionsmedium, das die gleichen Effekte nutzt, aber auch die zusätzliche Reaktion any-flavor Neutrino-Photodissoziation von Deuterium ermöglicht, was zu einem freien Neutron führt, das dann durch Gammastrahlung nach Chloreinfang nachgewiesen wird. Andere Detektoren bestehen aus großen Mengen von Chlor oder Gallium, die regelmäßig auf Überschüsse von Argon bzw. Germanium überprüft werden, die durch die Wechselwirkung von Elektronen-Neutrinos mit der ursprünglichen Substanz entstehen. MINOS verwendet einen festen Plastikszintillator, der mit Photomultipliern gekoppelt ist, während Borexino einen flüssigen Pseudocumenszintillator verwendet, der ebenfalls von Photomultipliern überwacht wird, und der NOνA-Detektor einen flüssigen Szintillator verwendet, der von Avalanche-Photodioden überwacht wird. Das IceCube-Neutrino-Observatorium nutzt 1 km³ des antarktischen Eisschilds in der Nähe des Südpols mit über das gesamte Volumen verteilten Photomultipliern. ⓘ

Wissenschaftliches Interesse

Die geringe Masse und die neutrale Ladung der Neutrinos bedeuten, dass sie nur sehr schwach mit anderen Teilchen und Feldern wechselwirken. Diese Eigenschaft der schwachen Wechselwirkung ist für Wissenschaftler von Interesse, denn sie bedeutet, dass Neutrinos zur Untersuchung von Umgebungen eingesetzt werden können, in die andere Strahlung (wie Licht oder Radiowellen) nicht eindringen kann. ⓘ

Der Einsatz von Neutrinos als Sonde wurde erstmals Mitte des 20. Jahrhunderts vorgeschlagen, um die Bedingungen im Kern der Sonne zu ermitteln. Der Sonnenkern kann nicht direkt abgebildet werden, da elektromagnetische Strahlung (z. B. Licht) durch die große Menge und Dichte der den Kern umgebenden Materie gestreut wird. Andererseits durchqueren Neutrinos die Sonne mit wenigen Wechselwirkungen. Während Photonen, die vom Sonnenkern ausgesandt werden, 40.000 Jahre benötigen, um in die äußeren Schichten der Sonne zu gelangen, durchqueren Neutrinos, die in stellaren Fusionsreaktionen im Kern erzeugt werden, diese Strecke praktisch ungehindert mit nahezu Lichtgeschwindigkeit. ⓘ

Neutrinos sind auch für die Erforschung astrophysikalischer Quellen außerhalb des Sonnensystems nützlich, da sie die einzigen bekannten Teilchen sind, die auf ihrer Reise durch das interstellare Medium nicht wesentlich abgeschwächt werden. Optische Photonen können durch Staub, Gas und Hintergrundstrahlung verdeckt oder gestreut werden. Hochenergetische kosmische Strahlung in Form von schnellen Protonen und Atomkernen kann sich aufgrund der Greisen-Zatsepin-Kuzmin-Grenze (GZK-Grenze) nicht weiter als etwa 100 Megaparsec bewegen. Neutrinos können dagegen kaum abgeschwächt noch größere Entfernungen zurücklegen. ⓘ

Der galaktische Kern der Milchstraße ist durch dichtes Gas und zahlreiche helle Objekte vollständig verdeckt. Die im galaktischen Kern erzeugten Neutrinos könnten mit Neutrinoteleskopen auf der Erde messbar sein. ⓘ

Ein weiterer wichtiger Einsatzbereich des Neutrinos ist die Beobachtung von Supernovae, den Explosionen, die das Leben von sehr massereichen Sternen beenden. Die Kernkollapsphase einer Supernova ist ein extrem dichtes und energiereiches Ereignis. Er ist so dicht, dass außer Neutrinos keine bekannten Teilchen der vorrückenden Kernfront entkommen können. Daher ist bekannt, dass Supernovae etwa 99 % ihrer Strahlungsenergie in einem kurzen (10 Sekunden) Neutrinostoß freisetzen. Diese Neutrinos sind eine sehr nützliche Sonde für Studien zum Kernkollaps. ⓘ

Die Ruhemasse des Neutrinos ist ein wichtiger Test für kosmologische und astrophysikalische Theorien (siehe Dunkle Materie). Die Bedeutung des Neutrinos für die Untersuchung kosmologischer Phänomene ist so groß wie die jeder anderen Methode und steht daher im Mittelpunkt des Interesses der astrophysikalischen Gemeinschaften. ⓘ

Die Untersuchung von Neutrinos ist in der Teilchenphysik wichtig, weil Neutrinos typischerweise die geringste Masse haben und daher Beispiele für die Teilchen mit der geringsten Energie sind, die in Erweiterungen des Standardmodells der Teilchenphysik theoretisiert werden. ⓘ

Im November 2012 nutzten amerikanische Wissenschaftler einen Teilchenbeschleuniger, um eine kohärente Neutrinobotschaft durch 780 Fuß Gestein zu senden. Dies ist die erste Nutzung von Neutrinos für die Kommunikation, und künftige Forschungen könnten es ermöglichen, binäre Neutrinobotschaften über riesige Entfernungen selbst durch die dichtesten Materialien wie den Erdkern zu senden. ⓘ

Im Juli 2018 gab das IceCube-Neutrino-Observatorium bekannt, dass es ein extrem energiereiches Neutrino, das im September 2017 auf seiner Forschungsstation in der Antarktis aufschlug, zu seinem Ursprungsort im Blazar TXS 0506 + 056 zurückverfolgt hat, der 3,7 Milliarden Lichtjahre entfernt in Richtung des Sternbilds Orion liegt. Dies ist das erste Mal, dass ein Neutrinodetektor zur Lokalisierung eines Objekts im Weltraum verwendet und eine Quelle kosmischer Strahlung identifiziert wurde. ⓘ

Anwendung

Forscher des Sandia National Laboratories wollen den Nachweis von Antineutrinos dazu nutzen, die Produktion von Plutonium in Kernreaktoren zu messen, damit die IAEO nicht mehr auf Schätzungen angewiesen ist und niemand mehr etwas für den Bau von Nuklearwaffen abzweigen kann. Wegen der hohen Produktionsrate von Antineutrinos in Kernreaktoren würde schon ein Detektor mit 1 m³ Detektorflüssigkeit vor dem Kernkraftwerk ausreichen. ⓘ

Forschern der University of Rochester und North Carolina State University ist es 2012 zum ersten Mal gelungen, eine Nachricht mit Hilfe von Neutrinos durch feste Materie zu senden. Ein Protonenbeschleuniger erzeugte einen Neutrinostrahl, der 100 Meter unter der Erde von einem Neutrinodetektor erfasst wurde. ⓘ