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Das IceCube Neutrinoteleskop ist darauf ausgelegt, Neutrinos mit Energien von einigen Dutzend TeV (Teraelektronenvolt = 1012 Elektronenvolt) zu beobachten. Ab Energien von einigen PeV, oder Petaelektronenvolt, was Tausend TeV entspricht (PeV = 1015 Elektronenvolt) erwartet man, dass kosmische Objekte jenseits unseres Sonnensystems die Hauptquelle für Neutrinos darstellen.
Dank der DeepCore-Erweiterung, die aus zusätzlichen Lichtsensoren im Zentrum des Detektors besteht, ist IceCube aber auch in der Lage, niederenergetische Neutrinos mit bis zu 50 GeV nachzuweisen.
Woher kommen die Neutrinos, die IceCube beobachtet?
An der Energie eines Neutrinos, sei sie niedrig oder extrem hoch, lässt sich ablesen wie und wo es entstanden ist.
Niederenergetische Neutrinos entstehen hauptsächlich bei Kernprozessen, wie sie in der Sonne oder im Zentrum einer Supernova ablaufen. Neutrinos mit den niedrigsten Energien sind dagegen Relikte des Urknalls und werden als kosmischer Neutrinohintergrund bezeichnet (cosmic neutrino background, CNB). Sie ähneln der kosmischen Mikrowellenhintergrundstrahlung (cosmic microwave background, CMB), nur dass sie noch älter sind und Informationen über das Universum nur zwei Sekunden nach seiner Entstehung tragen.
Leider kann keiner dieser niederenergetischen Neutrinoflüsse mit IceCube detektiert werden.
Hochenergetische Neutrinos entstehen in Kollisionen hochenergetischer Teilchen. Solche Kollisionen finden zum Beispiel statt, wenn Teilchen der kosmischen Strahlung auf die Erdatmosphäre treffen. Ihre Energien können von wenigen MeV (Megaelektronenvolt = 106 Elektronenvolt) bis zu einigen Dutzend PeV betragen.
Noch extremere Energien, der sehr hochenergetische Bereich, von einigen TeV bis zu 10 PeV, werden von Neutrinos erreicht, die innerhalb oder in der Umgebung der extremsten Objekte unseres Universums entstanden sind, also von schwarzen Löchern oder Neutronensternen beschleunigt wurden.
Erreichen Neutrinos Energien von über 1016 Elektronenvolt, oder 10 PeV, überschreiten wir eine weitere Grenze. Hier beginnt der sogenannte Ultra-Hochenergiebereich (ultra-high-energy, UHE). Diese ,,kosmogenen” Neutrinos entstehen durch die Wechselwirkung von ultra-hochenergetischer kosmischer Strahlung (ultra-high-energy cosmic rays, UHECR) mit dem kosmischen Mikrowellenhintergrund.
Von Neutrinos mit Energien um ein PeV kann man beim Durchqueren der Erde eine Reaktionsrate von einem Ereignis pro Jahr und km2 erwarten, während Neutrinos mit knapp 100.000 PeV, oder 1020 eV, es auf nur ein Ereignis pro Jahrhundert und km2 bringen.
IceCube ist in der Lage, Neutrinos mit einigen Dutzend GeV nachzuweisen, was es erlaubt, sowohl den atmosphärischnen als auch den extraterrestrischen Neutrinofluss zu untersuchen. Das Maximum der Sensitivität liegt im Energiebereich jenseits der TeV, in dem der extraterrestrische Fluss zunehmend dominanter werden sollte.
Wenn unsere Vorhersagen des UHE-Neutrinoflusses korrekt sind, wird es selbst bei optimalen Bedingungen Jahre dauern, bis IceCube mit seinem Volumen von einem Kubikkilometer in der Lage ist, eine signifikante Anzahl dieser Neutrinos zu messen. Dennoch wäre selbst der Nachweis eines einzigen UHE-Neutrinos ein bedeutendes Ergebnis für die Astroteilchenphysik.
Wie werden Neutrinos in IceCube nachgewiesen?
IceCube beobachtet Neutrinos nur indirekt. Hochenergetische Neutrinos, die den halben Weltraum durchquert haben und zufällig mit einem Atomkern im Eis zusammenstoßen, lassen sich dank der Wechselwirkung ihrer Sekundärteilchen mit dem Eis detektieren. Die Reaktion eines einzigen Neutrinos mit einem Kern lässt geladene Teilchen entstehen, die wiederum blaues Licht erzeugen, welches als Cherenkow-Strahlung bekannt ist (siehen Video weiter unten). Dieses bläuliche Leuchten wird von einer Anordnung optischer Sensoren, DOMs genannt, aufgefangen, die im Eis festgefroren sind.
IceCube-Wissenschaftler haben sich Anzeigen einfallen lassen, um die Daten, die von den über 5.000 Sensoren gesammelt werden, übersichtlich und ansprechend darzustellen. In dieser Ereignisanzeige wir jeder Sensor als Kugel dargestellt, deren Größe proportional zum gesammelten Licht ist. Die Farbskala informiert über die Ankunftszeit und reicht von Rot (frühe Treffer) über Grün bis Blau (späte Treffer).
Die Trefferverteilung und die von den DOMs gemessene Lichtmenge erlaubt es den Forschern, die Richtung und Energie des einlaufenden Neutrinos abzuschätzen und häufig auch seine Generation (Flavour) zu bestimmen.
Die obige Abbildung zeigt drei verschiedene Trefferverteilungen bzw. Neutrinosignaturen.
- Die Kaskade (links) ist eine typische Signatur des Elektron-Neutrinos,
, das bei der Wechselwirkung im Detektor einen Teilchenschauer erzeugt.
- Reagiert ein Myon-Neutrino,
, innerhalb von IceCube (Mitte), erzeugt es ein sekundäres Myon, das eine deutliche Lichtspur im Detektor hinterlässt.
- Die dritte Signatur (rechts) wird auch als Double-Bang-Signatur bezeichnet. Sie entsteht, wenn ein Tau-Neutrino,
, bei seiner Reaktion mit dem Eis einen hadronischen Schauer (erste, rötliche Kaskade) und ein Tau erzeugt, welches fast zeitgleich in einem zweiten Teilchenschauer zerfällt (zweite, grünliche Kaskade).
Allerdings detektiert IceCube nicht nur Neutrinos. Es registriert auch Myonen, die bei der Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit der Atmosphäre entstehen. Es ist sogar so, dass auf jedes beobachtete Neutrino 1.000.000 Myonen als ,,Beifang” kommen. Wie man sich gut vorstellen kann, ist es manchmal schwierig zwischen Myon- und Neutrinosignalen zu unterscheiden. Eine typische Myon-Signatur, , in IceCube ist einen von oben kommende Spur.
Nun bist du dran: Kannst du erraten, um welche Teilchen es sich bei diesen Ereignissen handelt?
