Version 24/4/02. Neutriner som budbärare från KOSMOS

Transkript

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 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 1

2 två laddade leptoner har hittats, den laddade myonen och myonneutrinon samt tauonen och tauneutrinon vars postulerade existens konfirmerades så sent som år 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. Ê n e ˆ Á eū Á Á Á Ë d Ê Á Á Á Á Ë n m m - c s ˆ Ê n t ˆ Á t - Á Á t Á Ë b Vi har observerat tre olika typer av neutriner. Finns det flera? På CERN har man vid LEP-acceleratorn studerat produktionen av Z 0 -partikeln vid elektron-positronkollisioner. Z 0 -partikeln sönderfaller till alla kända elementarpartiklar förutom top-kvarken (vilken är för tung). Alla partiklar som har en massa som är mindre än halva Z 0 -massan (45 GeV/c 2 ) produceras vid dess sönderfall. Antalet neutrinotyper med en massa mindre än 45 GeV/c 2 har bestämts till N n = 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 3 HÆ 3 He + 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 m n e < 2,2 ev /c 2 För myonneutrinon använder man sig av sönderfallet av p-mesonen 2

3 p - Æ m - + n m vilket har gett en övre gräns på m n m <190 kev /c 2 Gränsen för tauneutrinons massa kommer från sönderfallet t - Æ p + + p + + p - + p - + p - + n t och är nu m t <18,2 MeV /c 2 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 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 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 Æ e + + 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 3

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 n e, n m och n t 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  neutrinotyper m n < 2,5 ev /c 2 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 (E n ). Detta gäller upp till en neutrinoenergi på ca 10 TeV varefter ökningen antas gå som E 0,4. 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 (10 18 ev) passerar inga neutriner genom jorden. MARGINALFIGURER MED FEYNMANDIAGRAM!!! Neutrinoreaktionerna sker via den svaga kraftens kraftförmedlare W +- och Z 0 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 4

5 neutral ström-reaktioner (NC) sprids neutrinon mot en kvark genom utbyte av den neutrala utbytespartikeln Z 0 varvid ingen ändring av kvarktyp sker. Neutrino - kvarkreaktioner n e + d Æ e - + u (1) n m + d Æ m - + u (2) n t + d Æ t - + u (3) För antineutriner sker motsvarande reaktioner enligt n e + u Æ e + + d (4) n m + u Æ m + + d (5) n t + u Æ t + + 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. 5

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 n e + 37 Cl -> 37 Ar + e - som har en tröskelenergi på ca 0.85 MeV. Trots att flödet från solen vid jorden är neutriner/cm 2 /s bildades mindre än en halv 37 Ar atom per dygn i de 130 ton 37 CL som fanns i de 615 ton C 2 CL 4 (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 37 Ar-sönderfall och kunde därigenom beräkna neutrinoflödet. En mer effektiv process för att studera solneutrinerna är reaktionen n e + 71 Ga -> 71 Ge + e - vilken 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 6

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 n e + e - -> n e + e - för 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 7

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 sekunder men på grund av tidsdilatationen kan den vid mycket höga energier (PeV d.v.s 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. n t + p Æ t - + hadroner Æ n t + 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 /cm 2 /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 8

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=mc 2. 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 1 H-> 4 He + 2 e n e + 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. 9

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 -> 2 H + e + + n e (99.75 %'s sannolikhet, ger neutriner med energi MeV) o p + e - + p -> 2 H + n e (0.25 %'s sannolikhet, ger neutriner med en energi av MeV) Helium-3 bildas genom o p + 2 H -> 3 He + g Helium-3 reagerar genom 3 o He + 3 He -> 4 He + p + p (85%) o 3 He + 4 He -> 7 Be + g (15%) 7 Be + e - -> 7 Li + n e (99.98 % av alla Berylliumatomer fångar in elektron, ger neutriner med MeV i 90 % av fallen och MeV i 10% av fallen) 7 Li + p -> 4 He + 4 He 7 Be + p -> 8 B + g (0.02 % av alla Berylliumatomer fångar in proton) o 8 B -> 8 Be * + e + + n e (* betyder att Berylliumatomen är i exiterat tillstånd, ger neutriner med energier upp till 15 MeV) 8 Be * -> 4 He + 4 He 3 He + p -> 4 He + e + + n e ( %, ger neutriner med en energi av upp till 18.8 MeV) 10

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 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 P n 1 Æn 2 = sin 2 (2q)sin 2 (1,27 Dm2 L E n ) där Dm 2 = m 2 1 -m 2 2 är skillnaden i kvadraterna på massorna (i ev 2 /c 4 ), L avståndet mellan produktions- och detektionspunkten (i meter) samt E n 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 (D 2 O). 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: n e + d -> p + p + e - n x + d -> p + n + n x n x + e - -> e - + n x (CC) (NC) (ES) 11

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 Z 0, 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/cm 2 /sekund medan elektronneutrinoflodet enbart var 1,8 miljoner neutriner/cm 2 /sekund. Det förväntade flödet från solen av elektronneutriner från 8 B reaktionen (se ovan) är 5,05 miljoner elektronneutriner/cm 2 /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 Dm 2 = m 1 2 -m x 2 är av storleksordningen 5*10-5 ev 2 och motsvarande för de atmosfäriska myonneutrinerna, Dm 2 = m 22 -m y2, är lika med 3*10-3 ev 2. 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*10 10 neutriner/cm 2 /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 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. 12

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 GeV. De högsta energierna motsvarar ca 50 Joule vilket är 10 7 gånger mer än vad världens kraftfullaste partikelaccelerator, LHC vid CERN, kommer att kunna nå upp till när den startar år 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. 13

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*10 15 ev minskar flödet som E -2,7, därefter som E -3,1 upp till vristen (eng. ankle) vid 3*10 18 där det åter ändras till E -2,7. Varför lutningen ändras på detta sätt är inte förstått. Partiklarna med energier över 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*10 19 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 + g MVB -> D + -> p 0 + p eller p + + n För en proton med 50 EeV (d.v.s. 50*10 18 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 + g MVB -> e + + e - Fotoner med energier över ev når oss inte om de inte har skapats inom Vintergatan. Fotoner med energier över 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. 14

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 15

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*10 19 ev inte kan färdas långt i universum utan att reagera med mikrovågsbakgrunden har man spekulerat att det i stället är neutriner med energier över ev som reagerar med de kosmologiska bakgrundsneutrinerna och bildar Z 0 -partiklar. n i + n ikosmolog iskneutrino Æ Z 0 Æ hadroner De partiklar man observerar ovanför GZK-gränsen skulle då komma från Z 0 - 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 + p 0 p + -> m + + n m ; m + -> e + + n e + n m p 0 -> g + g Neutronen och protonen blir då den observerade kosmiska strålningen medan p- mesonerna 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. 16

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 E 2 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. 17

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 18

19 Version 24/4/02 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 19

20 sprida ljuset och dessa är koncentrerade vid vissa djup som utmärker tidigare istider. Isen vid 1700 meters djup är ca 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 10 9 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 20

21 Version 24/4/02 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 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 21

22 som kommer ovanifrån inte särskilja neutrinoinducerade myoner från p- sönderfallsmyoner. 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 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. 22

23 Figur 7. Riktningen för neutriner från data tagna under år 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 km 3 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 23

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 b) 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). 24