Ein neues Fenster zur Sonne: XENONnT macht extrem energiearme Neutrinos sichtbar

Der XENONnT-Detektor wurde gebaut, um nach WIMPs zu suchen – hypothetischen, schwach wechselwirkenden Teilchen der Dunklen Materie. Doch dieselbe extreme Empfindlichkeit macht ihn auch zu einem präzisen Messinstrument für Sonnenneutrinos. Bei einem Seminar der XENON-Kollaboration an den Laboratori Nazionali del Gran Sasso in Italien wurde nun die erste Beobachtung energiearmer Sonnenneutrinos bekannt gegeben, die an Elektronen streuen. Damit reicht die direkte Nachweisgrenze bis auf etwa 17 keV hinunter – so tief wie nie zuvor bei Neutrinos. Das Signal wird vor allem von sogenannten pp-Neutrinos geprägt. 22

Wie aus einer winzigen Rückstoßenergie ein Signal wird

Neutrinos wechselwirken nur äußerst selten mit Materie. Wenn ein Sonnenneutrino im flüssigen Xenon mit einem Elektron elastisch streut, überträgt es einen kleinen Teil seiner Energie auf dieses Elektron. Dabei entstehen zwei messbare Signaturen:

• ein sofortiger Lichtblitz, die Szintillation des flüssigen Xenons,
• und ein zweites Lichtsignal, wenn die freigesetzten Elektronen in die Gasphase gezogen werden und dort Elektrolumineszenz erzeugen.

Aus der Kombination dieser Signale lassen sich die Energie und die dreidimensionale Position eines Ereignisses rekonstruieren. Die Forschenden müssen deshalb nicht ein einzelnes, eindeutig erkennbares „Neutrino-Ereignis“ finden. Stattdessen vergleichen sie das statistische Muster vieler elektronischer Rückstöße mit den erwarteten radioaktiven und instrumentellen Untergründen. Die Analyse unterscheidet das solare Signal mit einer Signifikanz von 5σ.

Die Angabe von etwa 17 keV bezeichnet dabei die für die Messung zugängliche Neutrinoenergie beziehungsweise die Nachweisgrenze des Neutrino-Spektrums – nicht die Energie, die jedes Neutrino vollständig auf ein einzelnes Elektron überträgt. Die angekündigte Messung wird von pp-Neutrinos dominiert. 22

Was pp-Neutrinos über den Sonnenkern verraten

PP-Neutrinos entstehen im ersten Schritt der Proton-Proton-Fusionskette, die Wasserstoff in Helium umwandelt:

[
p+p\rightarrow d+e^++\nu_e
]

Diese Reaktion setzt die Fusionsprozesse in Gang, die den größten Teil der Energie der Sonne liefern. PP-Neutrinos sind daher unmittelbare Boten aus dem Sonnenkern: Sie entstehen direkt dort, wo die Fusion stattfindet, und verlassen die Sonne nahezu ungehindert.

Das unterscheidet sie vom Sonnenlicht. Die Energie, die später als Licht an der Oberfläche ankommt, benötigt sehr lange für ihren Weg durch das Sonneninnere. Neutrinos entkommen dagegen fast sofort aus der Entstehungsregion. Eine Messung der pp-Komponente erlaubt somit einen besonders direkten Blick auf die Fusionsprozesse, die die Sonne antreiben.

Warum XENONnT so schwache Ereignisse erkennen kann

Im Zentrum von XENONnT befindet sich eine zweiphasige Zeitprojektionskammer – ein sogenannter Dual-Phase-Time-Projection-Chamber-Detektor – mit einer aktiven Zielmasse von 5,9 Tonnen flüssigem Xenon. Die große Xenonmenge erhöht die Wahrscheinlichkeit seltener Wechselwirkungen. Gleichzeitig liefern Szintillation und Ionisation Informationen über Energie und Position eines Ereignisses. 5

Die größte Herausforderung ist jedoch nicht nur die Seltenheit der Neutrinos, sondern auch der Untergrund. Radon und seine Zerfallsprodukte können durch Betazerfälle elektronische Rückstöße erzeugen, die denen aus der Neutrino-Elektron-Streuung ähneln.

Daher setzt XENONnT auf eine kontinuierliche kryogene Destillation. Dieses Verfahren entfernt Radon während des Betriebs aus dem Xenon. Die Aktivität von (^{222}\mathrm{Rn}) im aktiven Zielvolumen sank auf ungefähr (0{,}90\ \mu\mathrm{Bq/kg}). Damit liegt der Radon-Untergrund in einer Größenordnung, die mit dem unvermeidbaren Hintergrund durch Sonnenneutrinos vergleichbar ist. 1819

Der Standort rund 1.400 Meter unter dem Gran-Sasso-Massiv reduziert zusätzlich Ereignisse, die durch kosmische Strahlung verursacht werden. So entsteht eine extrem ruhige Messumgebung, in der das Neutrinosignal über eine spektrale Anpassung aus den verbleibenden Ereignissen herausgearbeitet werden kann. 22

Eine andere Messung als der Bor-8-Nachweis von 2024

Das neue Ergebnis nutzt einen anderen Wechselwirkungsweg als die 2024 veröffentlichte Analyse. Damals suchte XENONnT nach Bor-8-Neutrinos über die kohärente elastische Neutrino-Kern-Streuung, kurz CEνNS. Dabei stößt das Neutrino nicht mit einem Elektron, sondern mit dem Xenonkern zusammen und erzeugt einen Kernrückstoß. Die Analyse ergab eine Indikation von 2,73σ – also keinen Nachweis mit der üblichen Entdeckungsschwelle von 5σ. 23

Die neue energiearme Messung beruht dagegen auf der Streuung von Neutrinos an Elektronen. Damit kann derselbe Detektor zwei unterschiedliche Signaturen solarer Neutrinos erfassen:

• Elektronische Rückstöße durch Neutrino-Elektron-Streuung, bei denen die energiearmen pp-Neutrinos dominieren,
• Kernrückstöße durch CEνNS, wie bei der früheren Indikation der Bor-8-Neutrinos.

Diese Unterscheidung ist physikalisch wichtig, weil die beiden Kanäle unterschiedliche Bereiche des solaren Neutrino-Spektrums und damit verschiedene Prozesse im Inneren der Sonne zugänglich machen.

Der „Neutrino-Nebel“ wird zum Hintergrund der Dunkle-Materie-Suche

Für Experimente zur direkten Suche nach Dunkler Materie sind Sonnenneutrinos zugleich wertvolle Messobjekte und ein störender Hintergrund. Ihre Rückstöße können Signalen ähneln, die von WIMPs stammen. Anders als radioaktive Teilchen lassen sich Neutrinos nicht einfach durch zusätzliche Abschirmung blockieren – sie durchdringen Materie nahezu ungehindert.

Dieser unvermeidbare Hintergrund wird oft als „Neutrino-Nebel“ oder „Neutrino-Fog“ bezeichnet. Er ist jedoch keine absolut undurchdringliche Grenze. Die Energieverteilung der Ereignisse, der Vergleich verschiedener Zielmaterialien, Richtungsinformationen und präzisere Kenntnisse der solaren Neutrinoflüsse können helfen, ein WIMP-Signal statistisch von einem Neutrinosignal zu unterscheiden.

Mit steigender Empfindlichkeit werden solche Verbesserungen allerdings schwieriger. Systematische Unsicherheiten gewinnen an Bedeutung, während die Neutrinoereignisse zunehmend den Bereich überlagern, in dem leichte WIMPs erwartet werden. Die frühere CEνNS-Indikation von XENONnT war eines der ersten direkten Beispiele für diesen nuklearen Neutrino-Untergrund in einem Detektor für Dunkle Materie. 12

XLZD soll die Messungen auf eine neue Größenordnung heben

Auf XENONnT soll das XLZD-Observatorium folgen – ein geplantes Großexperiment mit einer aktiven Zielmasse von zunächst etwa 60 Tonnen flüssigem Xenon. Je nach Verfügbarkeit des Edelgases könnte die Zielmasse auf bis zu 80 Tonnen anwachsen. Das wäre ungefähr eine Größenordnung mehr aktives Xenon als bei XENONnT. 3235

Mehr Xenon bedeutet nicht nur mehr Ereignisse. Die größere Messausbeute könnte eine präzisere Bestimmung des Flusses und des Spektrums der pp-Neutrinos ermöglichen. Außerdem ließe sich genauer untersuchen, wie viele Elektron-Neutrinos auf dem Weg von der Sonne zur Erde ihren Typ beziehungsweise ihre Nachweiswahrscheinlichkeit verändern.

Parallel soll XLZD die Suche nach WIMPs bis in den Bereich des Neutrino-Nebels vorantreiben. Das Observatorium wäre damit nicht mehr nur ein Dunkle-Materie-Experiment, sondern ein breit angelegtes Observatorium für seltene Ereignisse und Neutrino-Physik. 3239

Die zentrale Erkenntnis von XENONnT lautet: Die Suche nach Dunkler Materie und die Neutrino-Astronomie der Sonne sind inzwischen eng miteinander verbunden. Dieselbe Reinheit, derselbe niedrige Untergrund und dieselbe empfindliche Technologie, die für ein seltenes WIMP-Ereignis erforderlich sind, machen auch die nahezu unsichtbaren Spuren der Fusion im Sonnenkern messbar.