Sonnenneutrinos

Sonnenneutrinos entstehen bei der Kernfusion im Inneren der Sonne. Sie sind die weitaus zahlreichsten Neutrinos, die uns erreichen — und der einzige Bote, der aus dem Sonnenkern direkt zu uns kommt.

Etwa 65 Milliarden von ihnen durchqueren in jeder Sekunde einen Quadratzentimeter Ihrer Haut.

Warum sie der einzige direkte Blick sind

Das Licht der Sonne stammt von ihrer Oberfläche. Die Energie, die es trägt, wurde im Kern erzeugt — aber sie hat für den Weg nach außen zehntausende Jahre gebraucht, weil sie unzählige Male aufgenommen und wieder abgegeben wurde.

Was wir am Himmel sehen, ist also ein sehr alter Bericht. Über den Zustand des Kerns von heute sagt er nichts.

Neutrinos verlassen den Kern ungehindert und sind nach gut acht Minuten hier. Wer sie zählt, sieht der Sonne in diesem Augenblick beim Brennen zu.

Die beiden Wege der Fusion

Hans Bethe beschrieb 1939 zwei Wege, auf denen Sterne Wasserstoff zu Helium verschmelzen.

Die Proton-Proton-Kette liefert bei der Sonne rund 99 Prozent der Energie. Vier Protonen werden über mehrere Zwischenschritte zu einem Heliumkern; dabei entstehen Positronen und Neutrinos.

Der CNO-Zyklus trägt bei der Sonne etwa ein Prozent bei. Kohlenstoff, Stickstoff und Sauerstoff wirken als Katalysatoren, die selbst nicht verbraucht werden. Bei schwereren Sternen überwiegt dieser Weg.

Ein Spektrum aus vielen Quellen

Die Kette hat mehrere Verzweigungen, und jede liefert Neutrinos mit eigener Energie und eigener Häufigkeit:

Diese Aufteilung ist der Schlüssel zur Geschichte des solaren Neutrinoproblems. Denn jeder Detektor sieht nur einen Teil davon.

Das Homestake-Experiment mit seiner Schwelle von 814 keV erfasste allein die seltenen Bor-8-Neutrinos — weniger als ein Hundertstel Promille aller Sonnenneutrinos. GALLEX und SAGE kamen mit Gallium auf 233 keV herunter und sahen erstmals die Hauptreaktion.

Warum die Energieabhängigkeit alles entschied

Genau diese Staffelung machte den entscheidenden Befund möglich.

Homestake fand rund ein Drittel der erwarteten Rate. Die Galliumexperimente fanden etwa 60 Prozent. Das ist kein Widerspruch, sondern ein Muster: Das Defizit hängt von der Energie ab.

Ein Fehler im Sonnenmodell hätte kaum so gewirkt. Eine Umwandlung unterwegs dagegen schon — und zwar genau in dieser Form, wie der MSW-Effekt erklärt.

Die vollständige Vermessung

Zwei Anlagen haben das Bild schließlich geschlossen.

Das Sudbury Neutrino Observatory zeigte 2002, dass die Summe aller drei Neutrinoarten genau der Vorhersage von John Bahcall entspricht.

Borexino vermaß anschließend die einzelnen Quellen nacheinander: Beryllium-7 im Jahr 2007, pep 2012, die pp-Neutrinos 2014 und schließlich 2020 den CNO-Zyklus — jenen Weg, den Bethe achtzig Jahre zuvor beschrieben hatte und den bis dahin niemand gesehen hatte.

Damit ist die Sonne heute der am genauesten vermessene Stern, und zwar von innen.

Was man daraus über die Sonne lernt

Die Neutrinoraten hängen empfindlich von der Kerntemperatur ab — bei Bor-8 etwa mit der achtzehnten Potenz. Eine Messung der Rate ist deshalb ein sehr genaues Thermometer für das Sonneninnere.

Aus dem Verhältnis von CNO- zu pp-Neutrinos lässt sich zudem auf den Gehalt an schwereren Elementen im Sonnenkern schließen — eine Frage, die in der Astrophysik seit Jahren offen ist, weil verschiedene Methoden unterschiedliche Werte liefern.

Verwandte Begriffe

• Solares Neutrinoproblem — das Rätsel
• MSW-Effekt — die Erklärung
• Borexino — die genaueste Vermessung
• Hans Bethe und John Bahcall

Quellen

• J. N. Bahcall, A. M. Serenelli, S. Basu: New Solar Opacities, Abundances, Helioseismology, and Neutrino Fluxes, The Astrophysical Journal 621, L85 (2005).
• Borexino-Kollaboration: Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun, Nature 587, 577 (2020).