NØYTRINOER OG UNIVERSET

Transkript

1 NØYTRINOER OG UNIVERSET foredrag på fellesmøte den 6. desember 2012 av professor Øystein Elgarøy Institutt for teoretisk astrofysikk, Universitetet i Oslo Nøytrinoer hører til blant elementærpartiklene, naturens minste byggesteiner. Universet er i astrofysisk forstand en samling av galakser med enorme dimensjoner i antall, rom og tid. At det er en nær sammenheng mellom universets historie og elementærpartiklenes egenskaper, er en av de mest fascinerende innsiktene fysikken har gitt oss. Kosmologer oppsummerer egenskapene til universet i et knippe para metere, og mange av disse er ikke opplagt interessante for en utenforstående. Jeg vil i det følgende konsentrere meg om én parameter som burde gi umiddelbar mening, universets alder, og stille spørsmålet: Har egenskapene til nøytrinoene noen betydning for hvor gammelt universet er? Hva menes med universets alder? Hvordan æren for oppdagelsen av universets ekspansjon skal fordeles, er et komplisert spørsmål, men Edwin Hubbles påvisning av at galaksene beveger seg systematisk vekk fra oss, og med hastigheter som øker proporsjonalt med avstanden, spilte utvilsomt en avgjørende rolle. Dersom Hubbles observasjoner settes sammen med antagelsen om at vi ikke befinner oss på noe bestemt sted i universet, det såkalte kopernikanske prinsipp, følger det at alle galaksene beveger seg vekk fra hverandre. Sentrum i universet er overalt og ingen steder. I den generelle relativitetsteorien beskrives ekspansjonen ved at rommet mellom galaksene utvider seg. At galaksene fjerner seg fra hverandre i dag, betyr at de befant seg nærmere hverandre før. Ekstrapolerer vi riktig langt bakover i tid, kommer vi til et tidspunkt da alt vi ser rundt oss i universet var samlet i ett punkt. Det finnes mange grunner til å mene at en slik tilstand bare er en fiksjon, men det er slik universets alder regnes ut av kosmologer: Vi starter med dagens

2 328 Det Norske Videnskaps-Akademi Årbok 2012 tilstand og regner ut hvor langt tilbake i tid vi må spole utviklingen for at alle avstander i universet skal krympe til null. Det er verdt å merke seg at universets alder ikke er en størrelse som kan måles direkte. Den må derimot regnes ut basert på hva vi vet om hvor raskt universet har utvidet seg gjennom sin historie. Den generelle relativitetsteorien viser at universets ekspansjonrate avhenger av hva det inneholder av masse og energi. For å bestemme universets alder må vi derfor vite hva det inneholder. Nøytrinoenes plass i elementærpartikkelfysikken Mange atomkjerner er ustabile. På 1930-tallet ble det lagt merke til at noen av dem henfalt ved at et nøytron ble omdannet til et proton, samtidig som det ble sendt ut et elektron. Bevaring av bevegelsesmengde og energi tilsa at for en gitt atomkjerne som henfalt på denne måten skulle elektronet ha den samme energien hver gang dette skjedde. Men eksperimenter viste at elektronene kom ut med et spekter av energier, fra forsvinnende lave opp til den teoretisk forventede verdien. Hva kunne forklaringen være? Denne tiden var kvantemekanikkens gjennombruddstid, og fysikere flest var åpne for radikale ideer. Det ble derfor sett på som en reell mulighet at loven om energibevaring ikke gjaldt i atomkjernenes verden. Wolfgang Pauli foreslo på sin side noe han anså som like spekulativt: At bruddet på energibevaring bare var tilsynelatende. En praktisk talt usynlig partikkel ble sendt ut sammen med elektronet, og tok med seg en varierende andel av energien. Partikkelen måtte være elektrisk nøytral, og fikk senere navnet nøytrino, den lille nøytrale, av Enrico Fermi, som var den første som utarbeidet en detaljert teori for kraften som styrer prosessene nøytrinoer deltar i, den svake kjernekraften. Nøytrinoet viste seg heldigvis å ikke være helt usynlig, bare veldig vanskelig å oppdage. Men oppdaget ble det, av Clyde Cowan og Frederick Reines i Elektronet har to tyngre slektninger, myonet og tau-leptonet. De er identiske med elektronet, bortsett fra at de har større masser. Det har vist seg at det finnes tre forskjellige typer nøytrinoer: Et elektronnøytrino assosiert med elektronet, et myonnøytrino tilhørende myonet, og et taunøytrino forbundet med tau-leptonet. Massene til disse tre nøytrinoene er imidlertid ikke kjent. Det var fra starten av klart at de måtte være lette, og ofte ble massen satt lik null. Men det var helt fra starten nødvendig å holde muligheten åpen for at en eller flere nøytrinotyper hadde masse.

3 Nøytrinoner og universet 329 Nøytrinooscillasjoner Den italiensk-sovjetiske fysikeren Bruno Pontecorvo bidro med en viktig innsikt om hva som kunne skje dersom nøytrinoene hadde masse. Kvantemekanikken sier nemlig da at de tre nøytrinoene vi ser i svake kjerneprosesser ikke er identiske med de som beveger seg fritt i tomt rom. Vi kan kalle de førstnevnte for de vekselvirkende egentilstandene og de sistnevnte for masseegentilstandene. En gitt vekselvirkende egentilstand kan matematisk uttrykkes som en kombinasjon av masseegentilstandene. Hvis en atomkjerne henfaller og sender ut et elektronnøytrino, vil dette bestå av en gitt blanding av masseegentilstandene. I henhold til kvantemekanikkens regler, vil blandingsforholdet mellom de ulike masseegentilstandene endre seg mens nøytrinoet beveger seg i tomt rom. Hvis det så fanges opp i en detektor, er det som registreres en av de vekselvirkende egentilstandene. Men fordi blandingsforholdet har endret seg på vei til detektoren, kan det som startet som et elektronnøytrino bli registrert som et myon- eller tau nøytrino. Nøytrinoene kan skifte identitet, hvis de har masse. Det solare nøytrinoproblemet Solas energi produseres i en rekke kjernereaksjoner der nettoresultatet er at fire hydrogenkjerner fusjonerer til en heliumkjerne. I prosessene produseres også elektronnøytrinoer. Vi vet hvor mye energi sola produserer hvert sekund, og dermed kan vi også regne ut hvor mange elektronnøytrinoer som dannes, og hvor mange av disse som treffer Jorda. Vi kan derfor sjekke om våre modeller for sola og dens energiproduksjon stemmer ved å måle fluksen av solare elektronnøytrinoer og sjekke om den stemmer med forventningene. Sent på 1960-tallet bestemte Ray Davies seg for å gjøre dette. Sammen med John Bahcall ledet han et eksperiment i Homestake-gruven i Sør-Dakota. En tank med 380 kubikkmeter tetrakloreten, plassert halvannen kilometer under bakken, ble brukt til å fange inn solare nøytrinoer. Selv om antallet solare nøytrinoer som treffer Jorda er enormt, er det en sjelden begivenhet at ett av dem etterlater seg spor i en detektor. Det tok derfor lang tid å registrere nok nøytrinoer til at de fikk statistisk signifikante resultater. Men resultatene viste til slutt at den målte fluksen av elektronnøytrinoer fra Sola bare var røft en tredjedel av den teoretisk forventede. Det solare nøytrinoproblemet var født.

4 330 Det Norske Videnskaps-Akademi Årbok 2012 Hva kunne løsningen være? Var det forståelsen av Sola det var noe galt med, eller var det nøytrinoene som oppførte seg annerledes enn forventet? Atmosfæriske nøytrinoer Jordas atmosfære treffes hele tiden av kosmisk stråling i form av høyenergetiske protoner. Protonene reagerer med atomkjernene i atmosfæren, og en rekke ulike partikler blir produsert, inkludert nøytrinoer. I et eksperiment i Kamiokagruvene i Japan, Super-Kamiokande, fanget man inn nøytrinoer som ble produsert av kosmisk stråling. Både elektronog myonnøytrinoer ble registrert. Det var også mulig å bestemme hvilken retning nøytrinoene kom fra. Resultatene viste at mens antall myonnøytrinoer fra atmosfæren rett over detektoren stemte med forventningene, var antallet som kom fra motsatt side av Jorda, og derfor hadde beveget seg lenger, mindre enn det forventede tallet. Nok en gåte, med andre ord. Men i dette tilfellet var det lettere å gjette løsningen enn i tilfellet med de solare nøytrinoene. Veilengden spilte utvilsomt en avgjørende rolle, siden nøytrinoene som hadde kort vei, oppførte seg som forventet. Forutsigelsene var regnet ut med antagelsen om at nøytrinoer er masseløse. Men dersom denne antagelsen er feil, kan Pontecorvos idé om nøytrinooscillasjoner forklare hvorfor myonnøytrinoene fra den andre siden av kloden ble borte. De var rett og slett blitt til taunøytrinoer, som ikke ble registrert av eksperimentet. Dette var det første indisiet på at nøytrinoene ikke er masseløse. Løsningen på det solare nøytrinoproblemet Nøytrinooscillasjoner kunne også være løsningen på det solare nøytrinoproblemet. Davis eksperiment registrerte bare elektronnøytrinoer, så dersom de solare nøytrinoene var blitt til myon- eller taunøytrinoer på veien til Jorda, ville de passere uten å bli lagt merke til. Den avgjørende testen av denne hypotesen ble gjort av Sudbury Neutrino Observatory i Canada. De brukte et oppsett som gjorde dem i stand til å se alle typer nøytrinoer. De første resultatene kom i 2002, og de viste at når både elektron-, myon-, og taunøytrinoer ble telt opp, stemte nøytrinofluksen fra Sola med teorien. Modellene for Sola hadde rett, det var nøytrinoene som oppførte seg annerledes enn forventet.

5 Nøytrinoner og universet 331 Hvor store er nøytrinomassene? Nøytrinooscillasjoner er senere blitt påvist i en rekke andre eksperimenter, også med nøytrinoer produsert her på Jorda. Det er liten tvil lenger om nøytrinoene faktisk har masse. Men hvor store er de? Dessverre kan ikke målinger av oscillasjoner si noe sikkert om dette, for sannsynligheten for at en oscillasjon skal finne sted, avhenger bare av forskjeller i masse. Den største masseforskjellen svarer til noen titalls milliarddeler av massen til et elektron, og de fleste forventer at også massene skal være av denne størrelsesordenen. Men det er selvsagt forskjell på å vite og å forvente, så man må gjøre andre eksperimenter som er direkte følsomme for nøytrinomassene, ikke bare masseforskjellene. Kjernereaksjonene som ga den opprinnelige motivasjonen for å innføre nøytrinoet kan også si noe om massen, uten at man trenger å registrere nøytrinoet. Den statistiske fordelingen av energien til elektronet som sendes ut, avhenger av nøytrinomassene. Problemet er bare at det er endepunktet på fordelingen nær den maksimale elektronenergien som er mest følsomt for nøytrinomassene, og det er også denne delen av fordelingen det er vanskeligst å måle. Til nå er det beste resultatet fra denne teknikken en øvre grense som sier at massen til elektronnøytrinoet er mindre enn fire hundremilliontedeler av elektronmassen. En annen mulighet er å lete etter en svært sjelden prosess med det lett skremmende navnet nøytrinoløst dobbelt beta-henfall. I enkelte kjerner kan to nøytroner samtidig henfalle til to protoner, to elektroner og to nøytrinoer. Massive nøytrinoer har den egenskapen at de kan være sine egne antipartikler. I enkelte slike dobbelte beta-henfall kan i så fall nøytrinoene annihilere, og det eneste vi ser etter prosessen, er to elektroner. Observasjon av denne prosessen kan være et ganske følsomt mål for nøytrinomassenes verdi. Men dessverre er prosessen som nevnt svært sjelden. Den er ennå ikke observert, og alt vi har er atter en gang øvre grenser på nøytrinomassene fra det faktum at nøytrinoløst dobbelt beta-henfall ikke er blitt observert. Kosmologiske nøytrinoer Universet vi ser rundt oss i dag kan virke komplisert. Vi ser strukturer på ulike lengdeskalaer, og av varierende kompleksitet. Fra galaksehoper og galakser til stjerner, planeter, og mennesker. Det er også mye vi ikke vet.

6 332 Det Norske Videnskaps-Akademi Årbok 2012 Mange har sikkert fått med seg at vi nå mener at det finnes både mørk materie og mørk energi, og at disse to komponentene til sammen utgjør omkring 96 % av universets totale masse og energi. Det kan lett virke som en håpløs oppgave å finne ut hva som foregikk i de tidlige fasene av universets historie. Det er derfor et bemerkelsesverdig faktum at vi har en svært god forståelse av hva som hendte i universet fra det var blitt omtrent ett sekund gammelt. En forenklende faktor er at komplekse strukturer ankom sent på den kosmiske scenen. Går vi langt nok bakover i tid, kommer vi til tidspunkter der det verken fantes galakser eller stjerner, og hele universet var bare en gass av elementærpartikler. Denne gassen var i termisk likevekt, noe som blant annet betyr at vi ikke trenger å kjenne dens forhistorie i detalj. Universets ekspansjonsrate er bestemt av dets masse- og energitetthet. I dag er det den mørke energien som er det viktigste bidraget til denne. Men universet inneholder også stråling, den såkalte kosmiske mikrobølgebakgrunnen. Går vi bakover i tid, øker bakgrunnsstrålingens bidrag til energitettheten relativt til bidragene fra de øvrige komponentene. Da universet var mindre enn år gammelt, var det strålingen som dominerte energitettheten. Fordi vi har målt temperaturen til bakgrunnsstrålingen svært nøyaktig, og vi dessuten forstår elektromagnetisk stråling godt, kjenner vi energitettheten til strålingen med høy presisjon gjennom universets historie. Det betyr at vi også har god kontroll på universets ekspansjonsrate i den strålingsdominerte fasen. At vi ikke vet hva mørk materie og mørk energi er, spiller ingen vesentlig rolle for vår forståelse av den strålingsdominerte fasen, for de mørke komponentene hadde liten betydning den gangen. Selv om nøytrinomassene er ukjente, er de øvre grensene fra partikkelfysikken gode nok til å fortelle oss at nøytrinoene var lette nok til å bevege seg med hastigheter svært nær lyshastigheten i den strålingsdominerte fasen. De var relativistiske partikler, og da viser fysikkens lover at de bidro til energitettheten på samme måte som elektromagnetisk stråling. Nøytrinoene var altså med på å bestemme universets ekspansjonsrate de første årene. Etter hvert som universet utvidet seg, falt temperaturen. Selv om nøytrinoene er svært lette, ble temperaturen til sist så lav at de beveget seg med hastigheter som var svært lave i forhold til lyshastigheten. De ble med andre ord ikke-relativistiske. Denne overgangen er en viktig epoke i universets historie. Nøyaktig når dette skjedde, avhenger av de ukjente nøytrinomassene.

7 Nøytrinoner og universet 333 Overgangen fra relativistisk til ikke-relativistisk oppførsel for nøytrinoene er viktig fordi den hadde innvirkning på dannelsen av strukturer i universet. Massen i universet var i utgangspunktet svært jevnt fordelt, men det fantes perturbasjoner. Noen steder var tettheten litt lavere enn gjennomsnittet, andre steder litt høyere. Gravitasjon bidro til å forsterke ujevnhetene med tiden. Områder med høy tetthet samlet masse fra områdene omkring med lavere tetthet. Noe av massen var i form av nøytrinoer. Så lenge de beveget seg med relativistiske hastigheter, måtte det en ganske stor massekonsentrasjon til for at gravitasjonskreftene skulle hindre nøytrinoene i å slippe vekk. Nøytrinoene gjorde det altså vanskelig å danne små strukturer. I prinsippet kan vi bruke denne effekten til å måle nøytrinomassene ved å studere den statistiske fordelingen av masseklumper som galakser, galaksehoper og superhoper. Flere store kartlegginger av hvordan galakser er fordelt i rommet er gjennomført. Observasjonene er ennå ikke nøyaktige nok til å bestemme nøytrinomassene, men de har gitt øvre grenser som er betydelig bedre enn dem vi har fra laboratorieeksperimenter. Det er fascinerende at vi kan bruke de største strukturene i universet til å si noe om massen til en av de letteste elementærpartiklene! Hvor mange nøytrinotyper finnes det? Som nevnt kjenner vi til tre ulike typer nøytrinoer: elektron-, myon-, og taunøytrinoet. Men kan det finnes flere? Spørsmålet ble et langt stykke på vei besvart på begynnelsen av 1990-tallet av eksperimentene ALEPH og DELPHI, det sistnevnte med sterke norske bidrag, ved LEP-akseleratoren på CERN. Antall nøytrinotyper påvirker måten det såkalte Z-bosonet henfaller til andre partikler på, og ved å bestemme dette svært nøyaktig, viste de to eksperimentene at det finnes tre, og bare tre typer nøytrinoer. Men, det finnes et smutthull. Eksperimentene var bare følsomme for nøytrinoer med masser mindre enn halvparten av massen til Z-bosonet. Det er tilsynelatende ingen stor begrensning, for Z-bosonet veier enormt mye mer enn det forventede området for nøytrinomasser. Et annet smutthull er at eksperimentene selvsagt bare kunne ta med nøytrinoer som vekselvirker med Z-bosonet, det vil si de som føler den svake kjernekraften. Det gjør alle de tre kjente nøytrinotypene, og igjen virker ikke dette som det helt store smutthullet. Men det er altså i teorien plass til flere typer nøytrinoer. Hvis de er svært tunge, eller ikke føler den svake kjernekraften, eller begge deler, omgås resultatene fra ALEPH og DELPHI.

8 334 Det Norske Videnskaps-Akademi Årbok 2012 Blant teoretikere er det en del interesse for nøytrinoer som ikke deltar i den svake kjernekraften, såkalte sterile nøytrinoer. Hvis de er svært tunge, kan de blant annet bidra til å forklare hvorfor de tre nøytrinotypene vi kjenner, er så mye lettere enn andre partikler i Standardmodellen. I løpet av de siste årene er det kommet noen vage hint om at sterile nøytrinoer kanskje finnes, men da er de i så fall lette. Som nevnt er nøytrinoene med på å bestemme universets ekspansjonsrate i de første årene av dets historie. Og jo flere lette nøytrinotyper som finnes, desto høyere var ekspansjonsraten. Dersom lette sterile nøytrinoer finnes, vil det føre til at universet utvidet seg raskere i den strålingsdominerte fasen enn Standardmodellen forutsier. Ekspansjonsraten har imidlertid betydning for mengdeforholdet mellom de to letteste atomkjernene, hydrogen og helium. Helium, samt noen få andre litt tyngre kjerner, ble nemlig dannet ved fusjon i en periode fra universet var noen sekunder til noen minutter gammelt. Jo raskere universet utvidet seg, desto tidligere ble temperaturen for lav til at fusjon av lette atomkjerner til tyngre ikke kunne finne sted. For mengdeforholdet mellom helium og hydrogen er imidlertid den viktigste effekten av ekspansjonsraten at raskere ekspansjon ville ha betydd at færre nøytroner rakk å henfalle til protoner før de ble fanget inn i heliumkjerner. Flere nøytrinotyper enn Standardmodellens tre gir seg derfor utslag i en større andel helium relativt til hydrogen enn forventet. Det er ikke helt uproblematisk å måle dette mengdeforholdet, men det lar seg gjøre, for eksempel ved å studere skyer av gass ved svært store avstander. Store avstander i rom betyr også store avstander i tid. De fjerneste gasskyene ser vi ved en epoke da lite dannelse av stjerner hadde foregått. Observasjonene stemmer ganske godt med Standardmodellens forutsigelser, men åpner imidlertid for at det kan finnes så mye som fire typer nøytrinoer, hvorav altså ett da må være sterilt. De siste årene er det kommet noen interessante indisier fra eksperimenter som kartlegger nøytrinooscillasjoner i større detalj. I noen av disse ser man resultater som ikke kan forklares med de tre kjente nøytrinotypene fordi massedifferensen som styrer oscillasjonene er større enn de kjente. Ett eller to ekstra, sterile nøytrinoer kan forklare resultatene. Men det skal legges til at resultatene ikke er svært signifikante, og at andre eksperimenter ser resultater med tilsvarende statistisk signifikans, resultater som er konsistente med tre nøytrinoer, men ikke flere. Situasjonen er altså for øyeblikket uklar. Det gjør det interessant å stille følgende spørsmål: Hvordan vil ett eller to ekstra, lette og sterile nøytrinoer forandre universets historie?

9 Nøytrinoner og universet 335 Universets alder og sterile nøytrinoer Sammen med Jostein Riiser Kristiansen ved Høyskolen i Oslo og Akershus forsøkte jeg å besvare dette spørsmålet. Dette ble gjort ved å ta utgangspunkt i en rekke observasjoner av ting som for eksempel storskalastrukturer i universet og egenskapene til den kosmiske mikrobølgebakgrunnen. Vi tok utgangspunkt i den aksepterte kosmologiske modellen, som har parametere som universets ekspansjonsrate i dag, tettheten av mørk materie, tettheten av mørk energi, antall nøytrinotyper, og så videre. Vi fant så de statistisk foretrukne områdene for de ulike parametrene, gitt at vi ønsker best mulig tilpasning til dataene. Dette ble gjort for både tre, fire, og fem typer nøytrinoer. Noen av resultatene er vist i figur 1. Figur 1: Statistisk foretrukne verdier for noen utvalgte parametere i den kosmologiske modellen omtalt i teksten. De røde, heltrukne kurvene er for tre nøytrinoer, de blå stiplede for fire, og de svarte, prikkete kurvene er for fem.

10 336 Det Norske Videnskaps-Akademi Årbok 2012 Størrelsen n s brukes for å beskrive hvordan de opprinnelige ujevnhetene i massefordelingen fordelte seg som funksjon av lengdeskala. Ω DE er tettheten av mørk energi, H 0 er den berømte Hubblekonstanten, universets ekspansjonsrate i dag. Ω k måler avviket fra et univers med flat romlig geometri, mens w beskriver hvordan trykket til den mørke energien henger sammen med tettheten. Det er verdt å merke seg at de foretrukne områdene for alle disse parametrene avhenger av antall nøytrinoer. Alderen, det første panelet i den midterste linjen, er en størrelse som regnes ut basert på de andre parametrene. Spesielt viktig for å bestemme denne er Hubblekonstanten. Vi ser at for alderen er utslagene svær signifikante. Med to ekstra sterile nøytrinoer er det nesten ikke noe overlapp med kurven for tre nøytrinoer, og universets foretrukne alder målt i milliarder år synker fra rundt 13.7 til omtrent Små og tilsynelatende ubetydelige partikler som nøytrinoer fører til betydelige endringer i universets alder! Fremtiden Vi vet ikke hvor mange nøytrinoer som finnes, og vi vet ikke hvor store massene deres er. Begge deler er av betydning for vår forståelse av elementærpartiklene, men også, som vi har sett, for vårt kjennskap til universets historie. Eksperimenter som skal forsøke å måle nøytrinomassene via beta-henfall eller nøytrinoløst dobbelt beta-henfall er under planlegging og bygging. Men i nærmeste fremtid er det eneste vi kan vente fra slike eksperimenter bedre øvre grenser for nøytrinomassene. Noen oscillasjonseksperimenter foretrekker ett eller to sterile nøytrinoer, andre stemmer best med de tre typene vi allerede kjenner. Men ingen eksperimenter har høy nok statistisk signifikans i resultatene til at vi kan trekke sikre konklusjoner. Også her planlegges og konstrueres nye eksperimenter, og det er lov å håpe på klarere resultater innen få år. Fra kosmologiens side er det mange observasjonelle prosjekter på vei som vil kaste lys over spørsmålet om nøytrinoenes masse og antall. Av spesiell interesse for det norske kosmologimiljøet er romteleskopet Euclid som ESA skal sende opp i Der vil vi delta med all den tyngde vi har. Euclid har som hovedmål å bestemme egenskapene til den mørke energien, og den skal gjøre det blant annet ved å kartlegge den romlige fordelingen til flere titalls millioner galakser. Disse observasjonene kan, i kombinasjon med andre målinger, også brukes til å si noe om antall nøytrinotyper og

11 Nøytrinoner og universet 337 deres masser. Optimistiske anslag tilsier at Euclid vil være følsom for masser ned mot den nedre grensen satt av oscillasjonseksperimentene. Dersom Euclid lykkes med å avgjøre spørsmålene om nøytrinoenes masse og antall, vil det ikke bare være en teknisk og vitenskapelig triumf, men også en fantastisk illustrasjon av hvordan det minste henger sammen med det største. Og vi vil da også få vite om universets alder er 12.5 eller 13.7 milliarder år.