De bouwstenen van de schepping

Een zoektocht naar het allerkleinste

[p. 172]

18 Neutrino's wegen

Langere tijd zijn we ervan uitgegaan dat neutrino's geen massa hebben. Dit was in feite een van de pilaren waarop het succes van onze zwakke-interactietheorie was gebaseerd. Als je aanneemt dat neutrino's geen massa hebben dan heb je alleen maar linksdraaiende neutrino's nodig. Rechtsdraaiende neutrino's komen gewoon niet voor (antineutrino's daarentegen draaien dan alleen rechtsom, niet linksom). Van wiskundig oogpunt bezien is dat prachtig, maar je kunt het toch wat onesthetisch vinden. Immers, hun ‘generatiegenoten’, de quarks, kunnen wel rechtsom draaien. We zeggen dat de quarks een rechtsdraaiende component hebben. Stel nu eens dat de neutrino's ook rechtsdraaiende componenten hebben. Omdat hun draaibeweging niet meer gekoppeld hoeft te zijn aan hun bewegingsrichting mogen de neutrino's in dat geval wel een massa hebben. (De wiskundige reden voor dit verband tussen draaiing en massa, dat ik al eerder heb genoemd, is niet zo gemakkelijk uiteen te zetten.)

Tot voor kort deden de neutrino's zich aan ons voor alsof ze strikt massaloos zijn. Het lijkt alsof ze zich met precies de lichtsnelheid voortbewegen. Maar er is een grens aan onze meetnauwkeurigheid. Als de neutrino's heel licht zouden zijn, bijvoorbeeld slechts een honderdduizendste van de massa van het elektron, zouden wij het verschil met een strikt massaloos neutrino in het laboratorium nooit kunnen opmerken. Maar, zoals ik zei, dan heb je wel een rechtshandige component voor de neutrino's nodig. Rechtshandige neutrino's zouden nog duizenden malen moeilijker te detecteren zijn dan gewone neutrino's.

Op dit punt nu komen de sterrenkundigen ons te hulp. Dat is niet de eerste keer en ook niet de laatste dat de sterrenkundigen ons iets wezenlijks vertellen over de elementaire deeltjes. Bijvoorbeeld: door de neutrale-stroominteracties (de zwakke

[p. 173]

krachten die van het Z^o afkomstig waren) werden neutrino's ineens een essentiële schakel in de supernova-explosie van een ster. Toen men nog niets wist van de neutrale stroom dacht men dat bij zo'n explosie neutrino's ontstaan die de ster ongehinderd kunnen verlaten. Nu echter weten we dat deze tegen de buitenste schil van een ster opbotsen en die met kracht wegblazen. Deze nieuwe supernovatheorie, die veel beter met de waarnemingen overeenstemde, ondersteunde de neutrale-stroom-hypothese.

De sterrenkundigen wijzen ons nu al sinds de jaren zeventig op een kleine maar hardnekkige discrepantie in hún standaardmodel: de theorie voor het inwendige van de zon. De zon is een reusachtige kernreactor. Doordat ze zo dicht bij ons staat (in vergelijking met alle andere sterren) kan men er heel veel metingen aan verrichten. Deze metingen verschaffen ons de chemische samenstelling, massa en temperatuur van de zon. Veel van de kernreacties die zich in de zon voordoen, kan men in het laboratorium nabootsen. Andere kunnen met grote precisie worden doorgerekend. Slechts enkele reacties zijn minder nauwkeurig bekend. Uit metingen aan onder andere meteorieten kan men bovendien afleiden wat de samenstelling van de materie was toen de zon ontstond. En zo kon men een model construeren van onze zon.

Het zonnemodel klopt heel goed. Ook veel andere sterren in het heelal kan men met dezelfde technieken beschrijven. Het zonnemodel vertelt ons duidelijk en precies wat de temperatuur en dichtheid diep in het inwendige van de zon zijn. Een fantastische manier om het model te checken is door trillingen in de zon, ‘zonnebevingen’, te registreren. Men stelt variaties vast in de zonnediameter, die erop wijzen dat de oppervlakte trilt. Net als seismologen dat met de aarde doen, kan men de bevindingen in verband brengen met eigenschappen zoals dichtheid, samenstelling en temperatuur diep in het binnenste van de zon.

[p. 174]

Deze bevindingen stemmen prachtig overeen. De sterrenkundigen verzekeren ons dat het allemaal klopt. Slechts één ding klopt niet. Uit diverse kernreacties zouden ook neutrino's moeten ontstaan. Dit zijn voornamelijk neutrino's van het elektrontype (ν_e en ν̄_e) omdat de andere in combinatie met muonen en tau's zouden moeten ontstaan, en daarvoor is de energie van de deeltjes in de zon ontoereikend. Er zijn nu diverse experimenten uitgevoerd met het doel deze zonneneutrino's te registreren. Dat is uiteindelijk gelukt, maar het kostte grote moeite. We detecteren namelijk veel minder neutrino's dan verwacht. Er werden allerlei pogingen gedaan de discrepantie te begrijpen en weg te werken. Neutrino's zijn bijvoorbeeld erg gevoelig voor temperatuur. Misschien is de zonnetemperatuur een beetje lager dan verwacht? Maar hoe men ook rekende, dat kwam er niet uit; de zonnetemperatuur moest goed zijn. Een lagere temperatuur zou ook niet kloppen met de seismologische metingen. Vervolgens werden de experimenten verbeterd en werden er nieuwe methoden bedacht om meer neutrino's te meten. De onderzoekers zijn het er echter over eens: er zijn ongeveer driemaal te weinig neutrino's. Iets klopt er niet in het standaardmodel.

Wat heeft dit met de massa van het neutrino te maken? Welnu, een neutrino met massa zou overgangen kunnen maken naar andere neutrinosoorten. De situatie is enigszins vergelijkbaar met de omschrijving die ik gaf van de K-mesonen, maar nog wat ingewikkelder. Als ν_e's overgaan in ν_μ's of ν_τ's dan zouden deze geen enkel signaal achterlaten in de experimentele opstellingen, zodat het zou lijken dat er veel minder neutrino's zijn. We spreken van neutrino-oscillatie. Neutrino-oscillatie is alleen mogelijk als de neutrino's niet massaloos zijn, zoals in de oorspronkelijke versie van ons standaardmodel. Ik heb het langere tijd maar moeilijk gevonden geloof te hechten aan de neutrino-oscillatiehypothese als verklaring voor de ontbrekende zonneneutrino's. Ik had gedacht dat er maar heel weinig neutri-

[p. 175]

no's langs die weg zouden kunnen ontsnappen. Ze zouden immers even vlot weer terug kunnen draaien naar ν_e?

Maar ons theoretisch inzicht is inmiddels aanzienlijk verbeterd. In 1985 werd er een heel ingenieuze theorie geformuleerd door de Russen S. Mikheyev en A. Smirnov, die gebaseerd was op een eerder idee van cp-expert Lincoln Wolfenstein. Dit zogenaamde msw-mechanisme werkt als volgt. Terwijl neutrino's oscilleren reageren ze ook, zij het uiterst zwakjes, met de materie in de zon. Dankzij de aanwezigheid van elektronen kunnen de elektronneutrino's overgangen maken naar W-bosonen en terug, terwijl de andere neutrinosoorten alleen de Z-bosonen gebruiken kunnen. Het gevolg hiervan is dat de voortplantingssnelheid van elektronneutrino's in de zon een heel klein beetje anders is dan die van de andere neutrino's. Men rekende voor dat er tengevolge van de combinatie van deze interacties met de neutrino-oscillaties de elektronneutrino's een bijna volledige metamorfose kunnen ondergaan in bijvoorbeeld muonische of tau-neutrino's. Ik geef toe, het argument is wel een heel lange serie van berekeningen en hypotheses. Maar we nemen nu aan dat alle neutrino's massa hebben. Waarschijnlijk is het elektron-neutrino het lichtste, het muon-neutrino rond de 0,001 eV, ofwel minder dan een honderdmiljoenste van de elektronmassa. De precieze waarden kennen we nog niet. In tabel 7 is onze ruwe schatting aangegeven.

Maar er kwamen nog meer aanwijzingen. In Japan bevindt zich een zinkmijn genaamd Kamioka. 1000 meter onder de grond werd daar een deeltjesdetector gebouwd, genaamd Kamiokande. In dit apparaat bevond zich 4500 ton zeer zuiver water, met daarin duizenden uiterst gevoelige lichtsensoren, waarmee de zwakke lichtflitsjes die veroorzaakt worden door zich snel voortbewegende deeltjes konden worden gedetecteerd. De detector was ontworpen om diverse uiterst moeilijk waarneembare interactieverschijnselen tussen elementaire deeltjes op te kunnen sporen, zoals een mogelijk uiteenvallen van het

[p. 176]

proton (waarover later meer). Wat nieuw was aan deze detector is dat men niet alleen de aanwezigheid van neutrino's kon vaststellen, maar ook om welk type neutrino's het gaat, en tevens de richting kon bepalen van waaruit de neutrino's binnenkwamen. Met dit apparaat werden neutrino's gedetecteerd die afkomstig waren van de supernova-explosie die zich in 1987 voordeed ver weg in de ruimte, in de Grote Magelaanse Wolk. Metingen aan neutrino's lieten duidelijk zien dat er iets mee aan de hand was, maar om meer over de neutrino's te weten te komen, moest een groter apparaat worden gebouwd, dat Super-Kamiokande ging heten. Hierin bevond zich 50.000 ton zuiver water.

Op 1 april 1996 begon men met de waarnemingen. In de eerste plaats trof men een scherp signaal aan van de (verzwakte) neutrino's aan die vanuit de zon kwamen. Maar er is nog een bron van neutrino's. Vanuit de diepten van het heelal worden deeltjes met hoge energie (bijna uitsluitend protonen) op ons afgevuurd. Hoog in de aardatmosfeer botsen ze tegen de luchtmoleculen, en daarbij ontstaan pionen. De (zowel positief als negatief) elektrisch geladen pionen vallen alle uiteen in een muon en een mu-neutrino. We schrijven bijvoorbeeld π⁺ → μ⁺ + ν_μ. Vervolgens valt het muon uiteen in een elektron, een mu-neutrino en een elektron-neutrino: μ⁺ → e⁺ + ν_e + ν̄_μ. Alles bij elkaar verwachten we daarom twee keer zo veel mu-neutrino's als elektron-neutrino's, die ons vanuit alle hoeken zullen bereiken. Neutrino's zullen ons óók van onderaf bereiken! Zonder een centje pijn gaan namelijk de neutrino's die in Amerika in de atmosfeer ontstaan door de aarde heen, en die komen in Japan van beneden de detector binnen. Echter, en nu komt het, van deze neutrino's bleek dat de verhouding twee-op-één was verstoord! Er waren te weinig mu-neutrino's, of te veel elektron-neutrino's. Op hun weg door de aarde is er iets met deze neutrino's gebeurd. Men neemt nu aan dat er onderweg mu-neutrino's in iets anders zijn omgezet, vermoedelijk tau-neutrino's. De weg door de aarde heen is aanzienlijk korter

[p. 177]

dan de weg van de zon naar de aarde. Berekeningen laten zien dat hier waarschijnlijk het massaverschil van het mu-neutrino en het tau-neutrino een rol speelt. Al deze massa's vallen echter nog steeds in het niet, in vergelijking met die van de andere deeltjes. Het is niet vanzelfsprekend dat het tau-neutrino het zwaarste neutrino is, maar dat lijkt voor de hand te liggen. Het wachten is nu op meer neutrino-experimenten. Er zijn diverse plannen om in de grote deeltjesversnellers goed gerichte bundels neutrino's te creëren, die daarna honderden kilometers verderop in uiterst gevoelige detectoren worden opgevist. Vanuit cern, nabij Genève, kan men neutrino's sturen naar een detector genaamd Gran Sasso, die zich in een tunnel onder de Mont Blanc bevindt. Daar hoopt men dan te kunnen vaststellen hoe muon-neutrino's in tau-neutrino's kunnen overgaan. Het is van belang over verschillende afstanden bij verschillende neutrino-energiewaarden dit soort overgangen zo nauwkeurig mogelijk te meten. In het aangepaste standaardmodel komen zeker zes nieuwe parameters voor die men zo hoopt te kunnen meten. Sommige ervan zouden zelfs heel nauwkeurig vast te stellen zijn, maar andere zijn voorlopig nog niet of vrij slecht bereikbaar.

Met de rechtsdraaiende componenten voor de neutrino's erbij lijkt het standaardmodel volmaakt. De leptonen zijn nu net als de quarks. Ze hebben massa en ze kunnen in elkaar overgaan. Alleen de wijze waarop ze gevoelig zijn voor de ijkkrachten is verschillend, maar het is allemaal keurig in formule te brengen.