Etwa anderthalb Kilometer unter der Erde, in der Homestake-Goldmine im amerikanischen Bundesstaat South Dakota, stand in den 1960er Jahren ein ungewöhnlicher Behälter. Der zylindrische Tank enthielt rund 390.000 Liter Tetrachlorethylen, eine Flüssigkeit, die unter anderem zur chemischen Reinigung von Kleidung verwendet wurde.

Der Physiker Raymond Davis und seine Kollegen wollten damit eine der wichtigsten Vorhersagen der Sonnenphysik überprüfen.

Nach den damals etablierten Modellen entsteht die Energie der Sonne durch Kernfusion. In ihrem Inneren verschmelzen Wasserstoffkerne in mehreren Reaktionsschritten zu Helium. Dabei wird Energie frei, die schließlich als Strahlung ins All gelangt. Einige der Reaktionen erzeugen außerdem Neutrinos, elektrisch neutrale Elementarteilchen, die nur äußerst selten mit gewöhnlicher Materie wechselwirken.

Das macht sie zu außergewöhnlichen Boten aus dem Sonneninneren. Während die bei der Kernfusion freigesetzte Energie in Form von Strahlung einen langen Weg durch das Sonnenplasma zurücklegt, können Neutrinos den dichten Kern nahezu ungehindert verlassen.

Sie gelangen bis zur Erde und durchdringen dort unablässig Gestein, Wasser und menschliche Körper. Dass ein einzelnes Neutrino mit einem Atom reagiert, ist jedoch sehr unwahrscheinlich. Ein Detektor muss deshalb gewaltige Mengen geeigneter Materie bereitstellen, um überhaupt einige wenige Ereignisse erfassen zu können.

Davis nutzte dafür eine Reaktion, die der Physiker John Bahcall theoretisch untersucht hatte. Trifft ein ausreichend energiereiches Elektronneutrino auf den Kern eines Chlor-37-Atoms, kann daraus ein radioaktiver Argon-37-Kern entstehen.

Die Idee war einfach, ihre technische Umsetzung außerordentlich schwierig: Die Forscher mussten aus Hunderttausenden Litern Flüssigkeit winzige Mengen neu entstandenen Argons gewinnen und dessen radioaktiven Zerfall nachweisen.

Tatsächlich würden selbst bei einem erfolgreich funktionierenden Experiment nur wenige solche Atome pro Tag entstehen.

Die Goldmine bot einen wesentlichen Vorteil. Das darüberliegende Gestein schirmte einen großen Teil der kosmischen Strahlung ab, die andernfalls zusätzliche Reaktionen im Detektor verursachen und das äußerst schwache Neutrinosignal überdecken konnte.

Die Arbeitsgruppe entwickelte ein Verfahren, bei dem Helium durch die Flüssigkeit geleitet wurde, um die entstandenen Argonatome herauszulösen. Anschließend wurden sie in empfindlichen Zählgeräten untersucht.

Davis hatte damit ein Instrument gebaut, das Vorgänge im Sonnenkern erfassen sollte, ohne dass der Detektor selbst die Sonne sehen musste.

1968 veröffentlichten Raymond Davis, Don Harmer und Kenneth Hoffman ihre ersten Ergebnisse in Physical Review Letters. Die Arbeit trug den Titel Search for Neutrinos from the Sun.

Die Forscher hatten weniger nachweisbare Reaktionen gefunden, als die damaligen Sonnenmodelle erwarten ließen. Die erste Veröffentlichung formulierte zunächst eine obere Grenze für den gemessenen Neutrinofluss. Mit fortgesetzten Messungen erhärtete sich der Befund: Das Homestake-Experiment registrierte dauerhaft deutlich weniger solare Elektronneutrinos als berechnet.

In der späteren Auswertung über viele Jahre lag die gemessene Reaktionsrate ungefähr bei einem Drittel des nach damaligen Standardmodellen erwarteten Wertes.

Damit begann das sogenannte solare Neutrinoproblem.

Wo lag der Fehler?

Eine Möglichkeit war, dass der Detektor nicht alle entstandenen Argonatome zuverlässig erfasste oder eine bislang unbekannte systematische Fehlerquelle die Messungen beeinflusste.

Davis und seine Kollegen überprüften ihre Verfahren, untersuchten Hintergrundreaktionen und versuchten sicherzustellen, dass die aufwendige Extraktion des Argons tatsächlich funktionierte.

Eine zweite Möglichkeit betraf die Sonne selbst.

Die Vorhersage des Neutrinoflusses hing von theoretischen Berechnungen ab. Wissenschaftler mussten berücksichtigen, welche Temperaturen und Dichten im Sonneninneren herrschten, wie häufig bestimmte Kernreaktionen abliefen und mit welcher Wahrscheinlichkeit die dabei entstehenden Neutrinos im Detektor eine Reaktion auslösen konnten.

Vor allem die Produktion bestimmter hochenergetischer Neutrinos reagiert empfindlich auf Veränderungen der Temperatur im Sonnenkern. Vergleichsweise kleine Änderungen der Modellannahmen konnten deshalb große Unterschiede für die erwartete Messrate verursachen.

Es war keineswegs unvernünftig, zunächst die Sonnenmodelle oder die ungewöhnliche Messtechnik zu hinterfragen.

Daneben gab es eine dritte Möglichkeit, die an den Grundlagen der Teilchenphysik ansetzte.

Neutrinos waren damals nur teilweise verstanden. Bekannt war bereits, dass es unterschiedliche Typen gibt. Der sowjetische Physiker Bruno Pontecorvo hatte schon früher Überlegungen angestellt, nach denen sich Neutrinos zwischen verschiedenen Zuständen umwandeln könnten. In den 1960er Jahren wurden solche Ideen weiterentwickelt.

Falls sich die in der Sonne erzeugten Elektronneutrinos auf dem Weg zur Erde veränderten, könnte Davis' Experiment einen großen Teil übersehen. Sein Chlordetektor war nämlich nur für Elektronneutrinos oberhalb einer bestimmten Energieschwelle empfindlich.

Eine solche Erklärung verlangte jedoch Eigenschaften der Neutrinos, die über das damals gebräuchliche Standardmodell der Teilchenphysik hinausgingen.

Die Ergebnisse allein konnten zwischen diesen Möglichkeiten nicht entscheiden.

Das Problem blieb bestehen. Ende der 1970er Jahre war längst erkennbar, dass es sich nicht einfach um eine einzelne missglückte Messung handelte. Trotzdem fehlte eine unabhängige experimentelle Methode, die den Widerspruch aufklären konnte.

Ein neuer Detektor sollte daran etwas ändern.

In Japan war das Kamiokande-Experiment ursprünglich entwickelt worden, um nach dem hypothetischen Zerfall von Protonen zu suchen. Das unterirdische Instrument nutzte einen großen Wassertank, dessen Wände mit empfindlichen Lichtsensoren bestückt waren.

Wenn ein Neutrino mit einem Elektron im Wasser wechselwirkte, konnte das Elektron ein schwaches Lichtsignal erzeugen. Dieses sogenannte Tscherenkow-Licht ließ sich mit den Sensoren registrieren.

Nach technischen Verbesserungen konnte Kamiokande auch hochenergetische Neutrinos aus der Sonne nachweisen.

Die entscheidende Neuerung gegenüber Davis' Experiment bestand darin, dass einzelne Ereignisse praktisch in Echtzeit beobachtet werden konnten. Aus der Richtung der herausgeschleuderten Elektronen ließ sich außerdem statistisch rekonstruieren, aus welcher Richtung die Neutrinos gekommen waren.

Die Daten zeigten eine deutliche Häufung in Richtung der Sonne.

Damit war nachgewiesen, dass tatsächlich Sonnenneutrinos den Detektor erreichten. 1989 veröffentlichte die Kamiokande-Kollaboration ihre Ergebnisse: Der gemessene Fluss betrug bei der verwendeten theoretischen Vorhersage ungefähr 46 Prozent des erwarteten Wertes.

Auch dieses Experiment fand also weniger Neutrinos als vorausgesagt.

Die beiden Detektoren nutzten unterschiedliche Materialien und Messverfahren. Dass beide eine Abweichung fanden, erschwerte es zunehmend, das Problem allein durch einen unbeachteten Fehler im Chlorexperiment zu erklären.

Die Größe der Abweichung war allerdings nicht direkt gleichzusetzen. Homestake und Kamiokande erfassten unterschiedliche Ausschnitte des solaren Neutrinospektrums und reagierten auf unterschiedliche Weise auf die Teilchen.

In den frühen 1990er Jahren kamen zwei weitere wichtige Experimente hinzu: SAGE in Russland und GALLEX im italienischen Gran-Sasso-Labor.

Sie nutzten Gallium, das durch Neutrinoeinfang in Germanium umgewandelt werden kann. Diese Reaktion besitzt eine niedrigere Energieschwelle als die Chlorreaktion. Damit konnten die Forscher auch einen großen Teil jener energiearmen Neutrinos erfassen, die in der häufigsten Fusionsreaktionskette der Sonne entstehen.

Die ersten Ergebnisse und späteren Langzeitmessungen lieferten zusätzliche Informationen über den Neutrinofluss. Sie zeigten, dass der beobachtete Mangel nicht auf den vom Homestake-Experiment allein erfassten Energiebereich beschränkt war.

Die Kombination der verschiedenen Messungen wurde für einfache Änderungen der Sonnenmodelle zunehmend schwer zu erklären. Allerdings waren die theoretischen und experimentellen Unsicherheiten weiterhin Gegenstand intensiver Forschung.

Mitte der 1990er Jahre existierte damit ein bemerkenswerter Befund: Mehrere unabhängige Experimente bestätigten, dass die gemessenen Neutrinosignale nicht den ursprünglichen Erwartungen entsprachen. Was diese Abweichung verursachte, war weiterhin ungeklärt.

Ein neuer Detektor in Kanada

Die entscheidende Untersuchung begann in einer Nickelmine nahe der kanadischen Stadt Sudbury.

Rund zwei Kilometer unter der Erdoberfläche errichtete eine internationale Forschungsgruppe das Sudbury Neutrino Observatory, kurz SNO.

Im Zentrum des Detektors befand sich eine große Acrylkugel mit etwa tausend Tonnen schwerem Wasser. Schweres Wasser unterscheidet sich von gewöhnlichem Wasser dadurch, dass seine Wasserstoffatome überwiegend Deuterium enthalten. Dessen Atomkern besteht aus einem Proton und einem Neutron.

Für die Neutrinoforschung bot das einen besonderen Vorteil.

SNO konnte mehrere unterschiedliche Reaktionen nachweisen.

Bei einer davon reagierte ein Elektronneutrino mit einem Deuteriumkern. Diese Reaktion lieferte gezielt Informationen über Elektronneutrinos.

Eine zweite Reaktion, die sogenannte Neutralstromreaktion, war dagegen für alle drei bekannten aktiven Neutrinotypen empfindlich: Elektron-, Myon- und Tau-Neutrinos.

Dadurch ließen sich zwei zuvor schwer zu trennende Fragen experimentell untersuchen. Wie viele Elektronneutrinos erreichten die Erde? Und wie viele Neutrinos der drei Typen kamen insgesamt an?

Wenn die Sonne tatsächlich zu wenige Neutrinos erzeugte, müsste auch die Gesamtzahl entsprechend niedrig sein. Falls hingegen ein Teil der ursprünglich erzeugten Elektronneutrinos unterwegs seinen Typ änderte, sollte ein Detektor, der alle drei Typen erfassen konnte, einen höheren Gesamtfluss feststellen.

Im Juni 2001 wurde ein erster entscheidender Vergleich veröffentlicht.

SNO bestimmte die Elektronneutrino-Komponente, während das japanische Super-Kamiokande-Experiment mithilfe der Streuung an Elektronen eine teilweise auch für andere Neutrinotypen empfindliche Messung durchführte.

Der Vergleich zeigte einen statistisch signifikanten Unterschied. Daraus ergaben sich starke Hinweise darauf, dass die Sonne auch Neutrinos lieferte, die bei ihrer Entstehung noch Elektronneutrinos gewesen waren, auf der Erde aber einem anderen Typ angehörten.

Diese Schlussfolgerung benötigte keine genaue Vorhersage des gesamten Neutrinoflusses durch ein Sonnenmodell.

2002 folgte der noch aussagekräftigere Nachweis.

Die SNO-Kollaboration veröffentlichte Messungen der Neutralstromreaktion. Damit konnte sie die Beiträge der verschiedenen aktiven Neutrinotypen wesentlich direkter bestimmen.

Für den untersuchten hochenergetischen Anteil des solaren Neutrinoflusses ergaben sich folgende Werte:

SNO-Messergebnisse von 2002: Elektronneutrinos 1,76; Gesamtfluss aller aktiven Typen 5,09. Beide Werte in Millionen Teilchen pro Quadratzentimeter und Sekunde.

Die Elektronneutrinos machten in dieser Messung nur ungefähr ein Drittel des Gesamtflusses aus. Der Unterschied war deutlich größer als die experimentellen Unsicherheiten.

Gerundete Zentralwerte aus der SNO-Originalveröffentlichung von 2002, unter den dort genannten Annahmen über das Bor-8-Neutrinospektrum.

Der Gesamtfluss stimmte innerhalb der Mess- und Modellunsicherheiten mit den Berechnungen für die Sonne überein.

Damit hatte sich das Rätsel entscheidend verändert.

Die Forscher mussten nicht länger erklären, weshalb die Sonne möglicherweise nur einen Teil der erwarteten Neutrinos produzierte. Die neuen Messungen zeigten, dass der wesentliche Teil des vermeintlichen Mangels durch die Umwandlung von Elektronneutrinos in andere Neutrinotypen zu erklären war.

Die Teilchen hatten ihren Typ verändert.

Was mit den Neutrinos geschieht

Elektron-, Myon- und Tau-Neutrinos sind drei sogenannte Flavour-Zustände eines Neutrinos. Diese Zustände sind quantenmechanisch mit Zuständen unterschiedlicher Masse verknüpft.

Ein Neutrino, das bei einer Kernreaktion als Elektronneutrino entsteht, muss deshalb nicht bei jeder späteren Messung wieder als Elektronneutrino nachgewiesen werden. Während es sich ausbreitet, verändert sich das Verhältnis der quantenmechanischen Anteile, aus denen sich seine möglichen Zustände zusammensetzen.

Dadurch ändern sich die Wahrscheinlichkeiten, mit denen es bei einer Messung als einer der drei Neutrinotypen erscheint. Diesen Vorgang bezeichnet man als Neutrinooszillation.

Bei Sonnenneutrinos ist zudem die Wechselwirkung mit der Materie im Inneren der Sonne wichtig. Sie kann die Umwandlungswahrscheinlichkeiten stark beeinflussen. Der entsprechende Mechanismus wird nach Stanislaw Mikheyev, Alexei Smirnov und Lincoln Wolfenstein als MSW-Effekt bezeichnet.

Die Erklärung erforderte eine Korrektur der bisherigen Teilchenphysik: Neutrinooszillationen setzen Unterschiede zwischen den Massenquadraten der Neutrinozustände voraus. Die beobachteten Oszillationen erfordern, dass mindestens zwei der drei Massenzustände eine von null verschiedene Masse besitzen. In der ursprünglichen Form des Standardmodells wurden Neutrinos dagegen als masselos angenommen.

Die entscheidende Beobachtung war allerdings bereits mit den SNO-Daten gemacht worden. Die verschiedenen Detektoren hatten unterschiedliche Teile desselben physikalischen Vorgangs gemessen. Erst ihr Zusammenspiel machte den Zusammenhang deutlich.

Weitere Experimente bestätigten und verfeinerten die Erklärung.

Besonders wichtig wurde KamLAND in Japan. Das Experiment beobachtete Antineutrinos aus Kernreaktoren und fand ebenfalls einen Fluss, der mit Neutrinooszillationen vereinbar war. Die ersten Ergebnisse wurden Ende 2002 bekannt gegeben und im Januar 2003 veröffentlicht. Sie stützten unabhängig die Parameterregion, die auch die Sonnenneutrino-Messungen erklärte.

Spätere Messungen von Borexino und anderen Experimenten untersuchten weitere Energiebereiche und lieferten zusätzliche Bestätigungen.

Für die Erforschung der Neutrinos erhielten Raymond Davis und Masatoshi Koshiba 2002 den Nobelpreis für Physik, gemeinsam mit Riccardo Giacconi, der für Arbeiten zur kosmischen Röntgenstrahlung ausgezeichnet wurde. 2015 wurde die Entdeckung der Neutrinooszillationen mit dem Physiknobelpreis für Takaaki Kajita und Arthur B. McDonald gewürdigt.

Die ursprünglich vermissten Teilchen waren damit nicht einfach nachträglich in einem einzelnen Experiment wiedergefunden worden. Mehrere Jahrzehnte Forschung hatten gezeigt, welche Neutrinotypen die verschiedenen Instrumente erfassen konnten und warum ihre Messergebnisse voneinander abwichen.

Das Homestake-Experiment war 1994 beendet worden, Jahre vor der entscheidenden SNO-Messung. Sein lange rätselhaftes Ergebnis blieb dennoch eine der Grundlagen für die Entdeckung einer bislang unbekannten Eigenschaft der Neutrinos.