EIN SCHWACHER HINWEIS AUF DIE NEUTRINOS ALLER VERGANGENEN SUPERNOVAE

Mehrmals pro Sekunde kollabiert irgendwo im beobachtbaren Universum der Kern eines Sterns. Jeder Kollaps dürfte eine gewaltige Energiemenge freisetzen, rund 10⁵³ erg (10⁴⁶ Joule), davon etwa 99 % von Neutrinos fortgetragen, nahezu masselosen Teilchen, die fast jede Materie durchdringen. Doch Neutrinoschauer von nahen Supernovae treffen nur einige Male pro Jahrhundert ein. Seit den 24 Neutrinos, die von der Supernova SN 1987A eingefangen wurden, ist es ein zentrales Ziel der Neutrinoastronomie, erneut Supernova-Neutrinos zu erwischen.

Die Summe aller Kollapse, seit Sterne entstehen

Es gibt einen anderen Zugang. Addiert man die Neutrinos aller Kernkollapse seit Beginn der Sternentstehung, erhält man den diffusen Supernova-Neutrino-Hintergrund (DSNB): einen stetigen Fluss, der gleichmäßig aus allen Richtungen eintrifft. Sein Spektrum – wie viele Neutrinos bei welcher Energie – würde etwas darüber verraten, wie Sterne kollabieren, welcher Anteil der Kollapse Schwarze Löcher bildet und wie sich die Chemie der Galaxien entwickelt hat.

Es gibt viele Vorhersagen. Suchen liefen in Wasser- und Flüssigszintillator-Detektoren, doch bisher hatte keine einen signifikanten Überschuss gefunden, und auch diese liefert, wie unten gezeigt, nur einen Hinweis.

Ein Lichtblitz, dann ein Neutron

Ein Kollaps sendet jede Art von Neutrino aus. Die meisten Suchen, auch diese, zielen auf eine davon, das Elektron-Antineutrino (ν̄e), über eine Reaktion an einem Proton:

ν̄e + p → e⁺ + n

Das Proton wird zu einem Positron (e⁺, einem positiv geladenen Elektron) und einem Neutron. Im hier relevanten Energiebereich, etwa 10 bis 30 MeV (Millionen Elektronenvolt), ist diese Reaktion rund hundertmal wahrscheinlicher als ein Neutrino, das an einem Elektron abprallt.

Super-Kamiokande (SK) ist ein riesiger, von Lichtsensoren überwachter Wassertank in der Kamioka-Mine in Gifu, Japan; die Analyse nutzt 22,5 Kilotonnen seines Wassers. Ein schnelles geladenes Teilchen, das das Wasser durchquert, sendet einen schwachen Lichtkegel aus, das sogenannte Tscherenkow-Licht: Den des Positrons zeichnen Photomultiplier (die Lichtsensoren) auf. Das Neutron wird etwas später von einem Atomkern eingefangen, der einen zweiten, schwächeren Lichtblitz freisetzt: nach etwa 200 Mikrosekunden in reinem Wasser, nach etwa 60, sobald darin Gadolinium, ein Metall, das Neutronen weit bereitwilliger einfängt, zu einem Anteil von 0,033 % gelöst ist. Den Blitz und danach den Einfang zu sehen – die „Neutronenmarkierung“ (neutron tagging) – ist wichtig, denn das erwartete Signal beträgt nur wenige Ereignisse pro Jahr.

5.003 Tage in sechs Phasen

Die Daten reichen von Oktober 2008 bis März 2026: 5.003,0 Tage Aufzeichnung in sechs Phasen. Die ersten beiden nutzten reines Wasser. Dann wurde Gadoliniumsulfat darin gelöst: 13 Tonnen, dann weitere 26,1 Tonnen, was den Anteil der vom Gadolinium eingefangenen Neutronen von 50 % auf 75 % steigerte. Der Anteil markierter Neutronen stieg mit: 10–30 % in reinem Wasser, 60–70 % bei der höchsten Konzentration. Im Oktober 2023 ließ ein Ausfall der Spulen, die das Erdmagnetfeld rund um den Detektor kompensieren, einige Sensoren 191,8 Tage lang schwächer werden, bis zur Reparatur.

Kandidatenereignisse, die sich über die sechs Phasen ansammeln: insgesamt (blau), mit genau einem markierten Neutron (rot) oder nicht (grün); die rote Linie wird nach den Gadolinium-Beladungen steiler. — Abbildung 4, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

Hochstapler, eine Million Mal häufiger

Myonen der kosmischen Strahlung (schwerere Verwandte des Elektrons, die entstehen, wenn kosmische Strahlung auf die obere Atmosphäre trifft) zerschlagen Sauerstoffkerne im Wasser zu radioaktiven Isotopen, deren Zerfälle das erwartete Signal unterhalb von etwa 20 MeV um bis zu eine Million zu eins übertreffen. Die meisten senden kein Neutron aus, also beseitigt die Forderung nach einem Neutron sie. Lithium-9 ist die Ausnahme: Es zerfällt in ein Elektron und ein Neutron, eine perfekte Kopie des Signals (Halbwertszeit: 0,178 Sekunden).

Atmosphärische Neutrinos sind die andere Falle. Manche schlagen ein Neutron aus einem Kern und setzen Gammastrahlen frei, was das Paar aus Blitz und Neutron vortäuscht. Andere erzeugen ein Myon, das innerhalb von Mikrosekunden in ein Elektron zerfällt; zusammen mit einem Neutron ahmt auch dieses Paar das Signal nach. Die neue Analyse ergänzt:

• einen Filter auf Basis von maschinellem Lernen gegen diese Gammastrahlen-Hochstapler, der 89 % des echten Signals behält statt 79 % und die verbleibenden Hochstapler halbiert, von 10 % auf 5 %;
• eine Methode, das Zerfallselektron eines Myons von einem Gadolinium-Einfang zu unterscheiden, statt Ereignisse zu verwerfen, was früher etwa 10 % des Signals kostete;
• engere Unsicherheiten: 45 % statt 70 % bei der Rate dieser atmosphärischen Ereignisse, 30 % statt 50 % beim verbleibenden Lithium-9.

Eine Entscheidung geht in die andere Richtung. In den Jahren mit reinem Wasser fand die Anpassung unter den Ereignissen ohne genau ein markiertes Neutron einen zusätzlichen Beitrag bei gemessenen Energien zwischen 15,5 und 21,5 MeV, etwa so groß wie das dort erwartete Supernova-Signal – höchstwahrscheinlich, so die Autoren, übrig gebliebene Trümmer der kosmischen Strahlung, die ihr Modell nicht erfasst. Sie hoben die Schwelle für diese Ereignisse in jeder Phase auf 21,5 MeV an und senkten sie für Ereignisse mit genau einem markierten Neutron von 15,5 auf 11,5 MeV. Zusammen kosten die beiden Änderungen 13,9 % des erwarteten Signals.

Was 2,6 Sigma aussagt und was nicht

Die abschließende Anpassung bündelt alle Phasen, sechs Datenbereiche und sieben Bestandteile: das Signal plus sechs Untergründe. Mit einem Referenzmodell für die Form des Signals (Horiuchi und Kollegen, 2009):

• bester Fluss: 3,6 (+1,6/−1,5) Antineutrinos pro Quadratzentimeter und Sekunde oberhalb von 13,3 MeV, also 4,8 (+2,2/−2,0) Ereignisse pro Jahr in SK;
• Signifikanz: 2,6 Sigma;
• Gadolinium-Phasen allein (1.653,7 Tage): 2,2 Sigma; Reinwasser-Phasen allein (3.349,3 Tage): 1,4 Sigma – die weit bessere Neutronenmarkierung des Gadoliniums wiegt seine kürzere Laufzeit auf;
• zwei andere Signalformen ergeben 2,7 und 2,6 Sigma;
• der Fluss liegt nahe dem oberen Ende des Bereichs von 2,1 bis 3,9, den das Referenzmodell vorhersagt.

Was bedeutet 2,6 Sigma? Würde SK nur Untergrund aufzeichnen, ganz ohne Supernova-Neutrinos, wären Daten wie diese unwahrscheinlich: Die Autoren verwerfen diese Hypothese „nichts als Untergrund“ mit einem Konfidenzniveau von 99,5 %. Deshalb sprechen sie von einem Hinweis – in ihren Worten dem ersten für dieses Signal – und nicht von einer Beobachtung.

Wie schlecht jeder Fluss zu den Daten passt (schwarz: alle Phasen; gestrichelt: jede Phase allein): Die Kurve erreicht ihr Minimum nahe 3,6, und bei Fluss null steigt sie zwischen die 2-Sigma- und die 3-Sigma-Linie. — Abbildung 5, Abe et al. (2026), arXiv:2610.35619.

Eine gröbere Zählung, eine schwächere Spannung

Eine Gegenprobe, die keine Form für das Signal annimmt – sie zählt einfach Kandidaten mit einem markierten Neutron zwischen 13,3 und 31,3 MeV gegen den erwarteten Untergrund –, ergibt eine Spannung von nur 1,8 Sigma. Und oberhalb von 17,3 MeV stimmt der neue Fluss, 1,8 (+0,8/−0,7) pro Quadratzentimeter und Sekunde, innerhalb seiner Unsicherheiten mit den 1,4 (+1,5/−1,2) überein, die die vorherige Suche der Kollaboration allein mit Gadolinium-Daten ergeben hatte.