CAST (Akronym für ) ist ein Experiment am europäischen Kernforschungszentrum CERN, mit dem ca. 60 Wissenschaftler aus 16 Nationen nach einem neuartigen Teilchen, dem Axion, suchen. Im Juli 2003 wurde das Experiment erstmals am CERN in Betrieb genommen mit dem Ziel, bis Ende 2010 nach solaren Axionen mit einer Masse von 0 eV bis ungefähr 1,1 eV zu suchen. Das Experiment wurde mehrfach erweitert und soll langfristig vom Nachfolgeexperiment IAXO abgelöst werden.The International Axion Observatory
Detektionsprinzip Laut theoretischen Modellen sind Axione ladungsfreie Teilchen sehr geringer Masse, die nur sehr schwach mit gewöhnlicher Materie wechselwirken – eine Eigenschaft, die den experimentellen Nachweis des Axions zur Herausforderung werden lässt. Verschiedene Experimente konnten in den vergangenen 30 Jahren den erlaubten Axionmassenbereich auf 10−6 eV bis ca. 1 eV einschränken. Abhängig von ihrer tatsächlichen Masse könnten Axione einen Teil der bisher noch unbekannten Dunklen Materie erklären. Darüber hinaus können Axione in heißen und dichten Plasmen, wie zum Beispiel im Kern von Sternen, in vergleichbarer Häufigkeit wie Neutrinos durch den Primakoff-Effekt erzeugt werden.
Stellare und solare Axione Schon in den neunziger Jahren des zwanzigsten Jahrhunderts hat sich gezeigt, dass heiße und thermische stellare Plasmen sehr effiziente Axionquellen sein müssten. Der dominierende Prozess, der in nicht entarteten Plasmen zur Produktion von Axionen beiträgt, ist der sogenannte Primakoff-Effekt. Dabei wechselwirkt ein reelles Photon mit dem elektrischen Feld der geladenen Teilchen im Plasma und konvertiert in ein Axion. Die so produzierten Axionen würden wegen ihrer geringen Wechselwirkungswahrscheinlichkeit das stellare Plasma verlassen. Aus theoretischen Modellrechnungen ergibt sich, dass die Sonne wegen ihrer geringen Entfernung für einen Beobachter auf der Erde und wegen der hohen Axionproduktionsrate im Sonnenplasma, die potentiell stärkste stellare Quelle mit einer erwarteten Flussdichte solarer Axionen von
darstellt. Wobei
die auf 10−10 normierte Kopplungskonstante (Wechselwirkungsstärke) des Axions an Photonen ist. Die spektrale Energieverteilung solarer Axione ist einem thermischen Schwarzkörperspektrum mit einer mittleren Energie von 4,2 keV sehr ähnlich. Darüber hinaus werden Axione nur in einem relativ kleinen Volumen im Kern der Sonne mit hoher Effizienz erzeugt. Das Emissionsgebiet hat die Form eines kugelförmigen Volumens mit einem Radius, der in etwa 20 % des Sonnenradius entspricht. In den äußeren Schichten der Sonne wird die Primakoff-Konversion durch die dort herrschenden Plasmabedingungen stark unterdrückt. Für den Fall, dass Axione entdeckt werden, würden diese einen direkten Blick in die Fusionsgebiete der Sonne ermöglichen.
Prinzip eines Axion-Helioskops 1983 schlug Pierre Sikivie von der University of Florida ein neues revolutionäres Konzept zum Nachweis derart leichter und massenarmer solarer Axione vor, das sogenannte Axion-Helioskop-Prinzip: Wird auf der Erde ein transversales Magnetfeld auf die Sonne ausgerichtet, dann können darin theoretisch von der Sonne emittierte solare Axione in reelle Photonen umgewandelt werden. Analog zur Produktion der Axione im solaren Plasma spielt hier der Primakoff-Effekt die entscheidende Rolle. Passiert ein Axion ein transversales Magnetfeld, so kann es durch den zeitlich invertierten Primakoff-Effekt in ein reelles Photon umgewandelt werden. Da die Ausbreitungsrichtung des Axions und die Magnetfeldrichtung in einem Winkel von 90° zueinander stehen müssen, muss das Magnetfeld der Sonne nachgeführt werden. Dadurch wird eine möglichst lange Beobachtungszeit ermöglicht. Die Umwandlung eines Axions in ein reelles Photon erfolgt unter Erhaltung des Impulses und der Energie des Axions. Die Energieverteilung der Photonen, die das Magnetfeld verlassen, entspricht also der Energieverteilung der ursprünglichen solaren Axione. Diese können mit geeigneten Detektionssystemen für Röntgenstrahlung am Ende des Magnetfeldes nachgewiesen werden.
Nachweiswahrscheinlichkeit Der differenzielle Photonenfluss aus Axionkonversion, der das Magnetfeld eines Helioskops verlässt, ergibt sich aus dem Produkt der Konversionswahrscheinlichkeit eines Axions in ein Photon und aus dem solaren Axionfluss, den ein Beobachter auf der Erde erwarten würde (für alle Gleichungen wurde angenommen):
Die solare Axionflussdichte kann analytisch berechnet werden und wird durch die Beziehung
sehr gut beschrieben. Für die Wahrscheinlichkeit , dass eine kohärente Konversion eines Axions in ein reelles Photon im Vakuum in einem homogenen und transversalen Magnetfeld stattfindet, gilt:
.
beschreibt hier die Axion zu Photon Kopplungsstärke, die Magnetfeldstärke, die Länge des Magnetfeldes und die Impulsdifferenz zwischen dem Axion und dem reellen Photon, die von der Masse des Axions wie folgt abhängt:
.
Damit ergibt sich die auf einen Tag bezogene differentielle Flussdichte der zu erwartenden Konversionsphotonen zu
Für große Werte unterdrückt der Term
die Konversionswahrscheinlichkeit . Daraus resultiert eine obere Grenzmasse von
,
bis zu der die theoretisch maximale Konversionsrate mit dem CAST-Helioskop für Axione mit einer mittleren Energie von ungefähr 4 keV erreicht werden kann. Oberhalb dieser Grenzmasse nimmt die Konversionswahrscheinlichkeit sehr schnell ab. Von van Bibber et al. wurde 1989 vorgeschlagen, dass die Empfindlichkeit eines Helioskops über diese Grenzmasse hinaus erweitert werden kann, wenn das Konversionsvolumen mit einem Gas gefüllt wird. Unter diesen Voraussetzungen hat das Photon eine effektive Masse
die von der Plasmafrequenz und somit von der Elektronendichte im Konversionsvolumen abhängt. Als Konsequenz ändert sich der Impulsübertrag vom Axion auf das Photon zu
.
Unter der Voraussetzung, dass die Materiedichte im Konversionsvolumen und damit der Absorptionskoeffizient des Mediums konstant ist, ist die Axion zu Photon Konversionswahrscheinlichkeit dann in ihrer allgemeineren Form
Im Grenzfall vereinfacht sich der Ausdruck zur ursprünglichen Form für die Konversionswahrscheinlichkeit in einem evakuierten Konversionvolumen. Der Vorteil eines Gases im Konversionsvolumen ist, dass damit die maximale Konversionswahrscheinlichkeit für einen sehr engen Massenbereich
wiederhergestellt werden kann. Allerdings verschwindet die Konversionswahrscheinlichkeit außerhalb dieses Parameterbereichs nahezu vollständig. Wird die Elektronendichte im Konversionsvolumen systematisch erhöht, wandert diese Resonanz zu höheren Axionmassen. Die Empfindlichkeit des Helioskops kann so durch geeignete Wahl der Elektronendichte auf verschiedene Axionmassen eingestellt und durch Variation der Elektronendichte ein breiter Massenbereich schrittweise untersucht werden.
Basierend auf dieser Idee ist es möglich, den sensitiven Massenbereich für ein Helioskop weit über die Massengrenze für die Konversion im Vakuum hinaus zu erweitern. Allerdings sind auch diesem experimentellen Ansatz Grenzen gesetzt. Eine obere Massengrenze ist durch Absorption und Streuung der Konversionsphotonen im Konversionsvolumen gegeben. Beide Effekte nehmen mit zunehmender Gasdichte zu und unterdrücken die Anzahl der aus Axionkonversion zu erwartenden Photonen. Zusätzlich wird ab einer bestimmten Gasdichte der Sättigungsdampfdruck des verwendeten Gases überschritten und das Gas kann im Konversionsvolumen kondensieren. In diesem Fall ist keine sinnvolle Messung mehr möglich.
Anwendung auf CAST Auf der Grundlage dieses Helioskopprinzips ergeben sich für das CAST-Experiment zwei grundsätzliche experimentelle Konfigurationen:
CAST Phase I: Betrieb des CAST-Helioskops mit evakuiertem Konversionsvolumen. In dieser Konfiguration ist das CAST Helioskop für Axione mit einer Masse zwischen 0 eV und 0,02 eV sensitiv. CAST Phase II: Betrieb des CAST-Helioskops mit einem mit Gas gefüllten Konversionsvolumen bei variabler Gasdichte. Als Puffergas werden Gase mit niedriger Kernladungszahl wie 4He und 3He verwendet. In dieser Konfiguration ist das CAST-Helioskop für Axione mit einer Masse zwischen 0,02 und 1,12 eV sensitiv.
Um während der Phase II von CAST eine lückenlose Abdeckung des Massenbereichs zwischen 0,02 und 1,12 eV zu erzielen, müssen mit dem CAST-Helioskop Messungen bei ungefähr 1000 Dichteschritten durchgeführt werden. Die daraus resultierende Messzeit liegt bei nahezu drei Jahren. Beide Konfigurationen wurden bisher in mehreren Messabschnitten mit dem CAST-Experiment realisiert.
Magnet-, Kryo- und Gassystem Zur Konversion von solaren Axionen in beobachtbare Photonen wird im CAST-Experiment ein supraleitender Dipolmagnet – ähnlich den beim Large Hadron Collider eingesetzten Magneten – verwendet, der ein zur Ausbreitungsrichtung der solaren Axione transversales und homogenes Magnetfeld von maximal 9,5 T erzeugt. Der Magnet hat in seinem Inneren zwei Röhren mit einer Länge von 9,26 m und einem Durchmesser von 42 mm, die als Konversionsvolumina verwendet werden. Beide Röhren befinden sich innerhalb der Kaltmasse des Magneten, in der eine Temperatur von ungefähr 1,8 K herrscht. Das Kühlsystem für den supraleitenden Magneten wurde aus Komponenten des ehemaligen LEP e+e−-Beschleunigers und dem DELPHI-Experiment am CERN für CAST neu aufgebaut. Das mehrstufige He-Kühlsystem versorgt den CAST Magneten mit flüssigem Helium, womit eine maximale Kühlleistung von ungefähr 300 W bei einer Temperatur von 4 K bzw. 50 W bei der Betriebstemperatur von 1,8 K gewährleistet ist.
Der Magnet ist auf einem fahr- und drehbaren Gestell montiert, mit dem er auf die Sonne oder auf andere interstellare Objekte ausgerichtet werden kann. Der Neigungswinkel des Magneten ist auf ±8° Höhe relativ zum Horizont beschränkt (Limitierung des Kühlsystems). In azimutaler Richtung kann der Magnet im Winkelbereich von ca. 40° bis 140° bewegt werden. Daraus ergibt sich eine maximale Beobachtungszeit der Sonne von ca. 1,5 Stunden während des Sonnenauf- und -untergangs während des ganzen Jahres. Die Genauigkeit des Nachführsystems liegt bei ungefähr 0,01° und wird in regelmäßigen Abständen durch Vermessungstechniker geprüft. Darüber hinaus kann zweimal pro Jahr mit einem optischen Teleskop die Nachführgenauigkeit des CAST-Systems geprüft werden. Dieses Teleskop ist parallel zur optischen Achse des Magneten ausgerichtet und kann die Sonne im sichtbaren Licht beobachten.
Für den Betrieb mit einem Puffergas im Konversionsvolumen ist der Magnet mit einem hermetisch abgeschlossenen Gassystem ausgerüstet. Kernkomponenten des Gassystems sind ein komplexes Steuer- und Pumpsystem und speziell für CAST entwickelte und im Röntgenbereich transparente Kaltfenster. Diese nur 15 μm dünnen Polypropylenfenster trennen das mit Gas gefüllte und 1,8 K kalte Konversionsvolumen von den Detektorsystemen, die zum Teil bei Raumtemperatur betrieben werden. Falls die Temperatur im Magneten ansteigt (z. B. bei einem Übergang des Magneten zu ohmscher Leitung), würde der Druck im Konversionsvolumen proportional zur Magnettemperatur ansteigen. Als Konsequenz könnten an den Kaltfenstern Druckdifferenzen von über 1 bar auftreten. Um in diesem Fall die Fenster vor deren Zerstörung und dem damit verbundenen Verlust des Puffergases zu schützen, kann das Gas aus dem Konversionsvolumen zurückgewonnen und in Speicherbehälter gepumpt werden. Die Gas- bzw. Elektronendichte im Konversionsvolumen kann schrittweise oder kontinuierlich und jederzeit reproduzierbar eingestellt und für die Zeit der Beobachtungen konstant gehalten werden.