Astroteilchenphysik in DeutschlandEin Forschungsgebietim Aufbruch

Kosmische Spurensuche

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www.astroteilchenphysik.de

ImpressumHerausgegeben vom Komitee für Astroteilchenphysik (KAT)1. Auflage 2006; Korrigierter Nachdruck 2007

Redationskomitee:Prof. Dr. Matthias Bartelmann,Prof. Dr. Werner Hofmann,Prof. Dr. Josef Jochum,Dr. habil. Georg Raffelt (Vorsitz)raffelt@mppmu.mpg.de

Textbearbeitung:Dr. Thomas Bührke,Wiesenblättchen 1268723 SchwetzingenTel. 06202/5779749thomas.buehrke@t-online.de

Konzeption:Milde Marketing Wissenschaftskommunikation milde@mildemarketing.de http://www. milde-marketing.de

Textvorlagen:Prof. Dr. Gisela Anton, Prof. Dr. Matthias Bartelmann, Dr. Rudolf Bock, Prof. Dr. Wim de Boer,Prof. Dr. Karsten Danzmann, Dr. Klaus Eitel,Dr. Ralph Engel, Prof. Dr. Guido Drexlin,Dr. Marianne Göger-Neff, Dr. Andreas Haungs,Dr. Jürgen Hößl, Prof. Dr. Werner Hofmann,Dr. habil. Hans-Thomas Janka, Prof. Dr. JosefJochum, Dr. Markus Kuster, Dr. Tobias Lachenmaier,Prof. Dr. Karlheinz Langanke, Dr. Giselher Lichti,Prof. Dr. Manfred Lindner, Dr. habil. Georg Raffelt,Prof. Dr. Gerhard Schäfer, Dr. Stefan Schönert,Dr. Christian Spiering, Dr. Volker Springel,Prof. Dr. Heinrich Völk, Prof. Dr. Christof Wetterich

Graphische Gestaltung:Milde Marketing WissenschaftskommunikationMerkurstr. 12, 14482 Potsdam Tel. 0331/583 93 54, Fax 0331/583 93 57milde@mildemarketing.de http://www.milde-marketing.dein Kooperation mit Stefan Pigurhttp://www. pigurdesign.de

Bild S. 98:Courtesy of FH Osnabrück

Bezugsquelle:Forschungszentrum Karlsruhe GmbH Stabsabteilung ÖffentlichkeitsarbeitPostfach 3640, D-76021 Karlsruhe Tel. 07247/82-2861, info@oea.fzk.de

Elektronische Version:http://www.astroteilchenphysik.de

TitelbildDieser expandierende „Nebel“ mit einem Durchmes-ser von rund 15 Lichtjahren und in einer Entfernungvon rund zehntausend Lichtjahren ist der Überrestder Supernova Cas A (Cassiopeia A), deren Licht dieErde vor rund 330 Jahren erreicht hat. Neben dieserFarbdarstellung einer Aufnahme von Richard Tuffs(MPI Kernphysik, Heidelberg) mit dem VLA Radiotele-skop gibt es optische, infrarote und Röntgenaufnah-men dieses vielstudierten Himmelsobjekts.

Eine Supernova-Explosion wie Cas A wird durch dieImplosion eines massereichen Sterns am Ende seinerEntwicklung ausgelöst, bei der ein Neutronensternoder ein Schwarzes Loch entsteht. Neben der optischsichtbaren Explosion wird sowohl ein starker „Neu-trinoblitz“ wie auch ein Gravitationswellensignalausgesendet. Die ins interstellare Medium laufen-den Stoßwellen von Supernova-Explosionen geltenals wichtige Beschleuniger für die allgegenwärtige„kosmische Strahlung“, deren Erforschung eines derzentralen Anliegen der Astroteilchenphysik ist.

Komitee für Astroteilchenphysik (KAT) http://www.astroteilchenphysik.de

Auf ihrem Workshop „Astroteilchenphysikin Deutschland“ (16.-18.9.2003 in Karls-ruhe) haben die deutschen Astroteilchen-physikerinnen und Astroteilchenphysikereinhellig beschlossen, ein Komitee zurOrganisation und Vertretung der gemein-samen Belange und als Ansprechpart-ner für politische und wissenschaftlicheOrganisationen, Forschungseinrichtun-gen und die Öffentlichkeit einzusetzen.In diesem Komitee für Astroteilchen-physik (KAT) wird angestrebt, der The-menvielfalt der Astroteilchenphysik Rech-nung zu tragen, indem für jeden größe-ren Themenkreis ein Vertreter gewähltwird. Eine Wahlperiode dauert 3 Jahre. Injeder Wahlperiode erfolgt eine Revisionder Einteilung in Themenkreise. Wahlbe-rechtigt sind alle promovierten Astro-teilchenphysikerinnen und Astroteilchen-physiker, die an einer wissenschaftli-chen Einrichtung in Deutschland tätigsind.

Die gewählten Mitglieder des KAT fürdie Wahlperiode Januar 2007 – Januar2010 sind:

• Prof. Dr. J. BlümerVorsitz, Geladene kosmische Strahlung

• Prof. Dr. K. DanzmannGravitationswellen

• Prof. Dr. G. DrexlinNeutrinoeigenschaften

• Prof. Dr. C. HagnerNiederenergie-Neutrinoastrophysik

• Prof. Dr. W. HofmannGamma-Astronomie

• Prof. Dr. J. JochumDunkle Materie

• Prof. Dr. K. LangankeNukleare Astrophysik

• Dr. habil. G. RaffeltTheoretische Astroteilchenphysik

• Dr. Ch. SpieringHochenergie-Neutrinoastrophysik

Zusätzlich sind folgende Ex-Offizio Mitglieder im Komitee vertreten:

• Prof. Dr. M. Bartelmann Rat deutscher Sternwarten

• Dr. T. Berghöfer und C. RülleASPERA

• Prof. Dr. J. BlümerApPEC Steering Committee

• Dr. Ch. SpieringApPEC Peer Review Committee

• Dr. S. Echinger und Dr. P. NickelMax-Planck-Gesellschaft

• Dr. M. HempelProjektträger Astroteilchenphysik

• Dr. S. Krückeberg und Dr. K. ZachDeutsche Forschungsgemeinschaft

• Dr. R. Koepke und Dr. J. RichterBundesministerium für Bildung und Forschung

• Dr. S. Schmidt und Dr. R. OpitzHelmholtz-Gemeinschaftdeutscher Forschungszentren

• Dr. A. RingwaldKET – Komitee für Elementarteilchenphysik

• Prof. Dr. C. Weinheimer KHuK – Komitee für Hadronen und Kerne

Die Broschüre wurde ermöglicht durch die Max-Planck-Institute für Physik und für Kernphysik, das Forschungszentrum Karlsruhe in der Helmholtz-Gemeinschaft, dasBundesministerium für Bildung und Forschung (BMBF) durch den Projektträger DESY, die Deutsche Forschungsgemeinschaft über den SonderforschungsbereichAstroteilchenphysik (SFB-375) und die Europäische Union über die Integrated Large Infrastructure for Astroparticle Science (ILIAS), Kontrakt RII3-CT-2004-506222.

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Astroteilchenphysik in DeutschlandEin Forschungsgebietim Aufbruch

Kosmische Spurensuche

2www.astroteilchenphysik.de

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Astroteilchenphysik verknüpft unser Wissen von den größtenStrukturen im Universum mit dem über die kleinsten Bausteineder Materie und den Kräften zwischen ihnen. Sie ist ein faszi-nierender Bereich der Naturwissenschaft, der an den Schnitt-stellen von Astronomie, Astrophysik, Kosmologie und Elemen-tarteilchenphysik lebt. Die Aktivitäten in diesem jungen Feldsind in den letzten zwei Jahrzehnten dramatisch gestiegen; fürviele Kolleginnen und Kollegen dürfte der Nachweis von Neu-trinos aus der Explosion der Supernova SN 1987A in der GroßenMagellanschen Wolke ein Schlüsselerlebnis gewesen sein.Heute ist Astroteilchenphysik selbständig geworden und hatin vielen Ländern weltweit ein eigenes Profil entwickelt. Wirmöchten Ihnen mit diesem Bericht einen Überblick über dieAkteure in Deutschland und die Projekte mit deutscher Betei-ligung geben.

Herausgeber dieser Schrift ist das Komitee für Astroteilchen-physik, das sich aus gewählten Fachkolleginnen und Fachkolle-gen sowie Vertretern von Politik und Wissenschaftsorganisa-tionen zusammensetzt: wir stellen uns am Ende der Broschüreausführlicher vor. Inhaltlich und organisatorisch leben wir mitunscharfen Rändern, was gerade auch einen Reiz der Interdis-ziplinarität ausmacht. Der Faszination der Astroteilchenphysiksind in Deutschland über vierhundert Forscherinnen und For-scher an knapp vierzig Instituten gefolgt.

Mit dieser Broschüre wenden wir uns an die interessierteÖffentlichkeit und die Steuerzahler, die ein Recht darauf habenzu erfahren, welche spannenden Forschungen wir mit öffent-lichen Geldern durchführen. Unser Ziel ist es, Interesse zuwecken und unsere Begeisterung weiter zu geben. In diesemSinne richten wir uns ebenso an Schüler und Studenten, Poli-tiker und Entscheidungsträger, potentielle Sponsoren undschließlich an die Gemeinschaft der Astroteilchenphysikselbst. Die Broschüre soll auch eine Leistungsschau der deut-schen Astroteilchenphysik im internationalen Umfeld sein.Wirgeben daher zunächst eine kurze Einführung in die Themen,bevor wir die größeren Projekte im Einzelnen vorstellen, die jaüberwiegend außerhalb der großen Labore als eigenständigeGroßgeräte betrieben werden. Ein Anhang mit Kontaktdatenund Internetadressen soll Sie, liebe Leserinnen und Leser, zuweiteren Recherchen anregen – sprechen Sie uns an!

In einem nächsten Schritt wollen wir dann über die Bestands-aufnahme hinausgehen und nach einer intensiven Diskussionmit allen Beteiligten die großen Vorhaben und Zukunftsper-spektiven im nächsten Jahrzehnt identifizieren.

Wir wünschen viel Freude bei der Lektüre!

Johannes BlümerVorsitzender des Komitees für Astroteilchenphysik

Vorwort

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Einleitung

1 | Kosmologie und Teilchenphysik:Die Welt im Großen und im Kleinen .............................................8

2 | Neutrinos: Botschafter aus dem Universum und dem Inneren der Materie .................................................................12

3 | Kosmische Strahlung und die energiereichsten Himmelskörper ...................................................................................18

4 | Gravitationswellen:am Puls des Universums .................................................................22

Kosmologie und Dunkle Materie

Theoretische Teilchenkosmologie:vom Urknall bis heute ...................................................................28

Das Weltraumobservatorium Planck:Bilder des Mikrowellen-Himmels ..............................................30

Virgo:Supercomputer simulieren die kosmische Strukturentstehung...........................................32

CRESST:Jagd auf Teilchen der Dunklen Materie ...................................34

EDELWEISS:Dunkle-Materie-Teilchen im Kristall .........................................36

Neutrinos, Axionen und Nukleare Astrophysik

Theoretische Neutrinophysik .....................................................40

KATRIN:eine Waage für Neutrinos.............................................................42

GERDA:Sind Neutrinos ihre eigenen Antiteilchen? ............................44

Double-Chooz:Oszillationen von Reaktorneutrinos .........................................46

Supernovae,Hypernovae und verschmelzende Sterne ............................. 48

Borexino:Spektroskopie von Sonnenneutrinos mit Borexino und LENA..................................................................50

CAST:Axionen aus dem Inneren der Sonne....................................... 52

Nukleare Astrophysik:Elementsynthese im Universum ................................................54

Inhaltsverzeichnis

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Kosmische Strahlung

Kosmische Strahlung:Das nichtthermische Universum ...............................................58

Das Pierre-Auger-Observatorium:Teilchensuche in der argentinischen Pampa ........................60

KASCADE-Grande:Luftschauer über Karlsruhe .........................................................62

LOPES „sieht“ Radioblitze kosmischer Strahlungsteilchen..................................................64

AMS sucht Antimaterie und Dunkle Materie....................... 66

Das High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) zeigt die Galaxis in einem neuen Licht ...................................68

MAGIC: das Gammateleskop neuer Technologie............................................................................70

GLAST: das Weltraumobservatorium für die Gammaastronomie ...........................................................72

Baikal-NT200, AMANDA und IceCube:Neutrinoastronomie in Wasser und Eis ...................................74

ANTARES und KM3NeT:Tiefsee-Neutrinoteleskope im Mittelmeer .............................76

Akustische Neutrinosuche:Horchposten für hochenergetische Neutrinos.....................78

Gravitationswellen

Gravitationswellen-Astronomie:Theoretische Berechnung und Astrophysikalische Quellen..........................................................82

Geo600 und LISA:den Gravitationswellen auf der Spur .......................................84

Anhang

1 | Standorte, Forschungsgruppen und Kontaktadressen ................................................................................88

2 | Forschungsförderung und wissenschaftliche Vernetzung .....................................................96

Schon immer haben Menschen versucht, die Entwicklungdes ganzen Universums, die Eigenschaften der Materieund die Natur der fundamentalen Kräfte zu begreifen.Heute ahnen wir, daß Quantenfluktuationen im frühenUniversum die Keimzelle für Galaxiencluster im heutenoch expandierenden Universum gewesen sein könnten.Astroteilchenphysik verbindet Quarks mit dem Kosmos,um diese Zusammenhänge aufzuklären.

Die Kosmologen haben heute bereits eine gute Vorstellungvon der Evolution des Universums seit dem Urknall voretwa 14 Milliarden Jahren.

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1 | Kosmologie und Teilchenphysik:Die Welt im Großen und im Kleinen

Einleitung

Die Kosmologie ist die wohl umfassend-ste und älteste Wissenschaft. Sie be-schreibt das Universum als Ganzes, seineEntstehung, seine vergangene und zu-künftige Entwicklung und seinen Auf-bau. Sie versucht, ein Weltbild zu ent-werfen und zu erklären, warum die Weltso ist, wie wir sie vorfinden. Kosmologieim weitesten Sinne umfasst somit Phy-sik, Astronomie, Philosophie und Theolo-gie. Zu den aufregendsten Erkenntnissender jüngeren Vergangenheit zählt dieEinsicht, dass die Erforschung des Aller-größten (die Kosmologie) und des Aller-kleinsten (die Teilchenphysik) auf unzer-trennliche Weise miteinander verbun-den sind.

Die Teilchenphysik untersucht die Eigen-schaften der Bausteine der Materie undihre Wechselwirkungen. Diese sind ent-scheidend für die Entwicklung des Uni-versums, insbesondere in der Anfangs-phase. Seit zwei Jahrzehnten ist zudemimmer deutlicher geworden,dass eine un-sichtbare Materieform, die Dunkle Ma-terie, die Entstehung von Galaxien undGalaxienhaufen bestimmt. Mit der Naturder Dunkle-Materie-Teilchen und mit derFrage, welche Rolle Neutrinos hierbeispielen, beschäftigen sich sowohl Astro-wie auch Teilchenphysiker. Schließlich istauch die Frage nach der Herkunft der Teil-chen der kosmischen Strahlung, die un-ablässig auf unseren Planeten einströ-men, nur im Zusammenspiel von Physi-kern aus diesen beiden Disziplinen lös-bar.

Kosmologie im Umbruch – Dunkle Materie und Dunkle EnergieIn den vergangenen Jahren hat die Kos-mologie einen großen Umbruch erlebt.Eine Ursache hierfür sind genaue Beob-achtungen der kosmischen Mikrowellen-strahlung. Sie liefern Aufschlüsse überden Zustand des Universums, als diesesetwa 380 000 Jahre alt war (Abb. 1).û Planck S.30

Gleichzeitig ist es gelungen, im Rahmengroßer Himmelsdurchmusterungen dieVerteilung der Galaxien bis in große Ent-fernungen räumlich zu kartieren. Hierauslässt sich ermitteln, wie sich einerseitsdie Galaxien selbst und andererseits diegrößten Strukturen im Universum, dieGalaxienhaufen, im Laufe der vergange-nen Milliarden Jahre entwickelt haben.Und schließlich ist es gelungen, aus Be-obachtungen weit entfernter Sternexplo-

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sionen,so genannter Supernovae (Abb. 2,3),den zeitlichen Ablauf der Ausdehnungdes Universums zu rekonstruieren.

All diese Beobachtungen, die das Verhal-ten des Universums zu ganz verschiede-nen Epochen seiner Geschichte zeigen,ergeben ein in sich geschlossenes Bilddes Universums (Abb. S. 7). Das aber kon-frontiert uns mit großen Rätseln.

Das heutige kosmologische Modell legtzunächst die Gesamtdichte aller Materieund Energie im Universum fest. Dem-nach trägt die Materie nur etwa 30 % zurGesamtbilanz bei. Doch nur etwa 1/6hiervon ist die uns vertraute Materie ausProtonen, Neutronen und Elektronen,aus der alle Sterne, Planeten und auchwir Menschen bestehen. Der größte Teilist unsichtbar und wird daher DunkleMaterie genannt. Sie sendet kein Licht

aus und verschluckt auch keines,sondernmacht sich ausschließlich über ihreSchwerkraftwirkung bemerkbar. Die Na-tur der Dunklen Materie ist indes völligunklar. Vermutlich besteht sie aus eineruns unbekannten Art von Teilchen.

Den weitaus größten Anteil an der Ge-samtdichte von Materie und Energiemacht aber etwas anderes aus: ein Ener-giefeld,das den Kosmos beschleunigt aus-einander treibt. Man nennt dies DunkleEnergie. Sie wirkt also der Materie entge-gen, die mit ihrer Schwerkraft die Expan-sion des Raumes bremst. Nach heutigerKenntnis überwiegt hierbei die DunkleEnergie (Abb.4), so dass sich das Universumauf ewige Zeit ausdehnen wird.

Damit besitzen die Kosmologen zwar einWeltmodell, das mit allen Beobachtungs-funden in Einklang steht, das uns aber vor

ein großes Rätsel stellt: Die Zusammen-setzung des Universums ist uns zu mehrals 95% unbekannt.

Hier berühren sich Kosmologie und Teil-chenphysik. Die zentralen Fragen derKosmologie nach der Natur der DunklenMaterie und der Dunklen Energie verlan-gen nach konkreten Vorstellungen derTeilchenphysik, um welche Arten vonTeilchen oder Quantenfeldern es sich beibeiden handeln könnte. Aus der Kosmo-logie allein können die Antworten nichtkommen. Umgekehrt ergeben sich ausden Theorien über den Aufbau der Mate-rie Erwartungen an das Verhalten desUniversums sowie den Aufbau und dieEntwicklung seiner Strukturen. Hier er-warten wir eine fruchtbare Zusammen-arbeit von Astro- und Teilchenphysik mitweit reichenden kosmologischen Konse-quenzen. û Teilchenkosmologie S.28

Abb. 1: Sphärische Darstellung der Temperaturverteilung der kosmischen Hintergrundstrahlung am Himmel.Hier werden Strukturen sichtbar, die als Keimzellen der heutigen Galaxien angesehen werden. Teilchen derDunklen Materie spielten hierbei eine entscheidende Rolle. (Foto: NASA/WMAP Science Team)

Abb. 2 und 3: Spiralgalaxie NGC 1309. Links eine Aufnahme des Lick Observatoriums aus dem Jahre 2002,das die Supernova 2002fk zeigt, die für einige Wochen fast so hell leuchtete wie die gesamte Muttergalaxie.Das rechte Bild zeigt die gleiche Galaxie in einer Aufnahme des Hubble Space Teleskops im Jahr 2005,wo der Ort der Supernova, die längst abgeklungen ist, durch einen Kreis gekennzeichnet ist.(Lick Aufnahme: W. Li und A. V. Fillipenko. HST Aufnahme: NASA/ESA, Hubble Heritage Team und A. Riess)

Abb. 4: Dieses Diagramm veranschaulicht die Anteile der insgesamt im Universum vorhandenen Energie und Materie. Die uns vertraute Materie trägt hierzu nur etwa 5 % bei. CMB (Cosmic Microwave Background) steht für kosmische Mikrowellenstrahlung. Mit „Baryonen“ meint man die normale Materie.

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Suche nach den Dunklen Teilchen Schon der Schweizer Astronom Fritz Zwickybemerkte um 1933, dass es sehr viel mehrMaterie im Universum gibt als man bisdahin annahm. Er schloss dies aus denBewegungen von Galaxien im Coma-Gala-xienhaufen (Abb.5).Sie waren viel zu schnell,als dass die sichtbare Materie sie mit ihrerSchwerkraft im Haufen hätte halten kön-nen. Dazu war zehnmal mehr Materie not-wendig. Beobachtungen von Spiralgala-xien bestätigen dieses Bild (Abb. 6). DieGeschwindigkeiten, mit der die Sterne umderen Zentren laufen, sind viel zu hoch.Gäbe es nur die sichtbaren Sterne, Gasund Staub, so würden diese Galaxien aus-einander fliegen. In beiden Fällen vermu-tet man riesige Mengen an Dunkler Mate-rie, die diese Gebilde zusammen halten.

Ein wichtiges Instrument zum NachweisDunkler Materie sind auch so genannteGravitationslinsen geworden. Bei diesemPhänomen lenken große Massenan-sammlungen wie Galaxienhaufen Lichtmit ihrem Schwerefeld ab. Sie wirkendadurch wie gewaltige Linsen. Befindetsich zufällig ein Himmelskörper hintereiner solchen Gravitationslinse, so sehenwir von ihm ein verzerrtes Bild. Aufnah-men von Gravitationslinsen dienen dazu,die Gesamtmasse in dem Galaxienhaufen(der „Linse“) zu ermitteln. Auch diese

Methode offenbart die gewaltigen Men-gen an Dunkler Materie (Abb. 7).

Von dieser unsichtbaren Substanz istimmerhin zweierlei bekannt. Zum einenkann die Dunkle Materie nicht mit Lichtwechselwirken. Dies schließt man aus dengemessenen Temperaturschwankungenim Mikrowellenhintergrund. Zum anderenmuss die Geschwindigkeit der Teilchen,aus denen die Dunkle Materie mutmaß-lich zusammengesetzt ist, sehr viel kleinersein als die des Lichts.Wäre sie der Lichtge-schwindigkeit vergleichbar, wären kosmi-sche Strukturen bis etwa zur Größe vonGalaxien durch die rasche Bewegung derTeilchen zerstört worden. Insbesondereschließt man aus der Verteilung der Gala-xien im Raum, dass die kleinsten Struktu-ren zuerst entstanden sind und erst nach-folgend die größeren, wie Galaxienhaufen.Hieraus ergibt sich die Eigenschaft, dasssich die Teilchen der Dunklen Materie imVerhältnis zur Lichtgeschwindigkeit relativlangsam bewegen. Man spricht deshalbvon Kalter Dunkler Materie.

Die Kosmologen haben aus der Theorieweitere starke Hinweise auf die Eigen-schaften der Dunklen Materie erhalten. Sokann man in aufwändigen Computersi-mulationen verfolgen, wie sich in der Evo-lution des Universums erst die Galaxien

gebildet haben, die sich dann zu den riesi-gen Galaxienhaufen zusammenfanden.Damit diese Rechnungen zu den heutebeobachtbaren Strukturen führen, mussman die Existenz von Dunkler Materieannehmen. Sie bildete bereits im jungenUniversum Massenansammlungen, inwelche die normale Materie hineinströmteund sich zu Galaxien verdichtete.û Virgo S.32

Der Theorie der kosmischen Inflation zu-folge entstanden die Dichteschwankungenim frühen Universum aus Quantenfluk-tuationen, die innerhalb kürzester Zeit aufkosmologische Skalen vergrößert wurden.û Teilchenkosmologie S.28

Dabei sollten auch Gravitationswellen ent-standen sein, deren Entdeckung eine Her-ausforderung für zukünftige Experimentedarstellt.û Geo600/LISA S.84

Nach einer noch jungen Hypothese ist esauch denkbar, dass sich Teilchen der Dunk-len Materie in den Galaxienzentren, woihre Dichte besonders hoch ist, gegenseitigvernichten können. Ist dies tatsächlich derFall, so müsste man die hierbei frei wer-dende Gammastrahlung mithilfe geeigne-ter Teleskope nachweisen können.û H.E.S.S. S.68 û MAGIC S.70 û GLAST S.72

Abb. 5: Beobachtungen des Coma-Galaxienhaufens(hier eine Aufnahme des Weltraumteleskops Hubble)führten schon vor 70 Jahren zu der Vermutung, dasses große Mengen an unsichtbarer Dunkler Materiegeben muss. (Foto: NASA/ESA)

Abb. 6: Ohne die Schwerkraftwirkung der DunklenMaterie würden sich Spiralgalaxien nicht so schnelldrehen, wie es beobachtet wird. Gezeigt ist die Spiralgalaxie M 83. (Foto: ESO)

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Doch worum handelt es sich bei der Dunk-len Materie? Neutrinos galten lange Zeitals Kandidaten für sie.Das kann man heuteausschließen, wie später noch erläutertwird. An dieser Stelle müssen die Teilchen-physiker den Kosmologen zu Hilfe kom-men und Vorschläge machen, welche Artvon Teilchen überhaupt in Frage kommen.Umgekehrt zieht die Kosmologie das Stan-dardmodell der Teilchenphysik in Zweifel.

Der heute wohl vielversprechendstenHypothese zu Folge könnte es sich um Ele-mentarteilchen handeln, deren Existenzdie Theorie der Supersymmetrie fordert.Um einige der von ihr vorgeschlagenenTeilchen nachzuweisen,sind bereits Experi-mente in Planung und im Bau, wie etwaam Large Hadron Collider am CERN.

Gleichzeitig laufen Experimente odersind im Aufbau, mit denen man die Teil-chen der Dunklen Materie direkt nach-weisen will. Da diese Partikel mit der nor-malen Materie nur sehr schwach wech-selwirken, müssen diese Experimenteunter extremen Bedingungen stattfin-den. So werden einige im Gran-Sasso-Labor installiert, wo sie eine 1,5 km dickeGesteinsschicht des Appenin vor uner-wünschten Störteilchen aus dem Kosmosund der Atmosphäre abschirmt.û CRESST S.34 û EDELWEISS S.36

Dunkle Energie beschleunigtdie ExpansionWährend Teilchenphysiker und Kosmolo-gen bei der Frage nach der Natur der Dunk-len Materie konkrete Lösungsansätze vor-schlagen, ist die Lage bei der DunklenEnergie erheblich mysteriöser. Damit siedie beobachtete beschleunigte Ausdeh-nung des Universums verursachen kann,muss ihr Druck negativ sein. Das alleinläuft zwar der Intuition zuwider, ist abertheoretisch möglich. Bestimmte Artenpostulierter Quantenfelder können tat-sächlich einen negativen Druck erzeugen,der so wirkt, als verursache er eine absto-ßende Gravitation. Modelle dafür zu kon-struieren, ist Aufgabe der Teilchenphysik.Allerdings bleibt hier ein erheblicherSpielraum offen, weil konkrete experi-mentelle Einschränkungen fehlen.û Teilchenkosmologie S.28

Der für die beschleunigte Expansion not-wendige negative Druck verhindert, dassdie Dunkle Energie Strukturen bildenkann. Dennoch greift sie in die kosmischeStrukturbildung ein, weil sie den Ablaufder kosmischen Ausdehnung verändert.Kosmische Strukturen aus Dunkler Mate-rie mussten bei ihrer Entstehung gegendie allgemeine Ausdehnung des Univer-sums anlaufen. Abhängig vom Modell fürdie Dunkle Energie bildeten sich diese

Strukturen früher oder später in der kos-mischen Geschichte, und entsprechendwerden auch die Zentralbereiche dieserGebilde mehr oder weniger dicht. Com-putersimulationen sind hier zu einemwichtigen Werkzeug der Kosmologengeworden.û Virgo S.32

Auf welche Weise können wir mehr überdie Dunkle Energie erfahren? Zum einenwerden Kosmologen genauer herausfin-den, wie sich die Expansion des Univer-sums seit dem Urknall entwickelt hat.Beobachtungen bestimmter Sternexplo-sionen (Supernovae vom Typ Ia) und des schwachen Gravitationslinseneffek-tes großer kosmischer Strukturen erschei-nen hierfür derzeit am besten geeignet.Ferner wird das Studium der erwähntenindirekten Auswirkungen der DunklenEnergie auf die kosmischen Strukturenden Zusammenhang zwischen Teilchen-physik, Kosmologie und beobachtenderAstronomie weiter vertiefen. Erst wennwir wissen,worum es sich bei der DunklenMaterie und der Dunklen Energie handelt,werden wir die gesamte Evolution desKosmos bis in die Zukunft verstehen.

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Abb. 7: Der Galaxienhaufen Abell 2218 wirkt als Gravitationslinse. Weit hinter dem Haufen stehende Galaxienerscheinen deshalb sichelförmig. Mit Aufnahmen dieser Art bestimmt man die Menge an Dunkler Materie imInnern von Galaxienhaufen. (Foto: NASA/ESA)

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2 | Neutrinos: Botschafter aus dem Universum und dem Inneren der Materie

Schon seit mehreren Jahrzehnten inter-essieren sich verstärkt Physiker und Kos-mologen für eine Art von Teilchen: dieNeutrinos. Sie sind Außenseiter im Zooder Elementarteilchen. Mit normaler Ma-terie gehen sie nur eine extrem schwacheWechselwirkung ein, was ihren Nach-weis erheblich erschwert. So wäre bei-spielsweise eine mehrere hundert Licht-jahre dicke Bleischicht nötig, um Neutri-nos abzuschirmen, die in Fusionspro-zessen in der Sonne entstehen. Außer-dem ist ihre Ruhemasse ungewöhnlichgering. Bis Mitte der 1990er-Jahre nah-men die Physiker sogar an, dass dieseTeilchen masselos sind. Neutrinos ent-stehen beispielsweise in Kernreaktionenund spielen eine zentrale Rolle im Span-nungsfeld zwischen Elementarteilchen-physik, Astrophysik und Kosmologie.

Geisterteilchen als kosmische BotschafterWegen der enormen Durchdringungsfä-higkeit glaubten viele Physiker, manwürde diese 1930 von Wolfgang Paulipostulierten „Geisterteilchen“ nie nach-weisen können. Dennoch gelang dieserstmals Mitte der 1950er-Jahre denamerikanischen Physikern Clyde Cowanund Fred Reines. Mit einer Apparatur, diesie „Poltergeist“ nannten, registriertensie Neutrinos aus dem Hanford-Kernre-aktor (Abb. 8). Heutzutage werden sie ingroßer Zahl bei Kernkollisionen in Teil-chenbeschleunigern erzeugt (Abb. 9 und 10)und lassen sich auch anschließend nach-weisen.

Mittlerweile ist es mit unterschiedlichenExperimenten möglich,zum Beispiel Neu-trinos nachzuweisen, die im Innern derSonne entstehen. Die Sonnenmodelle lie-ßen sich mit Hilfe des gemessenen Neu-trinostroms genau überprüfen. Mittler-weile sind sogar die kleinen jährlichenIntensitätsschwankungen des Sonnen-neutrino-Flusses aufgrund der Elliptizi-tät der Erdbahn messbar. Von entschei-dender Bedeutung für die Astrophysikist, dass die schwache Wechselwirkungder Neutrinos einen Blick ins Innere vonHimmelskörpern ermöglicht, das unssonst verborgen bliebe.û Borexino/LENA S.50

Abb. 8: Clyde Cowan (links) und Fred Reines (rechts) vor ihrem Experiment „Poltergeist“,mit dem sie Mitte der 1950er-Jahre erstmals Neutrinos nachwiesen.(www.ps.uci.edu/physics/reinesphotos.html)

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Abb. 9: Reaktion eines von unten kommenden (unsichtbaren) Neutrinos mit einem Proton (p). Hierbei wirdkinetische Energie auf das Proton übertragen und es entstehen ein negativ geladenes Myon (µ-) und einangeregtes Meson D*. Letzteres zerfällt rasch in ein D0-Meson und ein Pi-Meson (π+). (Foto: CERN)

Abb. 10: Im europäischen TeilchenlaboratoriumCERN wird ein Beschleunigerexperiment zur Unter-suchung von Neutrinos aufgebaut. In diesem „CERNNeutrinos to Gran Sasso-Experiment“ (CNGS) wer-den Protonen aus dem SPS-Beschleuniger auf einMaterial (Target) geschossen. Hierbei entstehenMyon-Neutrinos, die anschließend durchs Erdinnerefliegen. Im 730 km entfernten Gran-Sasso-Laborato-rium werden die ankommenden Myon-Neutrinosnachgewiesen. Aus der Anzahl der ankommendenTeilchen lässt sich ermitteln, wie viele der Myon-Neutrinos sich auf dem Weg in Elektron- oder Tau-Neutrinos umgewandelt haben. Der OPERA-Detektor im Gran Sasso soll zum ersten Mal die beiNeutrinooszillationen entstehenden Tau-Neutrinosdirekt nachweisen.

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Neutrinos entstehen auch in enormenMengen, wenn ein massereicher Sternseinen Brennstoff verbraucht hat und alsSupernova explodiert. Bei einem solchenVorgang bricht der innere Teil des Sternsin sich zusammen, und es entsteht einultrakompakter Neutronenstern. Hierbeiverdichtet sich die Materie und wirdenorm heiß. In diesem Plasma bilden sichinnerhalb weniger Sekunden Neutrino-Antineutrino-Paare. Ein solcher Neutri-noblitz setzt eine Energiemenge in Neu-trinos frei, die rund 15% des Massenäqui-valents einer Sonnenmasse entspricht.û Supernovae S. 48

Eine historisch bislang einmalige Mes-sung gelang in diesem Zusammenhangam 23.Februar 1987,als rund zwanzig Neu-trinos von der Supernova 1987A (Abb. 12)

nachgewiesen werden konnten. Diesgelang mit dem japanischen Kamiokan-de II Detektor, dem Vorläufer des in Abb. 11dargestellten Super-Kamiokande Obser-vatoriums, sowie mit dem amerikani-schen IMB Detektor und dem sowjeti-schen BST Experiment.

Es ist bemerkenswert, dass Kamiokandeund IMB ursprünglich gebaut wordenwaren, um nach dem Zerfall des Protonszu suchen, denn es wird vermutet, dassdiese Teilchen nicht völlig stabil sind.Jedoch selbst Super-Kamiokande hatnoch keinen Hinweis auf Protonzerfällegefunden, so dass man noch empfind-lichere Instrumente braucht, um diesenextrem seltenen Prozess zu finden.û Borexino/LENA S.50

In unserer Galaxie ereignen sich pro Jahr-hundert nur einige wenige Supernovae.Heute sind die Forscher weltweit mitmehreren Neutrinodetektoren für dienächste galaktische Supernova gerüstet.Eine Supernova in unserer Galaxie ließesich dann nicht nur im Spektrum derelektromagnetischen Strahlung vomRadio- bis zum Gammabereich beobach-ten, sondern erstmals sehr wahrschein-lich auch mit Neutrinodetektoren undvielleicht sogar mit Gravitationswellen-Detektoren. Dies würde unsere Kennt-nisse solcher Sternexplosionen bedeu-tend erweitern.û Borexino/LENA S.50 û Baikal/AMANDA/IceCube S.74 û Geo600/LISA S.84

Die systematische Untersuchung derSonnenneutrinos und die Entdeckung

Abb. 11: Der Innenraum des japanischen Super-Kamiokande Neutrinoobservatoriums zum Zeitpunkt der ersten Befüllung mit ultrareinem Wasser im Jahre 1996. DerDetektor ist ein zylindrischer Hohlraum mit einer Höhe und einem Durchmesser von jeweils rund 40 m. Neutrinos erzeugen in dem 50 000 t fassenden Wasservolu-men gelegentlich Elektronen, die ihrerseits Lichtblitze (Tscherenkow-Licht ) aussenden, das von den rund 12 000 Lichtsensoren (Photomultiplier-Röhren) aufgefangenwird. (Foto: Kamioka Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo)

Abb. 11a: Falschfarbenbild der Sonne im „Licht“ derNeutrinos. Es entstand ausdem Sonnenneutrino-Fluss,gemessen mit dem japani-schen Detektor Super-Kamio-kande. Die Winkelauflösungist allerdings sehr gering,so dass die sichtbare Sonnenur ein kleiner Punkt im Zentrum dieses Bildes ist.(Foto: B. Svoboda, LSU)

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der Neutrinos von der Supernova 1987Asind erst der Beginn der Neutrinoastro-nomie. Vor allem die rätselhaften astro-physikalischen Beschleuniger der ener-giereichen kosmischen Strahlung solltennach gängiger Vorstellung auch im „Neu-trinolicht” hell leuchten. Da Neutrinos ingalaktischen und intergalaktischen Mag-netfeldern nicht abgelenkt werden (imGegensatz zu den Protonen und Atom-kernen der kosmischen Strahlung), wür-de eine Neutrinomessung direkt auf denUrsprungsort am Himmel deuten.

Neutrinoteleskope haben indes wegender seltsamen Eigenschaften dieser Teil-chen keinerlei Ähnlichkeit mit optischenTeleskopen. Forscher suchen sich geeig-nete Medien, wie Wasser, Eis oder orga-nische Flüssigkeiten, in denen eintreten-

de Neutrinos schwache Lichtblitze aus-lösen. Diese beobachten sie dann mitempfindlichen Detektoren. Das bishergrößte Neutrinoteleskop existiert amSüdpol, wo in der AMANDA genanntenAnlage 677 Photomultiplier ein Volumenvon etwa 0,1 Kubikkilometer antarkti-sches Eis überwachen. Mit dem Ausbauzum Kubikkilometer großen IceCube-Experiment (4800 Photomultiplier) wur-de inzwischen begonnen. Im Mittelmeersind ähnliche Experimente geplant oderbereits als Prototypen gebaut.û Baikal/AMANDA/IceCube S.74 û ANTARES S.76

Verwandlungskünstler der QuantenweltWie passen Neutrinos in das heutebekannte Baukastensystem der Ele-mentarteilchen? Alle normale Materiebesteht aus Quarks, die sich aufgrund

der „starken Wechselwirkung“ oder„Farbkraft“ untrennbar zu Protonen undNeutronen verbinden. Diese lagern sichzu Atomkernen zusammen und umge-ben sich aufgrund der elektromagneti-schen Wechselwirkung mit einer Hülleaus Elektronen. Kern und Elektronenhül-le kennzeichnet die Atome,die Bausteineder uns bekannten Materie (Abb. 13).

Diese bekannten Mitglieder des Teil-chenzoos werden heute in drei Familieneingeteilt. Die erste Familie bildet dienormale Materie. Sie besteht aus Up-und Down-Quarks sowie Elektronen undElektron-Neutrinos. Letztere unterliegenweder der elektromagnetischen nochder Farbkraft, sondern „spüren“ lediglichdie schwache Kraft und die Gravitation.

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Abb. 12: Als am 23. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke die Supernova 1987A aufleuchtete, konnten auch einige Neutrinos von ihr nachgewiesen werden. Diese Aufnahme entstand mehrere Jahre nach der Explosion. Die Ringe bestehen aus Gas, das der Vorläuferstern der Supernova lange vor seiner Explosionabgestoßen hat. Die Detailaufnahme vom November 2003 zeigt helle Gaswolken in einem Ring mit etwa einem Lichtjahr Durchmesser. Sie leuchteten auf, als dieSchockwelle der Explosion in diesen bereits vorhandenen Gasring hineinraste und lokal stark aufheizte. (Foto: NASA/ESA)

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Ein Neutrino entsteht beispielsweise,wenn ein Elektron seine Ladung an einProton abgibt, das dann zum Neutronwird. Das vormalige Elektron fliegt alsNeutrino weiter. Solche Prozesse findenetwa in der Sonne statt, wenn vier Proto-nen unter Abgabe zweier Positronen zueinem Heliumkern (zwei Protonen, zweiNeutronen) verschmelzen. Bei diesenFusionsreaktionen wird Energie frei, undes entstehen auch zwei Neutrinos. Aufdiese Weise erzeugt die Sonne ihre Ener-gie, und deshalb leuchtet sie auch im„Neutrinolicht“, das uns direkt aus ihremZentralbereich erreicht (Abb. 11a).û Borexino/LENA S.50

Es ist ein bisher unerklärtes Rätsel derElementarteilchenphysik, dass es nebendieser vierköpfigen Teilchenfamilie nochzwei weitere Familien gibt. Deren Mit-glieder haben größere Massen. Andersals ihre Verwandten aus der ersten Fami-lie bilden sie aber keine stabile Materie.Man kann im Labor lediglich kurzlebigeMaterie herstellen, die teilweise aus Mit-gliedern höherer Familien besteht (Abb.14).

Das mittelschwere Pendant des Elek-trons, das Myon, wurde zuerst in der kos-mischen Strahlung nachgewiesen. DasTauon oder Tau-Lepton wurde bei Experi-menten in Teilchenbeschleunigern ent-

deckt; es ist fast doppelt so schwer wieein Wasserstoffatom.

Jede dieser drei Familien besitzt auch einNeutrino. Gibt etwa ein Myon seineLadung an ein Proton ab, das dann zumNeutron wird, so fliegt es als Myon-Neu-trino weiter. Allerdings, und das kenn-zeichnet Neutrinos, können sie unter-wegs ihre Familienzugehörigkeit ändern.Bei der umgekehrten Reaktion kann dasNeutrino als Elektron auferstehen, dasseine Reise ursprünglich als Myon be-gonnen hatte. Neutrinos können perio-disch ihre Familienzugehörigkeit wech-seln, weshalb man von Neutrinooszilla-tionen spricht.

Diese Eigenschaft löste das so genannteSonnenneutrino-Rätsel. Es bestand da-rin, dass man wesentlich wenigerElektron-Neutrinos von der Sonne regi-strierte als es die Sonnenmodelle vorher-sagten (Abb. 15). Der Grund besteht darin,dass die Neutrinos auf dem Weg von derSonne zur Erde ihre Familienzugehörig-keit wechseln, das heißt ein Teil derElektron-Neutrinos wandelte sich inMyon- und Tau-Neutrinos um. Sie fehl-ten also nur scheinbar im erwartetenFluss der Elektron-Neutrinos.

Heute sind diese Oszillationen in vielfäl-tiger Weise nachgewiesen. So treten sieganz deutlich bei Neutrinos auf, die alsSekundärprodukte bei Kollisionen derkosmischen Strahlungsteilchen mitAtomkernen in der Erdatmosphäre ent-stehen.

Neutrinooszillationen kann es aber nurgeben, wenn diese Teilchen nicht ver-schwindende Ruhemassen besitzen. Erstder Nachweis von Oszillationen in densolaren und atmosphärischen Neutrino-flüssen sowie mittlerweile in irdischenExperimenten bewies, dass Neutrinosnicht, wie früher gedacht, masselos sind,etwa wie Photonen. Ihre winzigen Mas-senwerte und starken Familienmischun-gen werfen aber neue Rätsel auf, weil siein theoretischen Ansätzen zur Erklärungvon Neutrinomassen nicht erwartet wur-den. Die genauere Untersuchung derOszillationen zwischen den drei Familienin neuen Experimenten und ein funda-mentales theoretisches Verständnis desUrsprungs der Neutrinomassen ist einHauptanliegen der modernen Neutrino-physik.û Theoretische Neutrinophysik S. 40û Double Chooz S. 46

Abb. 13: Alle normale Materie ist aus Quarks und Elektronen aufgebaut. (Grafik: CERN)

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Gewogen und zu leicht befundenKönnten Neutrinos die Dunkle Materiedes Universums sein? Die im Urknall desUniversums entstandenen Neutrinoshaben heute eine Dichte von 110 Neutri-nos pro Kubikzentimeter für jede der dreiFamilien. Somit tragen Neutrinos ingeringem Maße zur Dunklen Materiebei. Es ist daher von größter Wichtigkeit,die Absolutmassen der Neutrinos expe-rimentell zu bestimmen – ein extremschwieriges Unterfangen. Zudem mes-sen alle bisherigen Experimente ledig-lich die Massendifferenzen zwischenjeweils zwei Neutrinoarten.û KATRIN S. 42 û GERDA S. 44

Kosmologische Präzisionsbestimmun-gen ermöglichen es,die Summe der Neu-trinomassen auf indirektem Wege starkeinzuschränken. Sicher ist man sichdarin, dass die Massen sehr klein sind.Damit müssen sich diese Teilchen im frü-hen Universum sehr schnell bewegthaben. Aus diesem Grunde muss selbstein kleiner Anteil von Neutrinos die kos-mische Strukturbildung (Galaxien undGalaxienhaufen) sichtbar anders beein-flusst haben, als man es vom Hauptan-teil der Kalten Dunklen Materie erwar-tet, deren Teilchen langsam waren. Ausder Beobachtung der Galaxienvertei-lung kann man demnach etwas über die

Massen der Neutrinos erfahren. Das Uni-versum dient gewissermaßen als „Neu-trinowaage”.

Warum gibt es Materie?Entgegen anfänglicher Vermutungenstellen Neutrinos also nur einen sehrkleinen Teil der Dunklen Materie. Gleich-wohl haben sie wahrscheinlich eine ent-scheidende Rolle bei der Entstehung dergewöhnlichen Materie im Urknall ge-spielt. Es ist nämlich ein großes Rätsel,warum sich im frühen Universum nichtgleich viel Materie und Antimateriegebildet hat, wie man es unter perfekterSymmetrie erwarten würde. Wäre diesgeschehen, so hätten sich beide Mate-riearten gegenseitig vernichtet, und esgäbe im heutigen Universum nur Strah-lung. Es muss daher kurz nach demUrknall einen kleinen Überschuss anMaterie gegenüber Antimaterie gege-ben haben. Warum?

Des Rätsels Lösung steckt möglicher-weise in einer vermuteten Eigenschaftder Neutrinos: Diese sind möglicher-weise – im Gegensatz zu den elektrischgeladenen Bausteinen der Materie –gleichzeitig ihre eigenen Antiteilchen.Diese Zwitterrolle ermöglicht denMechanismus der so genannten Lepto-genese, bei dem die kleinen Neutrino-

massen für die Existenz aller Materieund damit unserer eigenen Existenz ver-antwortlich sind. Es ist daher von größterBedeutung herauszufinden, ob Neutri-nos und Antineutrinos tatsächlich iden-tisch sind.û Theoretische Neutrinophysik S. 40

Derzeit lässt sich dies nur durch dieBeobachtung extrem seltener radioakti-ver Kernzerfälle (neutrinolose Doppel-Betazerfälle) klären.Weltweit haben sichForschergruppen dem Ziel verschrieben,nach diesem Phänomen mit immerempfindlicheren Methoden zu suchenund so einerseits dem kosmischenUrsprung der Materie auf die Spur zukommen und andererseits den teilchen-physikalischen Ursprung der Neutrino-massen zu klären.û GERDA S. 44

Ein besseres Verständnis der Neutrinosgewährt uns gleichzeitig neue Einblickein den Mikrokosmos der elementarenQuanten wie in den Ursprung des Uni-versums im Großen.

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Abb. 14: Die bekannten elementaren Grundbausteine derMaterie bestehen aus drei Familien von Quarks, Elektro-nen und Neutrinos, deren elektrische Ladung in Einheitender Elementarladung angegeben ist. Materie, die ausQuarks und Leptonen aufgebaut ist, kommt nicht für diekosmische Dunkle Materie in Betracht. Auch Neutrinossind hierfür ausgeschlossen, so dass unser Standardmo-dell der Teilchenphysik unvollständig sein muss.

Abb. 15: Der amerikanische Physiker Ray Davis regi-strierte als Erster Neutrinos von der Sonne und stießdabei auf das Sonnenneutrino-Rätsel. Sein Detektorbestand aus einem großen mit Tetrachloräthylengefüllten Tank, in dem die Neutrinos bei Kernreaktio-nen wenige Argon-37-Isotope erzeugen, die mit einerhochsensitiven Methode nachgewiesen wurden.Davis erhielt hierfür 2002 den Nobelpreis für Physik.

Quarks Leptonen

Ladung +2/3 Ladung -1/3 Ladung -1 Ladung 0

1. Familie Up u

2. Familie Charm c

3. Familie Top t

Down d

Strange s

Bottom b

Elektron e

Myon µ µ-Neutrino ν

e-Neutrino ν

Tauon τ τ-Neutrino ν

Gravitation

Schwache Wechselwirkung

Elektromagnetische Wechselwirkung

Starke Wechselwirkung

e

µ

τ

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Astronomie und Kosmologie üben aufdie Öffentlichkeit eine starke Faszinationaus. Ein Grund hierfür sind die brillantenHimmelsaufnahmen der modernen Tele-skope. Für jeden Spektralbereich, vonden Radiowellen bis hin zu Röntgen-strahlen, gibt es heute leistungsfähigeInstrumente. In der Öffentlichkeit ver-gleichsweise unbemerkt geblieben isthingegen bislang der Schwarm hoch-energetischer Teilchen, der unablässigdie Atmosphäre bombardiert (Abb. 16).Auch wenn diese kosmische Strahlungnicht direkt sichtbar ist, so beeinflusstsie uns Menschen in vielerlei Hinsicht.Diese energiereichen Partikel könnenzum Beispiel DNS-Stränge des Erbgutsaufbrechen und zu Mutationen führen.Neuerdings vermutet man, dass die kos-mische Strahlung auch die Wolkenbil-

dung beeinflusst und damit für unserKlima mit verantwortlich ist.

Die Astroteilchenphysik hat seit kurzemden Bereich der hochenergetischenStrahlung erschlossen und wird damitfaszinierende Einblicke in die energie-reichsten Vorgänge im Universum be-kommen.

Teilchenbeschuss aus dem All Der österreichische Physiker Victor Hessentdeckte 1912 die kosmische Strahlungauf damals recht abenteuerliche Weise.Hess beschäftigte sich mit der Frage,worauf die elektrische Leitfähigkeit derLuft beruht. Es bestand bereits die Ver-mutung, dass energiereiche Teilchen ausdem Kosmos dies bewirken. Dann müss-te, so folgerte Hess, die elektrische Leit-

fähigkeit in großer Höhe ansteigen. Zwi-schen 1911 und 1913 stieg der wagemuti-ge Forscher mit Freiballonen in Höhenvon über 5000 Meter auf und konnte denvorhergesagten Effekt tatsächlich nach-weisen (Abb. 17). Damit lieferte er denBeweis, dass kosmische Strahlungsteil-chen in die Atmosphäre eindringen unddarin Atome ionisieren. Den Begriff kos-mische Strahlung prägte 1924 der ameri-kanische Physiker Robert Millikan.

Heute ist bekannt, dass die kosmischeStrahlung im Wesentlichen aus Atom-kernen mit ganz unterschiedlichen Ener-gien besteht. Diese sind mitunter umviele Zehnerpotenzen höher als in dengrößten Teilchenbeschleunigern auf derErde (Abb. 18). Die energiereichsten Atom-kerne, die man bislang registriert hat,

Abb. 16: Teilchen der kosmischen Strahlung lösen inder Hochatmosphäre eine Lawine von Sekundärteil-chen aus. (Grafik: CERN)

3 | Kosmische Strahlung und die energiereichsten Himmelskörper

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besaßen fast soviel Bewegungsenergiewie ein stark geschlagener Tennisball.

Für die Entwicklung des Kosmos ist diekosmische Strahlung sicher bedeutsam.Hierfür spricht allein schon die Tatsache,dass in ihr ebensoviel Energie steckt wieim gesamten Sternenlicht oder in allenkosmischen Magnetfeldern des Univer-sums zusammen.

Auf der Suche nach den kosmischen BeschleunigernBei all den Fortschritten der vergange-nen Jahrzehnte ist immer noch weitge-hend unbekannt,welche Himmelskörperdie Teilchen beschleunigen und auf wel-che Weise dies geschieht. Eines ist aberklar: Die physikalischen Prozesse müssensich fundamental von denen unterschei-

den, die beispielsweise für das sichtbareLicht der Sterne verantwortlich sind.Letztere nennt man „thermische Strah-lung.“ Ihre Energie wächst mit der Tem-peratur des leuchtenden Himmelskör-pers. Vom Urknall abgesehen, ist aberkein Objekt im Weltall bekannt, das auchnur annähernd so hohe Temperaturenaufweist, um als Quelle für Teilchen derkosmischen Strahlung in Frage zu kom-men. Hierfür müssen andere Mechanis-men verantwortlich sein, die man alsnicht thermisch bezeichnet.û Kosmische Strahlung S.58

Das energiereichste Ereignis im Univer-sum, der Urknall, scheidet als Herkunfts-quelle aus. Aus dem Anteil radioaktiverKerne mit „kurzen“ Zerfallszeiten in derkosmischen Strahlung kann man näm-

lich schließen, dass zwischen der Erzeu-gung der Partikel und ihrem Eintreffen inder Erdatmosphäre höchstens ein paarMillionen Jahre vergangen sein können.Damit ist auch klar, dass ein großer Teilder kosmischen Strahlung in unserereigenen Galaxie erzeugt werden muss.Nur bei den allerhöchsten Energien spe-kuliert man auf einen Ursprung in fer-nen Galaxien.

Das Studium der kosmischen Strahlungist auch fast hundert Jahre nach Hess’Ballonflügen immer noch ein schwieri-ges Unterfangen.Wenn ein hochenerge-tisches Teilchen in die Atmosphäre ein-dringt, so stößt es in 20 bis 30 km Höhemit einem Atomkern zusammen. Diebeiden Kerne zerplatzen, und neue Teil-chen werden frei, die weiter in Richtung

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Abb. 17: Historisches Foto von Victor Hess kurz vor einem seiner Aufstiegeim Forschungsballon.

Abb. 18: Das Energiespektrum der Teilchen der kosmischen Strahlung erstreckt sich über 13 Zehnerpotenzen. Insbesondere die Herkunft der Teilchen mit höchsten Energien ist ungewiss.

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Erdboden rasen. Diese treffen erneut aufAtomkerne und lösen weitere Teilchenaus. Erst wenn die Energie des Primärteil-chens in dieser Kaskade aufgebraucht ist,kommt der Prozess zum Erliegen. Auf derErde kommt ein so genannter Luftschau-er an. Das bedeutet aber auch, dass diePrimärteilchen selbst gar nicht auf derErde ankommen.Wie lassen sie sich dannstudieren?

Mit Weltraumexperimenten ist diesgrundsätzlich möglich. Doch gerade dieinteressantesten Teilchen mit den ganzhohen Energien sind extrem selten. Beirelativ „bescheidenen“ Energien von eini-gen Milliarden Elektronenvolt wird einSatellit noch von vielen Teilchen proSekunde getroffen. Für die kosmischenBeschleuniger in unserer Galaxis sindaber Energien bis zu 1015 Elektronenvoltcharakteristisch. Von ihnen kommt amOberrand der Atmosphäre gerade nochein Teilchen pro Jahr und Quadratmeteran. Bei den allerhöchsten Energien ober-halb von 1020 eV erreicht uns etwa nochalle hundert Jahre ein Teilchen pro Qua-dratkilometer. Ein Satelliteninstrumentmit einer etwa einen Quadratmeter gro-ßen Messfläche müsste hundert Millio-nen Jahre auf den ersten „Treffer“ warten.

Die einzige, heute gangbare Alternativezu Weltraumexperimenten besteht da-rin, am Boden Stationen aufzubauen, mitdenen sich die Luftschauerteilchen nach-weisen lassen. Aus ihren Eigenschaftenlässt sich dann auf Art und Energie desPrimärteilchens rückschließen. Doch die-se Art der Beobachtung ermöglicht esnicht, die Quelle eines Primärteilchens zuermitteln oder gar Bilder von Himmels-körpern herzustellen. Magnetfelder iminterstellaren Raum lenken die elektrischgeladenen Teilchen von ihren Bahnen abund verschleiern somit jegliche Rich-tungsinformation. Allenfalls bei denenergiereichsten Teilchen besteht dieHoffnung, einzelne Quellen am Himmellokalisieren zu können (Abb. 19).

Rätsel der höchsten EnergienDie Herkunft der energiereichsten Teil-chen im Universum zählt mit zu denSchlüsselfragen der modernen Astro-physik. Die heißesten Kandidaten sindSupernovae (Abb. 20). Bei einem solchenEreignis entfernt sich eine Explosions-oder Schockwelle mit einigen zehntau-send Kilometern pro Sekunde vom Vor-läuferstern. Atomkerne werden in denMagnetfeldern, die solche Wellen mitsich führen, gefangen und gewinnen imLauf der Zeit enorme Energien, ähnlichwie ein Surfer auf einer hohen Welle.

Auch die Endstadien der explodiertenSterne, so genannte Pulsare, können Teil-chen in ihren extrem starken Magnetfel-dern beschleunigen (Abb. 21).

Die Beschleunigung in Supernova Schock-wellen reicht aber nach heutigem Wissennicht aus,um die allerhöchsten in der kos-mischen Strahlung gemessenen Energienzu erklären. Größere und stärkere Schock-wellen treten wahrscheinlich in Teilchen-strahlen aktiver Galaxien auf (Abb. 22).Diese so genannten Jets können mehrerehunderttausend Lichtjahre weit in denintergalaktischen Raum reichen. Sie sindderzeit Kandidaten für die kosmischen„Super-Teilchenbeschleuniger.“

Doch diese Hypothese wirft ein Problemauf: Die Teilchen stoßen auf ihrem Wegdurch den intergalaktischen Raum mitder Mikrowellenstrahlung zusammen.Dadurch verlieren sie beständig Energie.Man vermutet, dass die Teilchen deshalbhöchstens einige hundert MillionenLichtjahre zurücklegen können. Inner-halb dieses Abstandsradius gibt es abernur sehr wenige Galaxien um unserMilchstraßensystem herum,die als kosmi-sche Beschleuniger überhaupt in Fragekommen.

Abb. 20: In den Schockwellen von Supernova-Über-resten, wie dem hier gezeigten Cassiopeia A, wer-den Teilchen beschleunigt. Diese Aufnahme ist eineÜberlagerung von Bildern der WeltraumteleskopeChandra (Röntgen, blau und grün), Hubble (optisch,gelb) und Spitzer (mittleres Infrarot, rot). Das kom-pakte türkise Objekt (im Kästchen) ist der nur imRöntgenbereich sichtbare Neutronenstern.(Foto: NASA/JPL-CalTec/O.Krause)

Abb. 21: Auch Pulsare sind kosmische Teilchen-beschleuniger. Hier zu sehen ist die nahe Umgebungdes Pulsars im Krebsnebel, aufgenommen mitden Weltraumteleskopen Chandra und Hubble.(Foto: NASA/ESA)

5 Lichtjahre

Abb. 19: Elektrisch geladene Teilchen werden in deninterstellaren Magnetfeldern unseres Milchstraßen-systems abgelenkt. Nur Teilchen mit den höchstenEnergien sowie die neutralen Neutrinos, Photonenund Neutronen fliegen auf geradlinigen Bahnen.

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Eine erst kürzlich veröffentlichte Hypo-these vermutet einen ganz anderenUrsprung für einen Teil der kosmischenStrahlung. Sie könnte vielleicht bei Zer-fällen sehr schwerer und bisher unbe-kannter Elementarteilchen oder andererRelikte aus dem Urknall entstehen.

Die neuen Instrumente Mit einer neuen Generation von Messin-strumenten untersuchen Astroteilchen-physiker heute und in naher Zukunftdiese rätselhaften Teilchen. In Argenti-nien entsteht derzeit das Pierre-Auger-Observatorium, eine riesige Anlage, beider zahlreiche Detektorstationen aufeiner Fläche von über 3000 km2 verteiltwerden. Mit ihm werden die Luftschauerregistriert, um daraus die Energien, Ein-fallsrichtungen und andere Eigenschaf-ten der kosmischen Strahlungsteilchenbei allerhöchsten Energien genau zu ver-messen. Hier kann man darauf hoffen,einige Quellen am Himmel zu finden.û Auger S.60 û KASCADE-Grande S.62û LOPES S.64 û AMS S.66

Bei niedrigeren Energien ist dies wegender Ablenkung in den interstellaren Mag-netfeldern nicht möglich. Hier kommenneue Gamma- und Neutrinoteleskopeins Spiel. Der Trick besteht darin, dassman nicht die Teilchen selbst beobachtet,

sondern deren Folgeprodukte, Neutrinosund Gammaquanten. Sie entstehen,wenn die Teilchen der kosmischen Strah-lung noch im Umfeld ihres Entstehungs-ortes mit interstellarem Gas oder mitStrahlung in Wechselwirkung treten.Anders als die Teilchen selbst breiten sichdie Gammaquanten und Neutrinos ge-radlinig aus. Sie erlauben es also, dieQuellen zu identifizieren und sogar Him-melsaufnahmen anzufertigen.û H.E.S.S. S.68 û MAGIC S.70 û GLAST S.72 û Baikal/AMANDA/IceCube S.74û ANTARES S.76

Hochenergetische Gammastrahlung wirdmit modernen Anlagen beobachtet. Sienutzen die Atmosphäre gewissermaßenals Leuchtschirm. Dringt ein Gamma-quant in die Atmosphäre ein, so entste-hen bei Kollisionen mit Atomkernen elek-trisch geladene Sekundärteilchen. Diesesenden für den Bruchteil einer Sekundeein bläuliches Licht aus. Das ist, als würdein der Hochatmosphäre kurzzeitig eineLeuchtstoffröhre aufflammen. Diese sogenannte Tscherenkow-Strahlung lässtsich mit großen Spiegelteleskopen amBoden beobachten. Auf diese Weise ist esmöglich, Bilder von Quellen hochenerge-tischer Gammastrahlung zu erstellen.û H.E.S.S. S.68 û MAGIC S.70

Diese Generation neuer Instrumentewird in den kommenden Jahren vieleRätsel der kosmischen Strahlung klären– und sehr wahrscheinlich wird sie neueFragen aufwerfen. Interessant an die-sem Forschungsgebiet sind auch die vie-len Synergien mit anderen Bereichen derAstroteilchenphysik, Teilchenphysik undAstrophysik. Diese Art der Forschungoffenbart uns eine bislang weitgehendunbekannte Facette des Universums(Abb. 23).

Die Energien kosmischer TeilchenTeilchenphysiker geben die Energiein der Einheit Elektronenvolt (eV)an. Danach ist 1 eV die Energie, dieein elektrisch geladenes Teilchenaufnimmt, wenn es in einer Poten-tialdifferenz von 1 V beschleunigtwird. Die Quanten (Photonen) dessichtbaren Lichts haben ebenfallsEnergien von rund 1 eV. In den größ-ten irdischen Beschleunigern wer-den Energien bis zu 1012 eV er-reicht. Die energiereichsten Teil-chen der kosmischen Strahlungerreichen fast 1021 eV.

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Abb. 22: Die mächtigstenTeilchenbeschleuniger sindvermutlich aktive Galaxien,in deren Zentrum ein riesi-ges Schwarzes Loch sitzt,das zwei Teilchenstrahlen(Jets) erzeugt. (Foto: NRAO)

Abb. 23: Das Band der Milchstraße in drei verschiede-nen Spektralbereichen: Im Infraroten (oben) siehtman interstellare Staubwolken, im Optischen domi-niert das Sternlicht und in dem Bereich extrem hoher Gammaenergie sieht man die „kosmischenBeschleuniger“, vor allem Supernova-Überreste.(Fotos: Oben S. L. Wheelock et al., Mitte: A. Mellinger)

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4 | Gravitationswellen:am Puls des Universums

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Unter den durchweg recht jungen Berei-chen der Astroteilchenphysik ist die Gra-vitationswellenforschung am jüngsten.Ihre Wurzeln reichen jedoch weit zurück,bis ins Jahr 1915. Damals vollendete Ein-stein die Allgemeine Relativitätstheorieund schuf damit ein neues Weltbild. DieSchwerkraft (Gravitation) ist bei ihmkeine Kraft mehr wie noch bei Newton,sondern eine Eigenschaft von Raum undZeit. Massen verzerren die Raumzeit, unddiese Verzerrung beeinflusst die Bewe-gung von Licht und Materie. Auch dieErde beispielsweise krümmt die umge-bende Raumzeit. Eine vorbeifliegendeRaumsonde wird hierin abgelenkt undauch die Bahn des Mondes ist eine Folgeder Raumkrümmung.

Wenn Massen sich beschleunigt bewe-gen, erzeugen sie in der Raumzeitgeo-metrie Störungen, die wellenartige mitLichtgeschwindigkeit den Raum durch-eilen. Das sind Gravitationswellen. Mankann sich dies ähnlich vorstellen, wiesich ausbreitende Wellen auf einemTeich, in den man einen Stein geworfenhat. Der Durchgang einer Gravitations-welle äußert sich durch rhythmische Stau-chungen und Dehnungen des Raums, dasheißt die Abstände zwischen Objektenim Raum ändern sich.û Theorie Gravitationswellen S.82

Einstein selbst glaubte, der Effekt sei soklein,„dass man Gravitationswellen wohlnie beobachten wird“, wie er 1916 in sei-ner Arbeit schrieb. Heute gibt es weltweitmehrere Anlagen, um sie aufzuspüren,und Theoriegruppen beschäftigen sichzunehmend mit diesem Phänomen.

Große Ursache, kleine WirkungEinsteins Pessimismus war damalsdurchaus berechtigt, denn die Leistun-gen von Gravitationswellen sind überausgering und die daraus resultierende„Kräuselung“ der Raumzeit extrem klein.So strahlt die Erde bei ihrem Umlauf umdie Sonne Gravitationswellen mit einerLeistung von nur 200 Watt ab, Jupiterbringt es immerhin schon auf 5300 Watt.Das sind jedoch äußerst bescheideneWerte im Vergleich zu den wahren Grö-ßen im Universum. Zwei kompakte Neu-tronensterne beispielsweise, die sich imAbstand von hundert Kilometern miteiner Periode von einer HundertstelSekunde umkreisen, erzeugen eine Lei-stung von 1045 Watt. In dieser Größen-ordnung liegt auch die in Form von Gra-vitationswellen abgestrahlte Leistungbei einer Supernova. Ereignisse dieser Artwollen Gravitationsphysiker messen.

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Doch selbst bei einer im kosmischenMaßstab vergleichsweise nahen Super-nova in einer Nachbargalaxie verändertdie entstehende Gravitationswelle denAbstand zwischen Erde und Sonne nurum den Durchmesser eines Wasserstoff-atoms, und das auch nur für wenige tau-sendstel Sekunden. Für kürzere Mess-strecken ist die Stauchung entsprechendkleiner: Der Abstand zwischen Testobjek-ten, die einen Kilometer voneinanderentfernt sind, ändert sich nur um einTausendstel des Durchmessers einesProtons. Diese extrem geringe Längen-änderung verdeutlicht die technischenHerausforderungen beim Bau eines Gra-vitationswellen-Detektors.

Gravitationswellen gehören zu denwenigen von der Allgemeinen Relativi-tätstheorie vorhergesagten Phänome-nen, die bislang nicht direkt nachgewie-

sen werden konnten. Die erste zweifels-freie Messung wäre somit eine weitereglänzende Bestätigung von EinsteinsTheorie. Gleichzeitig enthalten Gravita-tionswellen Informationen über Vorgän-ge im Kosmos, die man auf keine andereArt und Weise erhalten kann.

Indirekter und direkter NachweisAuf indirektem Wege ließen sich Gravi-tationswellen bereits nachweisen. Diebeiden amerikanischen Radioastrono-men Russell Hulse und Joseph Taylor ent-deckten 1974 ein sehr seltenes Objekt:zwei sich eng umkreisende Pulsare. Dadie Astronomen von beiden KörpernRadiopulse mit äußerst genauer Periodeempfingen, eigneten sich die beiden Kör-per gewissermaßen als sehr genaugehende kosmische Uhren. Für ein sol-ches System sagt die Allgemeine Relati-vitätstheorie einen merklichen Energie-

verlust durch die Abstrahlung von Gravi-tationswellen voraus. Als Folge davonmüssten sich die beiden Sterne einanderannähern und immer schneller einanderumkreisen. Diese Abnahme der Umkrei-sungsdauer konnten Hulse und Tayloraus der jahrzehntelangen Beobachtungder Radiopulse nachweisen. Ihr Wertstimmt exakt mit der relativistischenVorhersage überein.

Gravitationswellen-Astronomie wird je-doch erst möglich, indem man Anlagenbaut, mit denen sich diese Wellen ausdem Weltraum nachweisen und dieQuellen identifizieren lassen.

Die ersten Versuche unternahm Endeder 1960er-Jahre Joseph Weber in denUSA. Er verwendete als Kernstück seinesDetektors einen rund 1,5 Tonnen schwe-ren Aluminiumzylinder. Ziel war es,

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Abb. 24 und 25: In dieser Computersimulation bewegen sich die Gravitationswellen nach dem Zusammen-prall zweier Schwarzer Löcher mit Lichgeschwindigkeit durch das Universum. Die Wellen entstehen nahedem Zentrum der Kollision, breiten sich schalenartig aus und verlassen letztendlich den Würfel, der dieComputervisualisierung begrenzt. Die Wissenschaftler versuchen die Entstehung von Gravitationswellen zuergründen, indem sie z.B. Kollisionen von Schwarzen Löchern und Neutronensternen auf Supercomputernsimulieren. Diese Simulationen liefern Erkenntnisse über die mögliche Form der Signale, welche die Gravita-tionswellendetektoren GEO600 oder LISA beim Durchgang einer Gravitationswelle aufzeichnen würden.Erst dann kann in den Detektordaten gezielt nach Signalen gesucht werden.

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Gravitationswellen zu messen, die querdurch den Zylinder laufen und diesendabei zu Vibrationen anregen. Die da-durch erzeugten Verformungen desZylinders wollte Weber mit Hilfe hoch-empfindlicher Verstärker nachweisen.Ein eindeutiger Nachweis gelang ihmjedoch nicht.

Anfang der 1970er-Jahre erkannte man,dass ein Michelson-Interferometer idealgeeignet sein sollte, die von Gravita-tionswellen erzeugten Effekte nachzu-weisen. Es misst die Phasenverschie-bung zwischen zwei Lichtwellen, diejeweils einen von zwei Interferometerar-men durchlaufen. In der Praxis wird eineinfallender Laserstrahl geteilt. BeideTeilstrahlen durchlaufen dann senkrechtzueinander die Messstrecke, werden anSpiegeln reflektiert, von einem weiterenSpiegel wieder zusammengeführt undin einem gemeinsamen Punkt auf einem

Photodetektor überlagert. Hier entstehtein Interferogramm. Läuft eine Gravita-tionswelle durch die Anlage hindurch, soverändern sich kurzzeitig die Längen derbeiden Lichtwege. Dadurch sind die bei-den Lichtwellen nicht mehr in Phase, wassich in einem Flimmern des Interfero-gramms äußert.

Weltweit gibt es derzeit vier Anlagen,die nach diesem Prinzip arbeiten. Dazugehört das deutsch-britische ProjektGEO600. û Geo600/LISA S.84

Die große Anzahl der Antennen ermög-licht es, die Quellen von Gravitationswel-len am Himmel zu lokalisieren. Aufgrundeiner Vielzahl natürlicher Störquellenkönnen diese Interferometer nur im Fre-quenzbereich von 1 Hz bis 10 000 Hzmessen. Die einzige Chance, auch Gravi-tationswellen mit geringerer Frequenzerfassen zu können, besteht in der Mes-

sung im Weltraum. Dies soll mit LISA(Laser Interferometer Space Antenna),einem Gemeinschaftsprojekt von NASAund ESA, ab circa 2015 möglich sein.Bereits heute sind Testsatelliten im Bau,die voraussichtlich 2009 starten werden.

Genau so wichtig wie das Messgerätselbst ist eine ausgeklügelte Software,um in dem Datenmeer die Signale dergesuchten Gravitationswellen zu finden.Theoretiker arbeiten daher daran, dieEntstehung und raumzeitliche Form vonGravitationswellen genau zu ergründen.Simulationen auf Supercomputern vonkollidierenden Schwarzen Löchern undNeutronensternen oder schnell rotieren-den Pulsaren liefern hierzu völlig neueErkenntnisse. Diese dienen dazu, opti-male Algorithmen und Suchstrategienzu entwickeln, um in den Detektordatensolche Signale zu finden.

Abb. 26: Das Weltrauminterferometer LISA wird aus drei Satelliten bestehen, dieein Dreieck mit fünf Millionen Kilometer Kantenlänge aufspannen. Diese Compu-tergrafik zeigt, wie die Satelliten aus der Trägerrakete austreten und ihren Formationsflug beginnen.

Abb. 27: Die optischen Komponenten des Gravitationswellen-Detektors GEO600 müssen exakt justiert werden. Nur so ist es möglich, die minimalen Raumverzerrungen zu messen, die eine Gravitationswelle hervorruft.

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Die energiereichsten Vorgänge im KosmosGravitationswellen werden zwar vonallen beschleunigt bewegten Körpernausgesandt, aber die Chance, sie nachzu-weisen besteht nur bei den energie-reichsten Vorgängen im Kosmos.Voraus-sichtlich lassen sich folgende Objektebeobachten. û Theorie Gravitationswellen S.82

Supernovae Typ II: Wenn ein masserei-cher Stern seinen Brennstoff verbrauchthat, bricht sein Kernbereich zu einemNeutronenstern zusammen, während erseine äußere Hülle mit großer Ge-schwindigkeit ins All abstößt. Hierbeiwerden auch Gravitationswellen abge-strahlt. Die Forscher hoffen, Ereignisseempfangen zu können,die bis zu etwa 70Millionen Lichtjahre entfernt sind. Dannwäre auch der Virgo-Galaxienhaufennoch im „Blickfeld“, in dem sich mehrereSupernovae pro Jahr ereignen sollten.

Enge Doppelsysteme, bestehend aus Neu-tronensternen und/oder Schwarzen Lö-chern: Die von diesen Systemen abge-strahlten Gravitationswellen sollten Fre-quenzen zwischen etwa 10 und 100 Hzbesitzen und ebenfalls nachweisbarsein. Besonders spektakulär müsste dasSignal von zwei verschmelzenden kom-pakten Objekten sein. Deren Häufigkeitist aber noch unsicher.

Schnell rotierende Neutronensterne:Auch diese Körper senden Gravitations-wellen aus, sofern sie nicht vollkommensymmetrische Kugelform besitzen. Dietypischen Frequenzen liegen hier zwi-schen 10 und 1000 Hz.

Der Urknall: Die Entstehung des Univer-sums im Urknall war der heftigste Vor-gang in der Geschichte des Kosmos.Nach heutigen Theorien sollten damalsauch Gravitationswellen entstanden

sein, die heute das Universum als all-gegenwärtiges Rauschen durchziehen.Die heutige Generation erdgebundenerEmpfänger kann dieses Signal nichtnachweisen. Vielleicht wird dies mit demWeltraum-Interferometer LISA oder einerspäteren Generation von Gravitations-wellen-Observatorien möglich sein.

Mit der Messung von Gravitationswel-len, energiereichen Gammastrahlen undNeutrinos öffnen Astrophysiker neue„Fenster zum All“, die ihnen Einblicke inbislang unerforschte Gebiete gewähren.Am Ende stehen Antworten auf diemodernen Fragen nach der Natur derDunklen Materie und Dunklen Energie,letztlich also nach der Entstehung undEntwicklung des Universums.

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Abb. 28: Das südlich von Hannover gelegene GEO600. Man erkennt die beiden senkrecht zueiander liegenden, 600 Meter langen Arme des Interferometers und das Zentralhaus, in dem sich Laser, Strahlteilerund Signalaufnahme befinden.

Kosmologie und Dunkle Materie

û Theoretische Teilchenkosmologie:vom Urknall bis heute

û Das Weltraumobservatorium Planck:Bilder des Mikrowellen-Himmels

û Virgo:Supercomputer simulieren die kosmische Strukturentstehung

û CRESST:Jagd auf Teilchen der Dunklen Materie

û EDELWEISS:Dunkle-Materie-Teilchen im Kristall

Astroteilchenphysik in Deutschland

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Theoretische Teilchenkosmologie:vom Urknall bis heute

Eine überraschende Erkenntnis der modernen Kosmologie ist, dass die normale baryonischeMaterie – aus der alle Sterne, Planeten und auch der Mensch bestehen – nur etwa fünf Prozentder insgesamt im Universum vorhandenen Materie oder Energiedichte ausmacht. Zu 95 Pro-zent dominieren hier Dunkle Energie und Dunkle Materie. Deren physikalische Natur ist aberbislang völlig unklar. Letztlich wissen wir auch nicht, warum es heute überhaupt baryonischeMaterie gibt. Antworten auf diese Fragen werden wir nur finden, wenn wir die physikalischenGesetze, die unmittelbar nach dem Urknall geherrscht haben, entschlüsseln.

Kontakt: Prof. Dr. Christof Wetterich · Institut für Theoretische Physik · UniversitätHeidelberg · Philosophenweg 16 · 69120 Heidelberg · Tel. 06221/549-340c.wetterich@thphys.uni-heidelberg.de

Die Dunkle Energie erfüllt das Universumund führt dazu, dass es heute beschleu-nigt expandiert. Die Dunkle Materiemacht sich in vielen astrophysikalischenBeobachtungen aufgrund ihrer Schwer-kraftwirkung bemerkbar, ist aber völligunsichtbar. Diese beiden rätselhaftenPhänomene lassen sich nur verstehen,wenn wir die Physik des Großen mit derdes Kleinen zusammenführen. Hier sinddie theoretischen Konzepte vereinheit-lichter Theorien gefragt – Superstring-theorien,Theorien mit zusätzlichen Raum-dimensionen oder auch ganz neue Ideen.Vielleicht wird die Dunkle Energie sogarzu einem zentralen Teil im großen Puzzleeiner vereinheitlichten Beschreibung allerfundamentalen Naturkräfte.

Dunkle Energie – kosmologische Konstante oder Quintessenz?Von der Dunklen Energie wissen wir bis-lang lediglich, dass sie homogen imRaum verteilt ist und das Universumbeschleunigt expandieren lässt. Unklarist aber, ob sie vom Urknall bis heuteeinen konstanten Wert hatte (EinsteinsKosmologische Konstante) oder ob siesich zeitlich ändert. Eine solche dynami-sche Dunkle Energie nennt man Quint-essenz. Erstaunlich ist in beiden denkba-ren Fällen, dass ihr Wert sehr klein ist. Diezeitliche Variation der Dunklen Energie,beschrieben durch ein zeitlich veränder-liches Kosmonfeld, hätte weitreichendeKonsequenzen: Eine derartige „funda-

mentale Wechselwirkung“ mit kosmi-scher Reichweite könnte dazu führen,dass Naturkonstanten in Wirklichkeitnicht konstant sind, sondern sich imLaufe von Jahrmilliarden ändern. Aucheine winzige Verletzung des Äquivalenz-prinzips, wonach alle Körper gleichschnell fallen, wäre dann möglich.

Die Herausforderungen an die theoreti-sche Physik, den winzigen Wert einerKosmologischen Konstante zu erklärenoder den Ursprung des Kosmonfelds derQuintessenz zu begründen, ist gewaltig.Es gibt eine Vielzahl von Ansätzen, diesim Rahmen der Superstringtheorie oderdurch Effekte zusätzlicher Raumdimen-sionen zu lösen. Alternative Ideen inner-halb der Gravitationstheorie könnten zueiner effektiven Konstanten oder einemeffektiven Skalarfeld führen. Die Ein-schränkung der Vielzahl der Modelledurch kosmologische Beobachtungen isteine herausragende Aufgabe für diekommenden Jahre.

Dunkle Materie – Teilchen der Supersymmetrie? Astrophysikalische Beobachtungen ha-ben dazu geführt, dass sich das Bild derso genannten Kalten Dunklen Materiedurchgesetzt hat. Hierunter verstehtman Teilchen, die sich nichtrelativistisch,also vergleichsweise langsam, bewegen.Eine supersymmetrische Erweiterungdes Standardmodells der Teilchenphysik

Etwa 370 000 Jahre nach dem Urknall, als sich dieersten Atome bildeten, wurde das Universum „durch-sichtig“ für die kosmische Hintergrundstrahlung. AmHimmel erscheint sie als Strahlungsfeld mit vielenFlecken. Diese Fluktuationen sind die Ursprünge derheutigen Galaxien und Galaxienhaufen. Dieses Dia-gramm (Leistungsspektrum) zeigt die Größenvertei-lung der Fluktuationen. Es birgt Informationen überdie Dunkle Materie und Dunkle Energie (WMAP-Col-laboration).

Umlaufgeschwindigkeit von Gas und Sternen um dasZentrum der Milchstraße.Wenn die Galaxie nur sicht-bare Materie enthielte, würden die Geschwindig-keiten mit wachsendem Abstand vom Zentrumabnehmen. In Wirklichkeit bleiben sie aber nahezukonstant. Dies ist ein deutlicher Hinweis auf die Gra-vitationswirkung von Dunkler Materie.

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sagt in der Tat die Existenz eines stabilen,massiven Teilchens, oft WIMP genannt,vorher. Ein aus diesen Teilchen bestehen-des Gas könnte die gesamte Menge derDunklen Materie erklären. Auch eineErweiterung der Quantenchromodyna-mik, welche die Kräfte zwischen denQuarks beschreibt,sagt die mögliche Exi-stenz eines sehr leichten Teilchens vor-aus: das Axion, ein weiterer Kandidat fürdie Dunkle Materie. Es gibt zur Zeit zweiMöglichkeiten, Hinweise auf die Exi-stenz dieser Teilchen zu bekommen: Ent-weder durch Experimente am zukünfti-gen Large Hadron Collider (LHC) desCERN oder durch den direkten Nachweismit Hilfe neuartiger Detektoren wieCRESST, EDELWEISS oder CAST.

Interessant ist auch die Frage, ob es einenoch unbekannte Wechselwirkung zwi-schen der Dunklen Materie und der Dun-klen Energie gibt. Sie könnte bei ausrei-chender Stärke die Entstehung der Gala-xien und Galaxienhaufen beeinflussthaben. Für das detaillierte quantitativeVerständnis dieser Strukturentstehungsind auch die Eigenschaften der Neutri-nos wichtig – insbesondere ihre nochunbekannte Masse.

Baryonische Materie – Asymmetrie im UrknallKurz nach dem Urknall müssen Materieund Antimaterie in fast gleichen Antei-len existiert haben. Stoßen Teilchen die-ser beiden Materiearten zusammen, sovernichten sie sich und gehen vollstän-dig in Strahlung auf. Dass es heute den-

noch Materie und damit auch uns Men-schen gibt, verdanken wir einem winzi-gen Überschuss von Baryonen über Anti-baryonen.Wie kam sie zustande? Dies isteine der brennenden Fragen der theore-tischen Teilchenkosmologie. Die Ursachehierfür könnten schwere Neutrinos oderandere superschwere, unentdeckte Teil-chen gewesen sein, die unmittelbar nachdem Urknall zerfallen sind. Auch sogenannte Phasenübergänge oder Teil-chenproduktion in den Anfangsphasendes Universums werden heute diskutiert.

Das inflationäre Universum – von derUnordnung zur OrdnungNach derzeitigen Modellen setzte un-mittelbar nach dem Urknall eine rasan-te, so genannte inflationäre Expansiondes Raumes ein. Sie ist Gegenstandintensiver theoretischer Forschungen.Während der Inflation entstanden ausQuantenfluktuationen winzige Schwan-kungen in der Geometrie des Raums, diesich in der heute beobachtbaren kosmi-schen Hintergrundstrahlung widerspie-geln. Sie zu untersuchen ist die Aufgabedes Weltraumteleskops Planck.

Das inflationäre Universum befand sichin einem extrem geordneten Zustand.Erst gegen Ende dieser Epoche entstanddie Unordnung unseres Weltalls, indemplötzlich sehr viele Teilchen erzeugt wur-den. Der Schlüssel zum Verständnis die-ses Vorgangs liegt in der Entwicklungneuer theoretischer Methoden, genauer:in der Entwicklung der Quantenfeldthe-orie außerhalb des Gleichgewichtes.

Unterstützt werden diese theoretischenEntwicklungen durch Experimente. Amzukünftigen LHC und am RHIC in Brook-haven werden schwere Atomkerne vonBlei oder Gold mit extrem hohen Ge-schwindigkeiten aufeinander geschos-sen. Dabei entsteht ein Energieball, wie erMillionstel Sekunden nach dem Urknallexistierte. Hierbei will man den vorherge-sagten Phasenübergang vom Quark-Gluon-Plasma zu Hadronen, den „norma-len Teilchen“ unserer Welt, beobachten.

NAusblick Fortschritte in der Theorie der Elementar-teilchen und der zwischen ihnen wirken-den Kräfte sind zentrale Aufgaben für einkohärentes Bild unseres Universums.Eine Vielzahl von Initiativen in Deutsch-land geht diese Herausforderungen dertheoretischen Teilchenkosmologie an.Ein virtuelles Institut (Virtual Institute forParticle Cosmology, VIPAC) der Helm-holtz-Gemeinschaft wurde kürzlich ge-gründet. Mehrere Sonderforschungsbe-reiche der Deutschen Forschungsge-meinschaft und Exzellenz-Cluster imRahmen der bundesweiten Exzellenz-Initiative stehen zur Entscheidung an.Eine konzentrierte Anstrengung kann dieinternational hoch angesehene Teilchen-kosmologie in Deutschland in eine füh-rende Position im weltweiten Wettbe-werb bringen.

å Aktivitäten der theoretischen Teilchenkosmologie:DESY (Hamburg), Max-Planck-Institute für Gravita-tionsphysik (Golm) und für Physik (München), Univer-sitäten Bielefeld,Bonn,Heidelberg,Köln und München

Berechnete Zeitentwicklung des Anteils an Dunkler Energie, dargestellt alsFunktion der Rotverschiebung. Je größer die Rotverschiebung, desto näherkommt man dem Urknall. Gezeigt sind die Entwicklung für die EinsteinscheKosmologische Konstante (schwarz) sowie zwei Quintessenz-Modelle mit unterschiedlichen Anteilen früher Dunkler Energie (rot, blau). Zukünftige Beobachtungen sollen zwischen diesen Möglichkeiten unterscheiden.

Bei der Kollision von zwei Gold-Atomkernen imRHIC-Beschleuniger entsteht eine Fülle neuer Teilchen. Mit solchen Experimenten simuliert manBedingungen, wie sie Millionstel Sekunden nachdem Urknall existierten (Foto: BNL).

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Das Weltraumobservatorium Planck:Bilder des Mikrowellen-Himmels

Der europäische Satellit Planck wird ab 2008 den gesamten Himmel im Bereich derMikrowellenstrahlung mit bislang unerreichter Detailgenauigkeit und Empfindlichkeitabbilden. Plancks wichtigstes Ziel ist die genaue Bestimmung der Eigenschaften desUniversums im Großen. Einige hundert Wissenschaftler aus den meisten Ländern Europas einschließlich Deutschlands sowie den USA und Kanada sind daran beteiligt.

Kontakt: Dr. Torsten Enßlin · Max-Planck-Institut für AstrophysikKarl-Schwarzschild-Straße 1 · 85741 Garching · Tel. 089-30000-2243ensslin@mpa-garching.mpg.de

Die Mikrowellen-Hintergrundstrahlungist die älteste Kunde, die wir aus demUniversum empfangen. Winzige Tempe-raturschwankungen in dieser Relikt-strahlung bergen eine Fülle von Informa-tionen über den Urzustand des Univer-sums und seine Entwicklung. Diesem„kosmischen Fingerabdruck“ überlagertsind aber Signale aus späteren Epochendes Kosmos. Sie stammen vor allem von Galaxien, Galaxienhaufen und derMilchstraße. Planck wird es ermöglichen,die Hintergrundstrahlung mit bislangunerreichter Präzision zu studieren undunsere Erkenntnisse über das Universumerheblich zu erweitern.

Das Universum entstand aus einem sehrheißen, dichten Anfangszustand, demUrknall. Anschließend dehnte es sich ausund kühlte dabei ab. Als seine Tempera-tur etwa 380 000 Jahre nach demUrknall bis auf circa 3 000 Kelvin gefallenwar, entstanden die ersten Atome, und

damit wurde das Gas durchsichtig fürdie vorhandene Strahlung. Heute ist dasUniversum etwa um das Tausendfachegrößer als damals, und seine Temperaturist um denselben Faktor gesunken. DieStrahlung, die damals frei wurde, kühlteebenfalls ab, das heißt ihre Wellenlängevergrößerte sich. Heute erscheint sie unsdeswegen im Mikrowellenbereich.

Die heutigen kosmischen Strukturen,wie Galaxien und Galaxienhaufen, wa-ren damals schon angelegt und erschei-nen als winzige Temperaturschwankun-gen in dem Mikrowellenhintergrund.Ihre Abweichung von der mittleren Tem-peratur, die 2,7 Kelvin beträgt, liegt imBereich von Millionstel Grad. Diese Fluk-tuationen wurden 1992 mit dem Satelli-ten COBE (Cosmic Background Explorer)entdeckt und bilden eine der wichtigstenInformationsquellen über das Univer-sum. Seit 2002 studiert das amerikani-sche Weltraumteleskop Wilkinson-MAP

Schematische Entwicklungsstufen des Universums.Nach dem Urknall entstand die kosmische Hinter-grundstrahlung und aus den ersten Fluktuationen imUrgas bildeten sich die Galaxien. Wegen der end-lichen Laufzeit des Lichts schauen wir beim Blick insUniversum in dessen Vergangenheit zurück (Grafik:WMAP).

Links:Test eines Prototypen von Planck; Rechts: Modelldes Satelliten mit angedeutetem Strahlengang überdie beiden Teleskopspiegel zur Fokalebene (Foto: ESA).

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diese Strahlung. Planck wird die Detail-genauigkeit dieses Satelliten um dasDreifache und die Empfindlichkeit etwaum das Zehnfache steigern. Außerdemwird der beobachtete Wellenlängenbe-reich um das Dreifache erweitert undneben der Temperatur auch die Polarisa-tion des Mikrowellenhintergrunds ge-messen.

Plancks Instrumente und BeobachtungsweisePlanck wird 1,5 Millionen Kilometer vonder Erde entfernt stationiert. Von dortaus kann er – Erde und Sonne immer inseinem Rücken – die Mikrowellenstrah-lung ungehindert beobachten. Er wirdsich einmal pro Minute um sich selbstdrehen, so dass das Teleskop in Kreisenden Himmel abtastet. Zwei Instrumenteempfangen die Mikrowellenstrahlung:Das Niederfrequenz-Instrument (LFI)arbeitet zwischen einem Zentimeterund fünf Millimetern Wellenlänge, dasHochfrequenz-Instrument (HFI) zwi-schen drei und 0,3 Millimetern. Dabeiwerden verschiedene Detektoren ver-wendet. Das LFI setzt Transistoren ein,das HFI Bolometer, welche die Erwär-mung durch die einfallende Strahlungmessen. Eine der größten technischenHerausforderungen besteht darin, dieDetektoren auf Temperaturen unterhalbvon einem Zehntel Kelvin abzukühlen.Der langsame Verbrauch des Kühlmittelswird Plancks Lebensdauer auf etwa einJahr beschränken. In dieser Zeit wird erden gesamten Himmel zweimal voll-ständig abbilden.

Störende VordergründeIn der zeitlichen Entwicklung des Univer-sums bildeten sich nach der Emissionder Mikrowellenstrahlung die kosmi-schen Strukturen. Sie erscheinen unsheute als Vordergrundobjekte und sinddem Strahlungsfeld überlagert. DieseStrukturen müssen zunächst sorgfältigaus den Aufnahmen entfernt werden,bevor sich die reine Mikrowellenstrah-lung analysieren lässt. Zu diesen Struk-turen gehören weit entfernte Galaxienmit vielen jungen Sternen, deren Strah-lung in den Mikrowellenbereich hineinverschoben erscheint. Außerdem durch-quert die Mikrowellenstrahlung häufigGalaxienhaufen. Dabei werden ihrePhotonen durch die heißen Elektronendes Galaxienhaufens zu kleineren Wel-lenlängen hin gestreut. Deshalb werfenGalaxienhaufen bei Wellenlängen vonmehr als 1,4 mm einen Schatten, wäh-rend sie bei kleineren Wellenlängenleuchten. Auch die Milchstraße emittiertMikrowellenstrahlung durch verschie-dene Mechanismen, zu denen die Syn-chrotronstrahlung schneller Elektronenund die Wärmestrahlung interstellarerStaubwolken gehört.

Diese Vordergrundobjekte lassen sichzuverlässig vom Mikrowellenhinter-grund trennen, weil sie bei verschiede-nen Wellenlängen unterschiedlich hellstrahlen. Während bei großen Wellen-längen die Synchrotronstrahlung über-wiegt, dominiert bei kleinen Wellenlän-gen die Wärmestrahlung. Dazwischenliegt ein Fenster, in dem der Mikrowel-

lenhintergrund besonders hell ist. Des-wegen ist der breite Wellenlängenbe-reich von Planck so wichtig: Er ermög-licht es, den Mikrowellenhintergrundpräzise freizulegen.

Was die genaue Bestimmung kosmolo-gischer Parameter stört, ist gleichzeitigeine hoch willkommene Informations-quelle für die Astronomie. So wird Plancketwa 10 000 Galaxienhaufen finden, vondenen ein großer Teil sehr weit entferntsein wird. Anders gesagt: Planck siehtObjekte, die ihr heute empfangenesLicht in der Frühphase des Universumsaussandten. Allein dadurch wird sich dieAnzahl bekannter Galaxienhaufen etwaverdoppeln.

Simulation und AuswertungDeutschland wird im Planck-Projektdurch das Max-Planck-Institut für Astro-physik (MPA) in Garching vertreten. Diedortige Gruppe ist für die Simulationwissenschaftlicher Daten verantwort-lich – ein unentbehrliches Hilfsmittel beider Vorbereitung auf die Datenauswer-tung. Daneben wird am MPA die Steue-rungssoftware für die gesamte Daten-analyse entwickelt. Die Kosmologie-gruppe am MPA bereitet sich intensivauf die wissenschaftliche Auswertungder Planck-Daten vor.

Die Daten, die Planck ab Anfang 2008 lie-fern soll, werden es erlauben, die Eigen-schaften des Universums im Großensehr genau festzulegen. Damit wird die-ses Teleskop das kosmologische Stan-dardmodell weiter präzisieren. Die For-scher erhoffen sich insbesondere mehrInformationen über die Rätsel der Dun-klen Materie und der Dunklen Energiesowie über die Frühphase des Univer-sums. Darüber hinaus wird Planck eineFülle astronomisch höchst wertvollerDaten liefern. Deutschland trägt durchSimulation, Analyse und Interpretationder Daten wesentlich zu diesem zentra-len kosmologischen Projekt bei.

å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institut fürAstrophysik (Garching), Institut für TheoretischeAstrophysik der Universität Heidelberg

In den Mikrowellenhimmel eingebettet erscheinen Galaxienhaufen, deren charakteristische Signatur eserlaubt, sie aus den zahlreichen anderen Strahlungskomponenten mit speziellen Verfahren herauszufiltern.Links ein simulierter 10 mal 10 Quadratgrad großer Ausschnitt, rechts daneben die darin enthaltenen Gala-xienhaufen. Die Entdeckungsrate ist trotz des intensiven Hintergrunds sehr hoch.

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Virgo – Supercomputer simulieren die kosmische Strukturentstehung

Die Ursuppe aus Materie und Strahlung des frühen Universums zeigte winzige Dichte-schwankungen, die von der Gravitation verstärkt wurden, bis die heutigen Strukturenentstanden. Aufwändige numerische Simulationen untersuchen diese Prozesse.Das Virgo-Konsortium mit Wissenschaftlern aus Deutschland, England, Kanada,Japan und den USA spielt eine führende Rolle und hat die weltweit größten Simulationen des Universums durchgeführt.

Kontakt: Dr. Volker Springel · Max-Planck-Institut für AstrophysikKarl-Schwarzschild-Str. 1 · 85741 Garching · Tel. 089/30000-2238volker@mpa-garching.mpg.de

Die winzigen Temperaturfluktuationender kosmischen Mikrowellenstrahlungrepräsentieren die Dichteschwankungendes Universums etwa 380 000 Jahre nachdem Urknall. Mit numerischen Simula-tionen entwickelt man diesen einfachenAnfangszustand weiter und schlägt da-mit eine Brücke vom Urknall bis zumkomplexen Zustand des heutigen Uni-versums. Ein Vergleich mit der beobach-teten Materieverteilung überprüft danndie zugrundeliegende Vorstellung überdie Natur des Universums und die Ent-stehung der Galaxien. Dunkle Materieund Dunkle Energie spielen eine ent-scheidende Rolle.

Der größte Teil der Materie im Univer-sum besteht offenbar aus bisher nochnicht identifizierten, schwach wechsel-wirkenden Elementarteilchen. Die Gravi-tation, die von diesen Teilchen ausgeübtwird und der sie selbst folgen, ist ent-scheidend für die Entstehung und denZusammenhalt kosmischer Objekte. DieDunkle Materie ist gleichsam der Kitt,ohne den Galaxien und Galaxienhaufenauseinanderdriften würden.

Auf dem Computer kann man die DunkleMaterie als stoßfreies N-Teilchen Systemmodellieren. Man berechnet die Bahnender Teilchen unter ihrer gegenseitigen An-ziehung in einem expandierenden Uni-versum und erhält so ein Modell der kos-mischen Strukturentstehung. Man benö-tigt allerdings sehr effiziente Berechnungs-

verfahren, um die Gravitationskraft zwi-schen allen Teilchen genau zu bestimmen.Einfache Algorithmen skalieren mit demQuadrat der Teilchenzahl und sind des-halb für große Simulationen unbrauchbar.Außerdem soll die Teilchenzahl möglichstgroß sein, um die Treue des physikalischenModells zu gewährleisten und auch kleineGalaxien aufzulösen.

Das Virgo-Konsortium hat deshalb neu-artige Verfahren und Computerprogram-me entwickelt, um die geballte Rechen-leistung und den gesamten Speicherparallel vernetzter Supercomputer zunutzen. Der Zusammenschluss vielerComputer ermöglicht, den dynamischenBereich kosmischer Simulationen erheb-lich zu steigern, wenn auch um den Preisgroßer Komplexität der Berechnungs-programme selbst, die auch die Kommu-nikation der Prozessoren und die Vertei-lung der Daten und der Rechenschrittesteuern.

Die Millennium-SimulationIm Jahr 2005 hat das Virgo-Konsortiumdie bisher größte Simulation der kosmi-schen Strukturbildung vorgestellt, mitmehr als 10 Milliarden Teilchen. Ein Super-rechner der Max-Planck-Gesellschaft inGarching mit 512 Prozessoren benötigtedafür fast einen Monat,wobei der gesam-te Hauptspeicher von 1 Terabyte geradenoch ausreichte. Diese „Millennium-Simulation“ liefert eine detaillierte Be-schreibung kosmischer Strukturbildung

Die obere Abbildung visualisiert die heutige großräu-mige Struktur der Dunklen Materie. Die Millennium-Simulation zeigt eine vielfältige Population ausHalos aller Größen, die mit Filamenten aus DunklerMaterie verbunden sind, so dass sich ingesamt einekomplexe Struktur ergibt, die als „Cosmic Web“bezeichnet wird. Die untere Abbildung zeigt die vor-ausgesagte Verteilung der leuchtenden Galaxien aufder gleichen Skala, wobei sich rote Galaxien bevor-zugt in Gruppen und Haufen finden, während dienoch sternbildenden blauen Galaxien die Filamentebevölkern.

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über einen Zeitraum von fast 14 Milliar-den Jahren, vom frühen Universum bisheute, in einem Raumgebiet,das mehr als2,3 Milliarden Lichtjahre Kantenlängeumfasst. Dies entspricht dem Volumender größten bisher durchgeführten syste-matischen Galaxienbeobachtungen, wiedem Sloan Digital Sky Survey oder dem2dF Galaxy Redshift Survey. Ein Hauptzielder Simulation ist, die Entstehung vonetwa 20 Millionen Galaxien auf demComputer detailliert zu verfolgen und dieberechneten Eigenschaften mit denBeobachtungen zu vergleichen. Auf dieseWeise lassen sich die Vorstellungen zur„hierarchischen Galaxienentstehung“ prü-fen und weiterentwickeln.

Die Simulation erlaubt die Entwicklungneuer kosmologischer Tests, mit denenman der mysteriösen Dunklen Energieauf die Spur kommen könnte, die zueiner beschleunigten Expansion desheutigen Universums führt. So solltenetwa die akustischen Schwingungenzwischen dem Baryon-Photon-Fluid undder Dunklen Materie im frühen Univer-

sum zu Massenfluktuationen auf großenSkalen führen. Ob diese charakteristi-schen Muster den Prozess der Struktur-entstehung allerdings bis heute überlebthaben, lässt sich nur mit Rechnungenwie der Millennium-Simulation klären.

Numerische Simulationen liefern auchdie genaue nichtlineare Massenvertei-lung, die sich aus der kosmischen Struk-turentstehung mit Kalter Dunkler Mate-rie ergibt. Dieser entscheidende Schritterlaubt beispielsweise, die gravitativeLichtablenkung an Massenkonzentratio-nen wie Galaxienhaufen präzise zuberechnen. Ein Vergleich mit Beobach-tungen dieser Gravitationslinseneffekte

liefert eine neuerliche Überprüfung derkosmologischen Modelle.

Auch die Bestimmung der inneren Struk-tur galaktischer Halos beruht fast aus-schließlich auf Simulationen. Mit kon-kreten teilchenphysikalischen Modellender Dunklen Materie kann man dann dieAnnihilationsraten der Teilchen berech-

nen, die dann etwa mit den vom H.E.S.S.-oder MAGIC-Gammateleskop gemesse-nen Strahlungsflüssen verglichen wer-den.

NAusblickDie Weiterentwicklung der Simulations-programme und die raschen Fortschritteder Computertechnologie erlauben inZukunft noch präzisere Modelle kosmi-scher Strukturentstehung. Insbesonderesollte es möglich werden, die komplexePhysik der Sternentstehung und desgleichzeitigen Wachstums superschwe-rer Schwarzer Löcher direkt in Compu-termodelle einzubeziehen. Schon heutesind die Simulationen unverzichtbarer

Bestandteil astrophysikalischer Theorie-bildung. Diese Bedeutung wird nochsteigen, gerade für die Galaxienentste-hung mit ihrem besonders komplexenZusammenspiel vielfältiger physikali-scher Prozesse.

å Deutsche Gruppen, die Strukturbildung numerisch simulieren: Astrophysikalisches Institut Potsdam (AIP) und Max-Planck-Institutfür Astrophysik (Garching)

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Hochaufgelöste Simulationen der Dunklen Materie in Galaxienhaufen zeugen von der reichen Substruktur inHalos und erlauben die Bestimmung der Dunklen Materiedichte in deren Zentren.

Simulationen von Galaxienkollisionen zeigen die Ent-stehung elliptischer Galaxien und das gleichzeitigeWachstum superschwerer schwarzer Löcher in ihrenZentren. Einströmendes Gas regt letztere währendder Kollision zu Quasar-Aktivität an.

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CRESST – Jagd auf Teilchen der Dunklen Materie

Es gibt im Universum mindestens fünfmal mehr unsichtbare Dunkle Materie als normale baryoni-sche Materie. Mit CRESST (Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometers) sollenerstmals die hypothetischen Teilchen der Dunklen Materie direkt nachgewiesen und deren Naturgeklärt werden. Neuartige Messverfahren sind hierfür nötig, weil die Dunkle-Materie-Teilchen nursehr selten mit normaler Materie wechselwirken. CRESST ist ein europäisches Gemeinschaftsprojekt,an dem drei deutsche Institute beteiligt sind.

Kontakt: Dr. Wolfgang Seidel · Max-Planck-Institut für Physik · Föhringer Ring 680805 München · Tel. 089/32354-442 · seidel@mppmu.mpg.de · Prof. Dr. JosefJochum · Physikalisches Institut, Universität Tübingen · Auf der Morgenstelle 1472076 Tübingen · Tel. 07071/29-74453 · josef.jochum@uni-tuebingen.de

Woraus die Dunkle Materie besteht, istbisher nicht geklärt. Eine Reihe von Be-obachtungen hat aber zu der Erkenntnisgeführt, dass sie wohl aus unbekanntenElementarteilchen besteht. Diese Teil-chen können nur sehr schwach mit nor-maler Materie in Wechselwirkung tretenund sollten etwa die Masse eines schwe-ren Atomkerns haben. Sie werden WIMPsgenannt, für „Weakly Interacting MassiveParticles.“ Auch Teilchenphysiker erwar-ten aus ganz anderen Gründen, dass esbisher unbekannte Elementarteilchengeben sollte, deren Eigenschaften denenvon WIMPs entsprechen. Daher ist dieSuche nach den Teilchen der DunklenMaterie sowohl für die Kosmologie alsauch für die Teilchenphysik von größtemInteresse.

Messungen nahe am absoluten NullpunktEine Möglichkeit zum Nachweis derDunklen Materie ergibt sich aus der Ver-mutung, dass die Teilchen an Atomker-nen streuen und dabei einen messbarenRückstoß auf den Kern übertragen. Aller-dings passiert das höchst selten. ProKilogramm Detektormasse rechnet manmit höchstens einem Streuereignis proMonat, vielleicht sogar noch weniger.Gleichzeitig lösen radioaktiv zerfallendeTeilchen im Detektor mehrere Signalepro Sekunde aus – millionenmal mehr alsWIMPs. Es gilt also, die sprichwörtliche

Stecknadel im Heuhaufen zu finden.Darin liegt die große Herausforderungdieser Art von Experimenten und dieMotivation zur Entwicklung neuartigerDetektoren.

Das Nachweisprinzip von CRESST basiertauf der Messung einer Temperaturerhö-hung des Detektors, die eintritt, wennein WIMP darin mit einem Atomkernzusammenstößt. Allerdings ist der Effektextrem klein. Einen messbaren Anstiegder Temperatur kann man deshalb nurbei sehr niedriger Temperatur erwarten,weshalb die Detektoren von CRESSTnahe dem absoluten Nullpunkt betrie-ben werden.

Ein solcher Detektor besteht aus Kristal-len aus hochreinem Saphir (Al2O3) oderKalziumwolframat (CaWO4), auf diedünne Filme eines supraleitenden Mate-rials aufgebracht werden. Unterhalbeiner gewissen kritischen Temperaturverschwindet schlagartig der elektrischeWiderstand dieser Supraleiter. Stabili-siert man die Temperatur des dünnen Fil-mes bei dieser kritischen Temperatur, sowird bei kleinen Temperaturschwankun-gen dessen Widerstand sehr starkschwanken. Auf diese Weise wirkt dersupraleitende Film als höchst empfindli-ches Thermometer für Temperaturände-rungen um einige Millionstel Grad.Unterhalb einer kritischen Temperatur verliert der

supraleitende Film sehr schnell vollständig seinenelektrischen Widerstand. Wird der Film bei seiner kri-tischen Temperatur stabilisiert, führen kleine Tempe-raturschwankungen zu großen und damit messbarenSchwankungen im elektrischen Widerstand.

Ein Tieftemperatur-Kalorimeter des CRESST-Experi-ments: ein Saphir-Kristall mit aufgebrachtem supra-leitendem Film aus Wolfram. Der Kristall hat eineKantenlänge von 4 cm und wiegt etwa 250 g. Er wirdbei etwa 0,01 Kelvin betrieben.

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CRESST misst mit den CaWO4 -Kristallengleichzeitig auch Lichtblitze,die bei einemZusammenstoß eines WIMPs mit einemAtomkern entstehen. Dieses Phänomenheißt Szintillation. Interessanterweise istdas Verhältnis von Licht zu Wärme abhän-gig davon,ob Alpha-,Beta-,Gammastrah-lung (ausgelöst von radioaktiven Zerfäl-len oder kosmischer Strahlung) oderKernrückstöße eines WIMPs das Ereignisauslösen. Auf diese Weise lassen sichWIMP-Streuungen vom überwiegendenTeil des Untergrundes unterscheiden.Das Szintillationslicht wird mit einemzweiten Tieftemperatur-Detektor gemes-sen.Damit steigt die Sensitivität für kleineZählraten und kleine Wirkungsquer-schnitte um viele Größenordnungen.Diese Art von Detektoren sind dahergeeignet,um nach sehr kleinen Wirkungs-querschnitten zu suchen.

CRESST im Gran-Sasso-UntergrundlaborCRESST befindet sich im italienischenGran-Sasso-Untergrundlabor. Bei erstenMessungen in den Jahren 2000 bis 2003wurden zwei Kristalle mit je 320 g Masseverwendet. Mit einer gesamten effekti-ven Messzeit von 10 kg-Tagen konnte bis-her kein WIMP-Signal nachgewiesenwerden. Aus diesem Nullresultat ließensich Obergrenzen der Wechselwirkungs-stärke (Wirkungsquerschnitt) und mög-liche WIMP-Massen ableiten. Bis Mitte2006 wird das Experiment erweitert.Danach können bis zu 33 Detektoren unddamit 10 kg Absorbermasse verwendetwerden, wodurch die bisher erreichteEmpfindlichkeit um weitere zwei Größen-ordnungen steigen wird. Damit werdenweitere große Bereiche theoretischer Vor-hersagen experimentell zugänglich.

Gleichzeitig werden weitere Maßnah-men getroffen, um die Detektoren gegenstörende Strahlung abzuschirmen. Ins-besondere Neutronen werden mit Hilfeeines halben Meter dicken Mantels ausPolyethylen vom Instrument ferngehal-ten. Auch Myonen aus der kosmischenStrahlung stören die Messung erheblich.Zwar verringert die 1,5 km dicke Ge-steinsschicht der Abruzzen über demLabor den Myonen-Fluss um das Milli-onenfache. Dennoch treffen pro Tagetwa hundert dieser Teilchen auf dasCRESST-Experiment. Mit Hilfe eines sogenannten Veto-Detektors werden dieTeilchen nachgewiesen und lassen sichso aus den Daten eliminieren.

NAusblick auf EURECAWenn sich die Detektoren in der jetzigenAusbaustufe bewähren, werden die Wis-senschaftler versuchen, die Experimenteauf Absorbermassen von insgesamt biszu einer Tonne auszubauen. Dies wirdnur in einer größeren Kooperation mög-lich sein. Deshalb wurde aus den Projek-ten CRESST und EDELWEISS eine Initiati-ve für ein gemeinsames Nachfolgepro-jekt EURECA auf europäischer Ebenegestartet.

Ziel ist es, die Teilchen der Dunklen Mate-rie direkt nachzuweisen.Wenn gleichzei-tig an Beschleunigeranlagen neue Ele-mentarteilchen gefunden werden, vorallem am Large Hadron Collider (LHC)am CERN in Genf, und man durch dasStudium ihrer Eigenschaften feststellenwürde, dass auch die beobachtetenWIMPs zur Familie dieser neuen Teilchengehören, wäre nicht nur das Rätsel derDunklen Materie gelöst. Darüber hinaushätte man einmal mehr eine Verbindungzwischen der Physik des Allerkleinstenund der Astrophysik und Kosmologieaufgezeigt. Bleiben aber die mutmaß-lichen Teilchen der Dunklen Materieunauffindbar, so sind vermutlich ganzneue Erklärungsansätze erforderlich, diewir uns mit unserem heutigen Verständ-nis von Gravitation, dem Aufbau des Uni-versums und der Materie noch nicht vor-stellen können.

å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institut fürPhysik (München), Universität Tübingen,Technische Universität München

Das Nachweisprinzip der CRESST-Detektoren beruhtauf zwei Effekten: Einer Temperaturerhöhung undgleichzeitig erzeugtem Szintillationslicht.

Die CRESST-Detektoren und der zu ihrer Kühlung not-wendige Kryostat befinden sich in einem Kupfergefäß.Im Hintergrund ist ein Teil der Abschirmung gegenUmgebungsradioaktivität zu erkennen. Beim Einbauder Detektoren (rechts) darf keinerlei Staub in denDetektor gelangen, weil er natürliche radioaktiveStoffe enthält.

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EDELWEISS:Dunkle-Materie-Teilchen im Kristall

EDELWEISS ist ein französisch-deutsches Experiment zur direkten Suche nach Teilchender Dunklen Materie. Das Nachweisprinzip besteht darin, dass ein solches Teilchen ineinem Germanium-Kristall elastisch gestreut werden kann. Dabei entsteht Wärme,außerdem werden Atome ionisiert. EDELWEISS sucht nach solchen, sehr seltenen Signalen. Mit der neuen Experimentkonfiguration, wie sie im Jahre 2005 aufgebautwurde, soll die bisherige Empfindlichkeit um das Hundertfache erhöht werden.

Kontakt: Dr. Klaus Eitel · Forschungszentrum Karlsruhe · Institut für KernphysikPostfach 3640 · 76021 Karlsruhe · Tel. 07247/82-3701 · klaus.eitel@ik.fzk.de

Die Teilchen der Dunklen Materie gehenmit der bekannten Materie eine extremgeringe Wechselwirkung ein. Deswegensind sie unsichtbar, also dunkel. Diese„Weakly Interacting Massive Particles“(WIMPs) genannten Partikel erfüllennach heutigem Wissen das Universumnicht homogen. Vielmehr haben sie riesige Wolken gebildet, in denen Gala-xien wie unser Milchstraßensystem„schweben“. Demnach sollte sich dieErde in dieser Wolke bewegen und einirdischer Detektor ständig von einer gro-ßen Zahl von WIMPs durchströmt wer-den. Wegen der verschwindend gerin-gen Wahrscheinlichkeit für eine Wech-selwirkung stößt dabei aber nur höchstselten ein WIMP mit einem Atomkernzusammen. Mit Experimenten wie EDEL-WEISS versuchen Astroteilchenphysiker,solche extrem seltenen Stoßprozessenachzuweisen.

EDELWEISS im Fréjus-TunnelDas EDELWEISS-Experiment (Expériencepour détecter les WIMPs en Site Souter-rain) befindet sich im Laboratoire Sou-terrain de Modane im französisch-italie-nischen Fréjus-Tunnel. Dort schirmt die1780 Meter mächtige Gesteinsschichtder Alpen das Experiment gegen stören-de kosmische Strahlung ab. Als Detekto-ren dienen Germanium-Halbleiterkri-stalle mit einer Masse von je 320 g, diebis auf 0,017 Kelvin gekühlt sind. Stößtein WIMP mit einem Germanium-Atom-kern zusammen, so überträgt es auf den

Kern einen Rückstoß und deponiertdabei Energie. Dies führt zu zwei Effek-ten. Zum einen erhöht sich die Tempera-tur im Kristall geringfügig und zum an-deren wird das Kristallmaterial in derUmgebung des Stoßprozesses ionisiert.Das heißt, einige Atome verlieren ihreElektronen.

Das Temperatursignal wird über einenkleinen Spezialsensor, der auf den Detek-tor aufgeklebt ist, ausgelesen. Hierbeinutzt man aus, dass eine Temperaturer-höhung zu einem größeren elektrischenWiderstand in diesem Sensor führt. DasIonisationssignal wird ebenfalls an denKristalloberflächen ausgelesen. Hierzudient eine nur 100 nm dünne Alumi-nium-Elektrode, an die eine Spannungvon einigen Volt angelegt wird. Für jedesEreignis nimmt man sowohl den Tem-peraturanstieg als auch das Ionisations-bzw. Ladungssignal gleichzeitig auf.

Eine Herausforderung besteht darin,Störeinflüsse wie radioaktive Zerfälle, beidenen Elektronen und Gammaquantenemittiert werden, herauszufiltern. Diesist möglich, weil die Elektronen undGammaquanten bei gleichem Energie-eintrag stärker mit den Elektronen imKristall wechselwirken als die WIMPsoder Neutronen. Dies führt dementspre-chend zu deutlich mehr Ionisation als beiden WIMPs und Neutronen, die an denKernen stoßen. Hingegen ist das Wärme-signal nur von der deponierten Gesamt-

Das Messprinzip. Bei einem Stoß eines WIMPs miteinem Germaniumkern im Detektor wird die depo-nierte Energie sowohl als Temperaturerhöhung aneinem Wärmesensor wie auch als Ladungssignal anden Elektroden registriert.

Testmontage der inneren von insgesamt drei Kupfer-hüllen des neuen Kryostaten mit einem Fassungsver-mögen von 100 Litern für bis zu 110 Bolometer-Detek-toren.

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energie abhängig. Auf diese Weise las-sen sich potenzielle WIMP-Kern-Stößeanhand des Verhältnisses von Ionisationzu Wärme sehr effizient aus dem „Meer“von Untergrundereignissen extrahieren.Eine ähnliche Strategie verfolgen auchandere Experimente wie CRESST undCDMS (Cold Dark Matter Search).

In einem ersten Messzyklus in den Jah-ren 2000 bis 2003 mit drei Kristallen undeiner gesamten effektiven Messzeit von 62 kg-Tagen wurde kein WIMP-Signal ge-funden. Daraus ergeben sich Obergren-zen für die Wechselwirkungsstärke (Wir-kungsquerschnitt) und mögliche WIMP-Massen.

In einer zweiten Experimentkonfigura-tion, deren Aufbau Ende 2005 abge-schlossen wurde, soll die bisherige Emp-

findlichkeit um etwa zwei Größenord-nungen gesteigert werden. Damit ge-langt man zu Wirkungsquerschnitten imBereich von 10-8 Pikobarn (1 pb=10-36 cm2).Dann werden erstmals große Bereichetheoretischer Erwartungen experimen-tell zugänglich. Um dieses Ziel zu errei-chen, muss die effektive Messzeit gestei-gert werden, was durch erheblich mehrDetektormaterial erreicht wird. EDEL-WEISS-2 soll bis zu 110 Germanium-De-tektoren mit jeweils 320 g Masse enthal-ten, die in einem neu entwickelten 100-Liter-Kryostaten untergebracht werden.

Aufgrund der enormen Empfindlich-keitssteigerung treten allerdings bishervernachlässigbare Untergrundquellenins Blickfeld. Wegen der guten Abschir-mung durch das Gestein erreichendurchschnittlich zwar nur etwa vier kos-

mische Myonen pro Quadratmeter undTag das Experiment (an der Erdoberflä-che wären es 10 Millionen). Diese Myo-nen können aber beim Durchgang durchumgebendes Material hochenergeti-sche Neutronen erzeugen, die im Detek-tor ebenfalls ein Störsignal auslösen, dastückischerweise einem WIMP sehr vielmehr ähnelt als radioaktiver Unter-grund. Deshalb müssen die Detektorenvon einem hermetischen Zähler umge-ben werden, der alle Myonen in der Expe-rimentumgebung nachweist. Aufgrundder massiven Abschirmung der Detekto-ren mit Kupfer, 20 cm dickem Blei und 50cm dickem Polyethylen beträgt die zuüberdeckende Fläche des von den deut-schen Gruppen gebauten und betriebe-nen Myonzählers für das EDELWEISS-2Experiment rund hundert Quadratmeter.

NAusblickMit der neuen Generation von Experi-menten zur direkten Suche nach DunklerMaterie erzielen wir in den nächstenJahren eine bisher unerreichte Empfind-lichkeit und stoßen erstmalig in großeBereiche vor, in denen supersymmetri-sche Modelle WIMPs vorhersagen. Tiefunter der Erde könnten wir damit einemder großen Rätsel der Kosmologie auf dieSpur kommen und die Natur der DunklenMaterie aufdecken.

å Deutsche Beteiligungen: ForschungszentrumKarlsruhe, Universität Karlsruhe (TH)

Obwohl bislang noch kein WIMP nachgewiesenwurde, lassen sich bereits einige Bereiche der Wir-kungsquerschnitte und Massen ausschließen. OffeneKurven beschreiben Bereiche ausgeschlossener Para-meter (zu großen Wirkungsquerschnitten hin), derpink umrandete Bereich beschreibt mögliche Para-meter aufgrund eines Hinweises auf ein Signal imDAMA-Experiment, das im Gran Sasso-Untergrund-labor durchgeführt wurde.

Detailansicht eines Germanium-Bolometers mit aufgeklebtem Wärmesensor. Deutlich erkennbar die Kupfer-halterung des Detektors sowie die Signalkabel.

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Neutrinos, Axionen undNukleare Astrophysik

Astroteilchenphysik in Deutschland

û Theoretische Neutrinophysik

û KATRIN:eine Waage für Neutrinos

û GERDA:Sind Neutrinos ihre eigenen Antiteilchen?

û Double-Chooz:Oszillationen von Reaktorneutrinos

û Supernovae,Hypernovae und verschmelzende Sterne

û Borexino:Spektroskopie von Sonnenneutrinos mit Borexino und LENA

û CAST:Axionen aus dem Inneren der Sonne

û Nukleare Astrophysik:Elementsynthese im Universum

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Theoretische Neutrinophysik

Die winzigen Massen der Neutrinos, ihre erst teilweise erforschten „Mischungen“ und die Vermutung, sie seien ihre eigenen Antiteilchen und verantworteten den kosmischen Überschuss von Materie über Antimaterie, sind fundamentale Fragen der Teilchenphysik und Kosmologie.Mehrere Gruppen in Deutschland widmen sich den theoretischen Grundlagen dieser Themen und fördern zugleich die Fortentwicklung der experimentellen Projekte.

Kontakt: Prof. Dr. Manfred Lindner · Max-Planck-Institut für KernphysikSaupfercheckweg 1 · 69117 Heidelberg · Tel. 06221/516-800 · lindner@mpi-hd.mpg.de

Trotz des spektakulären Erfolgs der theo-retischen Teilchenphysik, die Kräfte zwi-schen den Bausteinen der Materie imRahmen des Standardmodells zu verste-hen, bleiben wesentliche Fragen offen. Esgibt bisher nur Hypothesen für die Naturder Dunklen Materie und der DunklenEnergie. Selbst die Frage, warum Elemen-tarteilchen überhaupt Massen besitzen,ist nicht endgültig geklärt. Erstaunlich istauch, dass Neutrinos viel geringere Mas-sen besitzen als etwa die Elektronen.Dar-über hinaus wird vermutet, dass Neutri-nos ihre eigenen Antiteilchen sind, wasüberraschenderweise erklären könnte,warum es überhaupt Materie im Univer-sum gibt. Die theoretische Neutrinophy-sik versucht, diese weitgespannten Fra-gen in einen größeren begrifflichen Rah-men einzuordnen, quantitativ zu fassen,experimentelle Überprüfungsmöglichkei-ten aufzuzeigen und astrophysikalischeoder kosmologische Konsequenzen zuerarbeiten.

Flavoroszillationen:Kleine Massen – große WirkungQuarks, Neutrinos und die geladene Lep-tonen treten in jeweils drei Varianten(Generationen bzw. Flavors) auf. Schonvon den Quarks ist das Phänomen der„Teilchenmischung” oder „Flavorverlet-zung” bekannt. Im Falle der Neutrinosbedeutet dies, dass etwa das Elektron-Neutrino νe aus einer quantenmechani-schen Überlagerung dreier Massenwertem1, m2 und m3 besteht. Bei gleicher Ener-gie hat dann jeder dieser Bestandteile

eine andere Geschwindigkeit. Dies führtzu Interferenzen, weil die Bewegung vonQuanten als Wellenphänomen zu verste-hen ist. Beispielsweise geht das νe nacheiner gewissen Strecke in ein νµ über. Jekleiner die Massenunterschiede, destogrößer diese „Oszillationslänge“, die imFalle von Neutrinos aus Kernreaktorenmehrere hundert Kilometer beträgt. EineReihe von Experimenten hat ergeben,dass sich die drei Neutrinomassenwerteum etwa 10 bzw. 50 meV voneinanderunterscheiden, wobei 1 meV (Milli-Elektronenvolt) einem Billionstel (10-12)der Protonenmasse entspricht. Für dieabsoluten Neutrinomassen existierenhingegen nur Obergrenzen in der Grö-ßenordnung von 1 eV.

Das Elektron-Neutrino νe hat zu rund zwei Dritteln den Massenwert m1 und zurund einem Drittel den Massenwert m2.Das Reaktor-Neutrinoexperiment DoubleChooz, das derzeit vorbereitet wird,könnte zum ersten Mal auch einen klei-nen Bestandteil an m3 im νe entdecken.In diesem Fall treten völlig neue „Dreifla-vor-Oszillationen“ auf.

Es gibt eine Vielzahl von komplexen Oszillationseffekten. So verändern sichdie Oszillationslängen, wenn Neutrinos Materie durchqueren. Die theoretischeNeutrinophysik hat den Formalismusgeschaffen, die Vielfalt der Möglichkeitenzu ordnen und neue Strategien zu ent-wickeln,um die „Neutrino-Mischungsma-trix“ gänzlich aufzuklären.

Durch Massenmischungen kann ein Neutrino unter-wegs seinen Flavor wechseln. In diesem Beispiel trittdas Teilchen abwechselnd als Myon- oder Tau-Neutri-no auf.

Beim neutrinolosen Doppel-Betazerfall werden vonbestimmten Kernen zwei Elektronen emittiert. Dieserextrem seltene Prozess ist nur möglich, wenn Neutri-nos ihre eigenen Antiteilchen sind.

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Obwohl Neutrinos vergleichsweise winzi-ge Massen besitzen, tragen sie auf Grundihrer hohen Anzahl (mit etwa 330 Neutri-nos pro Kubikzentimeter sind sie nachden Photonen die zweithäufigsten Teil-chen) signifikant zur Dunklen Materie bei.Wie hoch dieser Beitrag ist, lässt sich mitOszillationsexperimenten nicht bestim-men, wohl aber mit Betazerfalls-Experi-menten, wie dem im Bau befindlichenKATRIN.

Neutrinos auf der Klipp-Klapp-SchaukelDie Neutrinomischungen unterscheidensich spektakulär von denen der Quarks,was zu völlig neuen Ansätzen für Mas-senmodelle z.B. mit Flavorsymmetriengeführt hat. Eine Frage müssen alleModelle lösen: Warum ist die Masse

selbst des schwersten Neutrinos ummindestens sechs Größenordnungenkleiner als die des Elektrons, das wiede-rum fünf Größenordnungen leichter alsdas Top-Quark ist? Eine elegante Erklä-rung ist der See-Saw- (Klipp-Klapp-)Mechanismus, der genau deswegenmöglich ist, weil Neutrinos ihre eigenenAntiteilchen sein können. Danach gibt esneben unseren „normalen“ Neutrinosnoch extrem schwere Partner, die umeben so viele Größenordnungen „zuschwer“ sind wie unsere Neutrinos „zuleicht“. In dem zugehörigen Formalis-mus drückt das schwere Neutrino dieMasse des leichten wie auf einer Wippezu kleinen Werten.

Sowohl unsere bekannten leichten Neu-trinos wie auch die vermuteten schwerenPartner müssten jeweils ihre eigenenAntiteilchen sein („Majorana-Neutri-nos“). Als Folge müssten bestimmteAtomkerne den „neutrinolosen Doppel-Betazerfall“ aufweisen. Beim normalenDoppel-Betazerfall entstehen zugleichzwei Elektronen und zwei Neutrinos.Wenn jedoch gelegentlich das erste Anti-neutrino gewissermaßen als Neutrinoabsorbiert wird, verlassen nur zweiElektronen den Kern. Dieser extrem selte-ne Zerfallsmodus wird weltweit fieber-haft gesucht, beispielsweise im GERDA-Projekt, denn in dem abgeschlossenenHeidelberg-Moskau-Experiment warensogar Anzeichen dafür aufgetreten. ImFalle der Bestätigung würde dies sowohl

die Majorana-Eigenschaft der Neutrinosals auch ihre Massen unabhängig vonOszillationsexperimenten nachweisen.

Ursprung der Materie im UniversumDer See-Saw-Mechanismus ist bei Theo-retikern beliebt, weil er wie nebenbei einfundamentales kosmologisches Pro-blem löst, nämlich den Überschuss anMaterie über Antimaterie. Ohne dieseAsymmetrie hätten sich Materie undAntimaterie kurz nach dem Urknall voll-ständig annihiliert, und es gäbe heutenur Photonen und Neutrinos im Univer-sum. Die schweren „Klipp-Klapp-Part-ner“ der leichten Neutrinos, die manwegen ihrer großen Masse im Labornicht erzeugen kann, wären unter den

extremen Bedingungen des frühen Uni-versums entstanden. Ihre unvermeid-lichen Zerfälle führen später zwangloszur Materie-Antimaterie-Asymmetrie,und das ironischerweise gerade deshalb,weil sie ihre eigenen Antiteilchen sind!

Dieser als Leptogenese bekannte Mecha-nismus ist eines der heißesten Themender theoretischen Neutrinophysik. Die imfrühen Universum relevanten Parameterstehen in konkreten Theorien der Neutri-nomassen und -mischungen meist mitParametern in Verbindung, die in Oszilla-tionsexperimenten oder im neutrinolo-sen Doppel-Betazerfall gemessen wer-den können. Somit kann man verschiede-ne teilchenphysikalische Modelle daranmessen, ob sie den kosmischen Materie-überschuss erfolgreich erklären.

N AusblickEine wichtige Erweiterung des Standard-modells besteht in der „Supersymme-trie“, die ihrerseits ganz neue Teilchenvorhersagt. Typischerweise führt diesauch zur Flavorverletzung, beispielswei-se in Myonzerfällen, deren Rate dannstark von Neutrinoparametern abhän-gen kann. Teilchenbeschleuniger wie derLarge Hadron Collider (LHC) am CERN inGenf oder der zukünftige InternationalLinear Collider werden weiterführendeErkenntnisse liefern. Präzisionsmessun-gen in der Neutrinophysik in Kombinationmit den Quarkmassen und -mischungenversprechen langfristig wichtige Einblickein die Struktur der zugrundeliegendenMassenmatrizen. Die beobachteten Re-gelmäßigkeiten legen fundamentale Zu-sammenhänge und neue Symmetriennahe. Die speziellen Eigenschaften derNeutrinos testen aber auch spekulativeIdeen etwa über zusätzliche Raumdi-mensionen oder Strings. Derartige Über-legungen führen dann auf die noch tiefergehende Fragestellung, warum es über-haupt drei Teilchenfamilien gibt. Noch istdas Gesamtbild nicht absehbar, zu demsich die neuen Erkenntnisse der Neutri-nophysik und der Kosmologie und dieerwarteten Entdeckungen an den neuenTeilchenbeschleunigern zusammenfügenwerden.

å Deutsche Gruppen: DESY (Hamburg), UniversitätenDortmund, Würzburg und München, Technische Uni-versität München, Max-Planck-Institute für Kernphy-sik (Heidelberg) und für Physik (München)

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Mögliche Neutrino-Massenschemata, wobei der experimentelle Mischungsanteil der Elektron-, Myon- undTau-Flavors in rot, grün und blau angegeben ist. Bisher ist nicht bekannt, ob der m3 Zustand einen νe -Anteil besitzt, ob das Massenschema „normal“ oder „invertiert“ ist, oder was der Absolutwert der Massenist, denn Oszillationsexperimente zeigen nur Massenunterschiede.

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KATRIN – eine Waage für Neutrinos

Seit einigen Jahren ist bekannt, dass Neutrinos eine Ruhemasse besitzen. Sie gelten deshalbals Teilchen der Heißen Dunklen Materie. Die meisten Neutrinoexperimente können lediglichdie Massendifferenzen von zwei Neutrinoarten messen. Die einzige Möglichkeit der direktenMassenbestimmung bietet der Betazerfall. Das Karlsruhe Tritium Neutrino ExperimentKATRIN wird erstmals in der Lage sein, die Masse des Elektron-Neutrinos unterhalb voneinem Elektronenvolt zu messen. Das internationale Experiment, das derzeit am Forschungs-zentrum Karlsruhe von mehr als hundert Wissenschaftlern und Ingenieuren aus fünf Staatenaufgebaut wird, nutzt Tritium als Medium für den Betazerfall.

Kontakt: Prof. Dr. Guido Drexlin · Forschungszentrum und Universität KarlsruheInstitut für Experimentelle Kernphysik · Postfach 3640 · 76021 Karlsruhe Tel. 07247/82-3534 · guido.drexlin@ik.fzk.de · Prof. Dr. Christian WeinheimerUniversität Münster · Institut für Kernphysik · Wilhelm-Klemm-Straße 948149 Münster · Tel. 0251/83-34970 · weinheimer@uni-muenster.de

Die beim Urknall erzeugten Neutrinossind vermutlich die häufigsten masse-behafteten Teilchen im Universum:Jeder Kubikzentimeter im Kosmos ent-hält heute 330 Neutrinos. Als Teilchender Heißen Dunklen Materie haben siedie Entstehung und Evolution großräu-miger Strukturen im Universum mitbeeinflusst. Die einzige Möglichkeit, diebislang ungeklärte Rolle von Neutrinosals Heiße Dunkle Materie im Universumin einer modellunabhängigen Weise zubestimmen, ist die genaue Messung derEnergieverteilung von Elektronen ausBetazerfällen. Hier manifestiert sich dieGröße der Neutrinomasse in einer cha-rakteristischen Modifikation des Spek-trums nahe am Endpunkt.

Paulis „Geisterteilchen“ lebt wieder aufKATRIN nutzt den Effekt, aufgrund des-sen der Physiker Wolfgang Pauli das Neu-trino 1930 voraussagte. Beim Betazerfallwandelt sich ein Neutron in ein Proton,ein Elektron und ein (elektronisches Anti-)Neutrino um. Das entstehende Elektron

hat keine feste Energie, sondern schwanktvon Null bis zu einer Maximalenergie, diepraktisch der gesamten beim Zerfall freiwerdenden Energie entspricht. Den ver-bleibenden Anteil übernimmt das Neu-trino. Dessen Energie setzt sich wiederaus zwei Bestandteilen zusammen: sei-ner Ruhemasse und seiner Bewegungs-energie. Da sich die Neutrinos nur sehrschwer nachweisen lassen, misst mandie Elektronen. Aus der genauen Beob-achtung ihres Energiespektrums in derNähe der Maximalenergie kann auf dieNeutrinomasse geschlossen werden. Dadas Neutrino eine Masse hat und damit,gemäß Einsteins berühmter FormelE=mc2, eine Mindestenergie mit sichträgt, wird das Energiespektrum in derNähe der Maximalenergie des Betazer-falls modifiziert sein.

Am besten geeignet zur Suche nachEffekten der Neutrinomasse ist moleku-lares Tritium, das eine sehr kleine Über-gangsenergie von nur 18,6 keV aufweistund gleichzeitig aufgrund seiner kurzen

Das 75 m lange KATRIN-Experiment mit seinenHauptkomponenten, bestehend aus einer fensterlosengasförmigen Tritiumquelle, einer Elektronen-Trans-portstrecke mit aktiven und passiven Tritium-Pump-elementen, dem System aus zwei elektrostatischenSpektrometern und dem Detektor zum Nachweis dertransmittierten Elektronen.

Das Energiespektrum von Elektronen aus dem Tri-tium-Betazerfall zeigt nahe am kinematischen End-punkt eine charakteristische Modifikation in Abhän-gigkeit von der Neutrinomasse.

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Halbwertszeit von 12,3 Jahren über einesehr hohe Zerfallsaktivität verfügt. Ausdiesem Grund wurden in den letzten 25Jahren weltweit zahlreiche Tritiumexpe-rimente durchgeführt, zuletzt in Mainz.Sie führen derzeit zu einer Obergrenzefür die Ruhemasse des Elektron-Neutri-nos von 2,3 eV. Um in den kosmologischinteressanten Bereich unterhalb von 1 eVvorzustoßen, ist ein neues Experimenterforderlich, das über eine hundertmalintensivere Tritiumquelle und eine fünf-mal bessere Energieauflösung als diebisherigen Experimente verfügen muss.

KATRIN ist als ultimatives Tritium-Zer-fallsexperiment ausgelegt, das eineNeutrinomasse bis herunter zu 0,2 eVfeststellen soll. Bei dieser Methode wer-den die Elektronen aus dem Tritium-Betazerfall durch starke Magnetfeldervon 3 bis 6 Tesla entlang der magneti-schen Feldlinien von der Quelle bis zumDetektor geführt, ohne dass sie ihreEnergie verändern. Ihre Energie be-stimmt ein Spektrometer, das gegen-über der Quelle auf einem negativenPotential liegt. Mit dieser Methode lässtsich das Spektrum durch Variation derGegenspannung messen.

Aufbau von KATRINDas insgesamt 75 m lange Experimentgliedert sich in vier große funktionaleEinheiten: eine hochintensive molekulareTritiumquelle, die 1011 Betazerfälle pro Se-kunde liefert, eine Tritium-Pumpstrecke,in der die Moleküle aus der Strahlfüh-rung eliminiert werden, ein System auszwei elektrostatischen Spektrometernzur Energieanalyse sowie einem Detek-tor zum Zählen der transmittierten Elek-tronen.

Die Tritiumquelle besteht aus einem 10 m langen Stahlrohr, in das mittig gas-förmiges, molekulares Tritium einge-speist wird. Wesentliche technologischeHerausforderungen ergeben sich aus dererforderlichen Temperaturstabilität derQuelle: Bei einer mittleren Temperaturvon 27 K dürfen Abweichungen vonmaximal 30 mK auftreten. Darüber hin-aus ist eine Isotopenreinheit von etwa95% gefordert. Die europaweit einzigeInstitution, welche die hohen Anforde-rungen an Tritiuminventar und Reinheiterfüllt, ist das Tritiumlabor Karlsruhe, andem KATRIN aufgebaut wird.

Die aus der Quelle diffundierenden Tri-tiummoleküle werden zunächst mit Tur-bomolekularpumpen abgesaugt und inden geschlossenen Kreislauf zurückge-führt. Eine anschließende kryogene Kalt-fallenstrecke mit einer Temperatur von 5 K garantiert, dass der nachfolgendeSpektrometerbereich von KATRIN tritium-frei bleibt.

Die Energieanalyse der Elektronen ausdem Betazerfall erfolgt bei KATRIN inzwei Schritten: Zunächst werden ineinem kleineren Vorspektrometer alleElektronen mit Energien unterhalb von18,4 keV ausgesondert, da sie keine Infor-mation über die Neutrinomasse tragen.Das Vorspektrometer ist seit 2004 inBetrieb und hat die neuartigen Ansätzebeim Messprinzip von KATRIN erfolg-reich verifiziert.

In einem großen hochauflösendenHauptspektrometer mit einem Durch-messer von 10 m und einer Länge von 24 m wird dann die Energie der Elektronennahe am Endpunkt präzise bestimmt.Technisch anspruchsvoll ist die Forde-rung, dass beim Betrieb der Spektrome-ter ein Ultrahochvakuum von besser als10-11 mbar aufrecht erhalten bleibt unddie geforderte Stabilität der Gegenspan-nung von 18,6 kV um weniger als einMillionstel schwankt. Die durch dasSpektrometer transmittierten Elektro-nen werden schließlich in einem seg-mentierten, untergrundarmen Silizium-Zähler nachgewiesen.

NAusblickDer Aufbau von KATRIN wird 2009 abge-schlossen sein. Nach Inbetriebnahmeder Gesamtanlage wird das Experimentmehrere Jahre das Spektrum von Tritiumam Endpunkt abscannen, um die Design-sensitivität von 0,2 eV zu erreichen. ImFalle einer sichtbaren spektralen Modifi-kation am Endpunkt kann KATRIN dieGröße der Neutrinomasse mit hoher Prä-zision feststellen und so den Anteil derHeißen Dunklen Materie im Universumin einer modellunabhängigen Methodebestimmen. Von großem Interesse fürdie Astroteilchenphysik wird der Ver-gleich dieser Resultate mit den Ergebnis-sen von GERDA und den kosmologischenStudien sein. Hier kann die Zukunftgroße Überraschungen und interessanteErkenntnisse über die Rolle von Neutri-nos im Universum bereithalten.

å Deutsche Beteiligungen: Universität und Forschungszentrum Karlsruhe, UniversitätenMainz, Münster und Bonn, Fachhochschule Fulda

Das elektrostatische Vorspektrometer ist seit 2004betriebsbereit und dient seither zum Test der Ultra-hochvakuum-Techniken und der neuartigen elektro-magnetischen Strahlführung.

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Mit dem Testexperiment TILO (Test Inner Loop) wer-den seit Mitte 2005 die Eigenschaften des geschlos-senen Tritiumkreislaufs untersucht.

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GERDA – Sind Neutrinos ihre eigenen Antiteilchen?

Kontakt: Dr. Stefan Schönert · Max-Planck-Institut für Kernphysik Saupfercheckweg 1 · 69117 Heidelberg · Tel. 06221/516-476 stefan.schoenert@mpi-hd.mpg.de

Neutrinos verstecken ihre für uns sointeressanten Eigenschaften sehr gut.Um dennoch herauszufinden, ob sie ihreeigenen Antiteilchen sind, wird zurzeitdas GERDA-Experiment aufgebaut. 1300Meter tief unter der Erde, gut abge-schirmt gegen störende Myonen aus derKosmischen Strahlung, wird im italieni-schen Gran-Sasso-Labor ein seltener radio-aktiver Zerfall untersucht, der so genann-te neutrinolose Doppel-Betazerfall.

Manche radioaktive Atomkerne sendenbei ihrem Zerfall ein Elektron und einNeutrino aus. Dieser „einfache“ Betazer-fall ist für ein spezielles Isotop des Ger-maniums (76Ge) aus Gründen der Energie-erhaltung verboten. 76Ge kann jedochradioaktiv zerfallen, indem es zweiElektronen und zwei Neutrinos gleich-zeitig emittiert – also zwei gleichzeitigstattfindende Betazerfälle. Dieser „dop-pelte“ Betazerfall ist im Gegensatz zumeinfachen Betazerfall für 76Ge energe-tisch möglich. Allerdings ist dies ein sehrseltener Prozess, so dass große experi-mentelle Anstrengungen unternommenwerden müssen, um ihn zu beobachten.Doch was kann man aus dem Doppel-Betazerfall über die Eigenschaften derNeutrinos lernen?

Wenn das Neutrino sein eigenes Anti-teilchen ist, kann der Doppel-Betazerfallauch ohne die Emission von Neutrinosablaufen. Anschaulich lässt sich dieserProzess folgendermaßen beschreiben:

Ein Neutrino, das in einem Betazerfallentsteht, wird im zeitgleich zweitenBetazerfall wieder absorbiert. Allerdingsist dies nur möglich, wenn es sein eige-nes Antiteilchen ist und eine Massebesitzt. Emittiert werden folglich nurzwei Elektronen, deren Gesamtenergieder freiwerdenden Reaktionsenergie(Qββ=2039 keV) entspricht. Dieser Pro-zess wird neutrinoloser Doppel-Betazer-fall genannt. Misst man nun die Energieder beiden Elektronen mit hoher Genau-igkeit, so lässt sich der neutrinolose vomneutrinobegleiteten Doppel-Betazerfallunterscheiden. Beobachtet man den neu-trinolosen Doppel-Betazerfall, so mussdas Neutrino sein eigenes Antiteilchensein. Mehr noch: Über die Rate des neu-trinolosen Doppel-Betazerfalls lässt sichauch eine effektive Neutrinomasse be-stimmen.

Hochreines Germanium in doppelter FunktionFür den Nachweis des neutrinolosenDoppel-Betazerfalls müssen in GERDAzwei wesentliche experimentelle Proble-me gelöst werden: Die Energiemessungder Elektronen muss mit hoher Präzisionerfolgen, und radioaktive Störstrahlungmuss weitgehend unterdrückt werden.Ungefähr 30 bis 40 Kilogramm 76Ge sinderforderlich, um Halbwertszeiten voneinigen 1026 Jahren zu beobachten.

Schematischer Aufbau von GERDA. Die Germanium-detektoren werden über einen Reinraum in den Flüs-sigstickstofftank eingeführt. Ein vakuumisolierterTank mit etwa vier Metern Durchmesser ist voneinem Wassertank mit etwa zehn Metern Durchmes-ser eingeschlossen. Beide zusammen schirmen dieStörstrahlung aus der Felswand ab. Der Wassertankund der darin befindliche Tscherenkow-Detektordient darüber hinaus zum Nachweis von kosmischenMyonen, die Störsignale verursachen können.

Das italienische Gran Sasso-Untergrundlabor mitden drei großen Experimentierhallen.

Neben Photonen sind Neutrinos die häufigsten Teilchen im Universum. Dennoch bemerkenwir sie nicht, weil sie mit Materie nur schwach wechselwirken. Ihre merkwürdigste Eigenschaft ist jedoch bisher nur ein theoretisches Modell und harrt der Entdeckung:Neutrinos könnten ihre eigenen Antiteilchen sein. Diese Eigenschaft würde eine Fülle neuartiger theoretischer Konzepte sinnvoll erscheinen lassen, die unser Verständnis vomAufbau der Materie und von der Entwicklung des Universums beträchtlich erweiternwürde. Mit Hilfe des GERDA-Experiments soll geklärt werden, ob Neutrinos tatsächlich ihre eigenen Antiteilchen sind und welche Ruhemasse sie haben.

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Das Problem der präzisen Energiemes-sung lässt sich für 76Ge elegant lösen:Aus Germanium lassen sich Halbleiter-detektoren herstellen, die eine sehr guteEnergieauflösung haben. Für GERDA wer-den solche Detektoren aus angereicher-tem Germanium hergestellt. Die Halb-leiterdetektoren bestehen zu 86% ausdem zu untersuchenden Isotop 76Ge. DieQuelle des Doppel-Betazerfalls, nämlichdas Isotop 76Ge, ist somit wesentlicher Be-standteil des Halbleiterdetektors: Quelleund Detektor sind quasi identisch!

Die größte experimentelle Herausforde-rung liegt in der Unterdrückung vonStörstrahlung der natürlichen Radioakti-vität und der kosmischen Strahlung.Schon die Halterung, in der ein Germani-umdetektor normalerweise eingefasstist, enthält zu viel Radioaktivität – selbstwenn er aus den reinsten bekanntenMaterialien hergestellt wird. In GERDAwerden die Germaniumdetektoren da-her „nackt“ betrieben: Das Material inder direkten Umgebung der Detektorenwird auf ein Minimum von wenigenGramm reduziert. Diese Detektorenmüssen auch gegen die Strahlung derLaborwände abgeschirmt werden, wo-bei diese Abschirmung ebenfalls aller-höchste Reinheitsanforderungen erfül-

len muss. Hierfür werden verflüssigterStickstoff und hochreines Wasser ver-wendet. Stickstoff ist eines der reinstenbekannten Materialien überhaupt. Inverflüssigter Form ist seine Dichte aus-reichend, um die Strahlung von außenabzuschirmen. Darüber hinaus über-nimmt er gleichzeitig die notwendigeKühlung der Germaniumdetektoren bei77 Kelvin. Wasser kann ebenfalls gutgereinigt werden, muss aber, da es wei-ter außen sitzt, weniger anspruchsvolleReinheitsanforderungen erfüllen.

Ziel ist es, die Ereignisrate, die durch Störstrahlung im Energiebereich umQββ=2039 keV verursacht wird, um einenFaktor hundert im Vergleich zu bisheri-gen Experimenten zu reduzieren. Diesentspräche einer Untergrundrate von 10-3 /(kg· keV· Jahr). Aufgrund dieses nie-drigen Untergrunds würden schonwenige Ereignisse ausreichen, um denneutrinolosen Doppel-Betazerfall mithoher Signifikanz nachzuweisen. Betrü-ge zum Beispiel die Halbwertszeit von76Ge für den neutrinolosen Doppel-Beta-zerfall 2,2·1025 Jahre - wie in einem Vor-gängerexperiment behauptet - so wärenschon in Phase I von GERDA mit 15 kg 76Geund nur einem Jahr Messzeit ca. sechsZerfälle untergrundfrei zu beobachten.

Falls keine neutrinolosen Doppel-Beta-zerfälle während einer Messzeit vonetwa drei Jahren mit 30 kg 76Ge (Phase II)beobachtet werden, wäre die Halbwerts-zeit für den neutrinolosen Doppel-Beta-zerfall von 76Ge größer als 2·1026 Jahre.Um die Empfindlichkeit des Experimentsweiter zu steigern, würde dann eine wei-tere Phase von GERDA folgen, wobei dieMasse der 76Ge-Detektoren auf einige100 kg vergrößert würde.

NAusblickGERDA befindet sich zurzeit im Aufbau.Etwa 18 kg 76Ge liegen bereits in Formvon Detektoren vor.Weitere 38 kg existie-ren als Rohmaterial, das nun zu Detekto-ren verarbeitet werden muss. Der Kryo-tank für den Stickstoff und der Wasser-tank werden 2006 gebaut. Messbeginnsoll im Jahr 2007 sein. Durch sukzessivesHinzufügen weiterer Germaniumdetek-toren lässt sich die EmpfindlichkeitSchritt für Schritt steigern.

å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutefür Kernphysik (Heidelberg) und für Physik (München), Universität Tübingen

Anordnung aus neun „nackten“ Germaniumdetekto-ren für die erste Phase des Experiments.

Der Platz in Halle A des Gran-Sasso-Labors an dem das GERDA-Experiment aufgebaut wird. Der Aufbau desExperiments beginnt im Jahr 2006. (Foto: V. Steger)

Neutrinoexperimente haben vor allemin den letzten Jahren enorme Fortschrit-te erzielt. So ist mittlerweile erwiesen,dass Neutrinos eine Ruhemasse besit-zen. Außerdem wissen wir, dass es min-destens drei Neutrinoarten gibt. Be-sonders wichtig ist, dass diese Teilchenihre Familienzugehörigkeit wechselnkönnen. Man spricht von Neutrinooszil-lationen, weil sich die Familienzugehö-rigkeit bei der Ausbreitung eines Neutri-nos periodisch ändert. Für diesen Prozessist eine weitere Größe wichtig, der sogenannte Mischungswinkel. Im Falle vondrei Neutrinos gibt es drei Winkel, dieden Übergang von einer Sorte zur ande-ren beschreiben, wobei der Mischungs-winkel die maximale Wahrscheinlichkeitfür einen solchen Übergang angibt. Dou-ble Chooz soll die Suche nach dem drit-ten, bisher unbekannten Mischungswin-kel fortsetzen und damit die kompletteBeschreibung der Neutrinooszillationenzwischen den drei Familien erlauben.

Einfang von Neutrinos aus einem KernkraftwerkFür dieses Unterfangen benötigt manintensive Neutrinoquellen. Im Falle vonDouble Chooz wurde ein Kernkraftwerkmit zwei Reaktoren in Chooz (Frankreich)gewählt, in denen bei radioaktiven Zer-fällen Antineutrinos freigesetzt werden.Ein typischer Leistungsreaktor emittiertmehr als 1020 Antineutrinos pro Sekun-de. Aufgrund ihrer schwachen Wechsel-wirkung legen diese Teilchen zum Bei-

spiel in Wasser im Mittel etwa 30 Licht-jahre zurück, bis sie zum ersten Malwechselwirken. Nur aufgrund der großenAnzahl an Neutrinos können diese Teil-chen in empfindlichen Detektoren nach-gewiesen werden. So erfolgte 1956 dieEntdeckung des Neutrinos an einemKernreaktor in den USA.

Die bisher an Reaktoren durchgeführtenNeutrinoexperimente waren in ihrerAussage begrenzt, weil die Quellstärkeund damit der Fluss der emittiertenNeutrinos nur mit relativ großer Unsi-cherheit bestimmt werden konnten.Gleiches galt für die Nachweiseffizienzder eingesetzten Detektoren. Das bishergenaueste Experiment wurde auch inChooz durchgeführt. In einem KilometerAbstand von den Reaktoren befand sichein unterirdisches Labor, in dem von1995 bis 1998 ein Neutrinodetektorbetrieben wurde. Allerdings konnte derNeutrinofluss aus den Reaktoren ledig-lich aus deren thermischer Leistungbestimmt werden – und das mit deut-lichen Unsicherheiten.

Das Konzept von Double Chooz siehteine Relativmessung mit zwei weitge-hend baugleichen Detektoren vor. Einerdavon befindet sich in 150 bis 250 MeterAbstand von den beiden Reaktorblöckendes Kraftwerks. Er dient der genauen Ver-messung des Antineutrino-Flusses ohneden Einfluss von Oszillationseffekten.Der zweite Detektor steht in etwa einem

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Double Chooz:Oszillationen von Reaktorneutrinos

Mit dem Projekt Double Chooz in den französischen Ardennen bereiten Wissen-schaftler aus Frankreich, Deutschland, Russland und den USA ein Experimentvor, das unser Wissen über Neutrinooszillationen und die fundamentalenEigenschaften dieser Teilchen vervollständigen soll. Ein leistungsstarkes Kern-kraftwerk dient als intensive Neutrinoquelle, die von zwei Detektoren mitunterschiedlichem Abstand zu den Reaktorblöcken beobachtet wird.

Kontakt: Prof. Dr. Lothar Oberauer · Physik Department E 15 · Technische UniversitätMünchen · James-Franck-Straße · 85748 Garching · Tel. 089/289-12509lothar.oberauer@ph.tum.de

Grafik der wichtigsten Elemente eines Detektors vonDouble Chooz. Im Zentralteil (gelb) befindet sich derAcrylbehälter mit der Szintillatorflüssigkeit, den diePhotomultiplier beobachten.

Lage der beiden Double-Chooz-Detektoren relativ zuden Kernkraftwerken.

Kilometer Abstand von den Reaktoren.Dort werden, wenn der dritte Misch-ungswinkel groß genug ist,Oszillationenüber einen bisher nicht beobachtetenOszillationskanal auftreten: die Um-wandlung von Elektron-Antineutrinos indie beiden anderen Familien auf einemrelativ kurzen Abstand.

Die Längenskala, auf der dieser Effektauftritt, wird durch die Oszillationen derNeutrinos bestimmt. Diese erkennt man,indem man die Anzahl der nachgewiese-nen Elektron-Antineutrinos in beidenDetektoren vergleicht. Zusammen mitden relativen Abständen der Detektorenzum Kraftwerk errechnet sich dann dernoch unbekannte dritte Mischungswin-kel. Falls innerhalb der Messgenauigkeitkein Effekt beobachtet werden sollte,kann eine verbesserte Obergrenze ange-geben werden.

NachweisprinzipFür die Messungen macht man sichzunutze, dass Protonen einen äußerstkleinen, aber messbaren Anteil der Anti-neutrinos einfangen können. Dabei wirddas Proton in ein Neutron umgewandeltund ein Positron, das Antiteilchen desElektrons, freigesetzt. Weil diese Reak-tion umgekehrt zum Betazerfall mitNeutrinoemission abläuft, spricht manauch vom inversen Betazerfall. Im Detek-tor werden dann Neutron und Positronals Signatur für den seltenen Neutrino-einfang gemessen.

Als Target dienen 10 Tonnen Flüssigszin-tillator pro Detektor in einem Tank ausdurchsichtigem Acrylglas. Sowohl dasNeutron als auch das Positron erzeugeneinen kurzen Lichtblitz, den 500 Photo-sensoren registrieren. Hierbei machtman sich zunutze, dass der Blitz des Neu-trons etwas später erfolgt als der desPositrons. Dies gilt als sicheres Indiz füreinen Neutrinoeinfang. Ein hocheffi-zienter Nachweis des Neutrons ist derentscheidende Punkt bei dieser Metho-de. Er basiert auf den Eigenschaften desElements Gadolinium. Das ist im inner-sten Teil des Detektors in der Szintillator-flüssigkeit gelöst und fängt Neutronensehr effizient ein. Bei jeder Absorptionentsteht ein Gammastrahlungsblitz, dernachgewiesen wird. Das gemeinsame,aber verzögerte Auftreten von Positronund Neutron erlaubt es, das Neutrino-signal aus dem unerwünschten Unter-grund herauszufiltern.

Beide Detektoren werden zudem unter-irdisch aufgebaut, um sie gegen die kos-mische Strahlung abzuschirmen. Für denfernen Detektor existiert bereits einLabor, das von etwa 100 Meter Felsge-stein überdeckt ist. Labor und Abschir-mung für den nahen Detektor müssennoch errichtet werden. Trotz der Abschir-mung lassen sich aber gerade die be-sonders störenden Myonen der Höhen-strahlung nicht vollständig stoppen. Des-halb werden die Aufbauten von Veto-Detektoren umgeben.Sie ermöglichen es,von Myonen ausgelöste Signale von deninteressierenden Neutrinoereignissenzu trennen.

NAusblickDer Aufbau der Detektoren soll 2008abgeschlossen sein. Dann wird DoubleChooz mit bisher unerreichter Empfind-lichkeit nach dem dritten Mischungs-winkel der Neutrinos suchen. Das Poten-zial zukünftiger Neutrinoexperimentemit Beschleunigern, welche die Oszilla-tionen eines Neutrinostrahls über einemehrere hundert Kilometer lange Streckebeobachten sollen, ist besonders von derGröße dieses Winkels abhängig.

Es besteht großes Interesse an der voll-ständigen Kenntnis des Mechanismusder Oszillationen zwischen allen dreiNeutrinofamilien. Die vollständige Er-forschung der fundamentalen Eigen-schaften dieser Elementarteilchen isthilfreich zur Beantwortung der Frage, obNeutrinos für den Überschuss der Mate-rie gegenüber Antimaterie im Univer-sum verantwortlich sind.

å Deutsche Beteiligungen: Technische UniversitätMünchen, Universitäten Tübingen und Hamburg,RWTH Aachen, Max-Planck-Institut für Kernphysik(Heidelberg)

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Die Wahrscheinlichkeit, dass ein erzeugtes Elektron-Antineutrino wieder als Elektron-Antineutrino detektiertwird, hängt von der Energie E und dem Abstand L vom Erzeugungsort ab. Die Oszillationsamplituden werdendurch die Mischungswinkel gegeben.

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Supernovae, Hypernovae und verschmelzende Sterne

Gewaltige Sternexplosionen, so genannte Supernovae, setzen binnen Sekunden so viel Energie frei wiealle Sterne im Weltall zusammen im selben Zeitraum. Den weitaus größten Teil der Energie tragen hier-bei Neutrinos und Gravitationswellen davon. Zukünftige Beobachtungen solcher „sterbenden Sterne“und der mit ihnen verwandten Gamma-Ray Bursts versprechen ungeahnte Einblicke in den Zustand von Materie bei den extremsten Bedingungen seit dem Urknall. Noch sind die Wissenschaftler aber aufComputersimulationen angewiesen, um die Vorgänge im Zentrum von Sternexplosionen zu studierenund die dabei messbaren Signale vorherzusagen.

Kontakt: Dr. Hans-Thomas Janka · Max-Planck-Institut für Astrophysik Karl-Schwarzschild-Str. 1 · 85741 Garching · Tel. 089/30000-2228hjanka@mpa-garching.mpg.de

Supernovae zählen zu den gewaltigstenund hellsten Explosionen im Universum.Sie künden von der Geburt von Neutronen-sternen beim Kollaps von Sternen. Gam-mastrahlen-Blitze (Gamma-Ray-Bursts,GRBs) sind noch energiereicher. Sie ent-stehen vermutlich, wenn besonders mas-sereiche Sterne am Ende ihres Lebens zuSchwarzen Löchern zusammenbrechenoder zwei Neutronensterne kollidieren.Neutrinos spielen bei all diesen Vorgän-gen eine entscheidende Rolle. Die nume-rische Berechnung von Supernovae undGRBs gehört zu den aufwändigsten Simu-lationen, die gegenwärtig auf Supercom-putern gemacht werden. Sie ermöglichenes, astronomische Beobachtungen zuinterpretieren und zukünftige Signalevon den Gravitationswellen-Detektorenzu analysieren.

Neutrinoblitze von sterbenden SternenZwei Dutzend Neutrinos, die am 23. Fe-bruar 1987 von drei Detektoren eingefan-gen wurden, kamen von einer Supernovain der Großen Magellanschen Wolke,einer 170 000 Lichtjahre entferntenNachbargalaxie unserer Milchstraße.Stunden bevor die Stoßwelle der Explo-sion die auseinanderfliegenden Stern-trümmer hell aufleuchten ließ, war dortdas Zentrum des sterbenden Riesen-sterns zu einem Neutronenstern kolla-biert. Rund 1058 Neutrinos hatten dieBindungsenergie der Sternleiche mitnur 20 Kilometern Durchmesser und der Dichte von Atomkernmaterie abge-

strahlt. Energie und Dauer des gemesse-nen Neutrinopulses entsprach den Er-wartungen,die Zahl der nachgewiesenenTeilchen war jedoch viel zu gering, umGenaues über die Vorgänge im Stern-innern zu erfahren.

Die Prozesse, die zur Explosion einesmassereichen Sterns führen, sind nachwie vor nicht gut verstanden. Computer-modelle legen aber nahe, dass Neutrinosdabei die entscheidende Rolle spielen,denn wenige Prozent der Neutrinos, dieder entstehende Neutronenstern in ei-nem intensiven Blitz abstrahlt, werden inder Sternmaterie weiter außen wiederabsorbiert. Dadurch verursacht der Neu-trinostrom dort heftige Konvektion, bisschließlich eine Stoßwelle mit hoherGeschwindigkeit den Stern zersprengt.

Bislang funktioniert dieser „neutrino-getriebene Mechanismus“ in Computer-modellen allerdings nur bei relativ klei-nen Sternen, die durch ihre Gravitationrelativ schwach gebunden sind. Ober-halb von etwa elffacher Sonnenmasseerscheint diese Neutrinoheizung zuschwach. Numerische Simulationen miteiner ausreichend genauen Beschreibungder Neutrinophysik können gegenwärtigjedoch nur unter vereinfachenden undeinschränkenden Annahmen, beispiels-weise mit axialer Symmetrie, durchge-führt werden. Dreidimensionale Modelle,die für eine zuverlässige Rekonstruktionnotwendig wären, sind mit der Lei-

Dreidimensionale Computersimulation einer Super-nova. Die Bilder zeigen die durch Neutrinos verur-sachte Konvektion um den entstehenden Neutronen-stern. Wegen rechentechnischer Grenzen kann dieNeutrinophysik in solchen Simulationen derzeit nurnäherungsweise behandelt werden.

stungsfähigkeit heutiger Supercompu-ter nicht möglich. Insbesondere beimNeutrinotransport stößt die Modellie-rung an algorithmische wie rechentech-nische Grenzen.

Ein spektral und zeitlich mit guter Auflö-sung aufgezeichnetes Neutrinosignaleiner Supernova könnte der Theorie ent-scheidende Impulse verleihen. Denn ausden gemessenen Neutrinodaten lässtsich der vom Neutronenstern abge-strahlte Neutrinoblitz rekonstruieren.Dabei müssen Neutrinooszillationen, dieauf dem Weg vom Innern der Supernovazum irdischen Detektor das Signal ver-ändern, berücksichtigt werden. Charak-teristische Eigenschaften der Neutrino-emission würden wichtige Hinweise aufdie dynamischen Vorgänge und thermo-dynamischen Bedingungen im Zentrumder Sternexplosion liefern. In Galaxienwie unserer Milchstraße ereignen sichschätzungsweise zwei bis drei Superno-vae pro Jahrhundert.

Hypernovae – Ende im Schwarzen LochSterne mit mehr als etwa 25 Sonnen-massen brechen vermutlich nicht zueinem Neutronenstern, sondern einemSchwarzen Loch zusammen. Auch dabeikann es zu einer gigantischen Explosionkommen.Wenn der Stern zum Zeitpunktseines Todes schnell rotiert, verschlingtdas entstehende Schwarze Loch inner-halb von Sekunden oder Minuten ineinem riesigen Strudel mehrere Sonnen-massen stellaren Gases und setzt gewal-tige Energien frei. Die dadurch ausgelö-ste Hypernova ist mehr als zehnmal stär-ker als eine gewöhnliche Supernova undstößt entlang der Rotationsachse eng

gebündelte Gasströme, so genannte Jets,mit mehr als 99,995 Prozent der Lichtge-schwindigkeit aus. Beobachtungen lie-fern Hinweise, dass diese Jets die Quel-len von GRBs sind. HochenergetischeProtonen, die in den Jets beschleunigtwerden, erzeugen in einer Reihe von Teil-chenreaktionen Neutrinos mit Energienim GeV- und TeV-Bereich.

Schwarze Löcher entstehen auch, wennzwei Neutronensterne oder ein Neutro-nenstern und ein Schwarzes Loch kolli-dieren. Die beiden umkreisten sich zuvorin einem engen Doppelsystem und strahl-ten Gravitationswellen ab.Dadurch verlo-ren sie Energie und näherten sich einan-der an, bis sie miteinander verschmolzen.Auch in diesem Fall kann das SchwarzeLoch zwei ultrarelativistische Jets aus-senden. Jüngst beobachtete kurze Gam-mablitze, die nicht einmal zwei Sekun-den dauerten, besitzen Eigenschaften,wie sie Modelle vorhersagen.

Obwohl Kollisionen kompakter Doppel-sterne sehr selten sind – sie ereignensich ähnlich wie Hypernovae in unsererMilchstraße vermutlich alle hunderttau-send Jahre nur einmal – zählen sie zu deninteressantesten Quellen für Gravita-tionswellen. Sie erzeugen derart starkeStörungen der Raumzeit, dass die näch-ste Generation von Detektoren sie bis inHunderte von Millionen Lichtjahren Ent-fernung nachweisen wird.

N Zusammenfassung und AusblickNeutrinos und Gravitationswellen ausexplodierenden Sternen versprechenneue Einblicke in bislang verborgeneVorgänge bei der Geburt von Neutro-nensternen und Schwarzen Löchern. Bissolche Messungen Realität werden,bleibt den Theoretikern wertvolle Zeit,ihre Modelle und Vorhersagen weiter zuverfeinern. Nicht nur die Beschreibungder Neutrinophysik in dreidimensiona-len Computersimulationen muss ver-bessert werden. Gegenwärtig werdenauch große Anstrengungen unternom-men, die Effekte der Relativitätstheoriemit höherer Genauigkeit zu berücksich-tigen. Ein weiteres Ziel wird sein, dieBedeutung von Magnetfeldern bei Stern-explosionen intensiver zu untersuchen.

å Deutsche Arbeitsgruppen, die sich mit Super-novae oder Gamma-Ray Bursts beschäftigen, sindan den Max-Planck-Instituten für Astrophysik (Garching), für Physik (München) und für Gravita-tionsphysik (Golm) sowie an der International University Bremen

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Zeitlicher Verlauf der Leuchtkräfte (oben) und mittle-ren Energien der Neutrinoemission bei der Explosioneines Sterns mit der zehnfachen Masse der Sonne.Durchgezogene Linien: Elektron-Neutrinos, gestri-chelt: zugehörige Antineutrinos, gepunktet: Myon-und Tau-Neutrinos. Beim Zeitpunkt null ist der Neu-tronenstern entstanden.

Computersimulation von zwei verschmelzenden Neutronensternen über eine Zeitspanne von vier tausend-stel Sekunden. Die Sternmaterie heizt sich bis zu 300 Milliarden Grad auf.

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Spektroskopie von Sonnenneutrinos mit Borexino und LENA

Neutrinos, die uns aus dem Innern der Sonne erreichen, gaben die ersten experimentellenHinweise darauf, dass diese Teilchen eine Masse besitzen. Mit Borexino wird es erstmalsmöglich sein, niederenergetische Neutrinos von der Sonne energieaufgelöst und in Echtzeitzu untersuchen. Der Nachweis erfolgt in einer Flüssigkeit, in der die Neutrinos schwacheLichtblitze auslösen. An dem Projekt sind etwa hundert Wissenschaftler aus Deutschland,Italien, Frankreich, Polen, Russland, Ungarn und den USA beteiligt.

Kontakt: Prof. Dr. Lothar Oberauer · Physik Department E 15 · Technische UniversitätMünchen · James-Franck-Straße · 85748 Garching · Tel. 089/289-12509lothar.oberauer@ph.tum.de

Im Zentralbereich der Sonne wird Ener-gie durch das Verschmelzen von Wasser-stoff zu Helium freigesetzt. Bei diesenFusionsprozessen werden auch Elektron-Neutrinos emittiert. Da Neutrinos mitMaterie nur sehr schwach wechselwir-ken, können sie die Sonnenmaterie un-gehindert passieren. Auf der Erdoberflä-che treffen etwa 60 Milliarden solareNeutrinos pro Quadratzentimeter undSekunde auf, dennoch sind sehr große,gegen kosmische Strahlung abgeschirm-te Detektoren nötig, um sie nachzuwei-sen. Typische Nachweisraten liegen beieinigen Ereignissen pro Tag in 100 bis1000 Tonnen Detektormaterial. Durchdas Studium solarer Neutrinos erfahrenwir sowohl etwas über den Aufbau derSonne als auch über die Eigenschaftendieser Teilchen.

Borexino weist Neutrinos mit Hilfe einesFlüssigszintillators nach. Dringen Neu-trinos in die Flüssigkeit ein, so können siein seltenen Fällen an Elektronen gestreutwerden. Dabei entstehen Lichtblitze, dievon Photosensoren registriert werden.Diese Nachweismethode hat zwei Vor-teile: Sie funktioniert für alle Neutrino-arten (Flavors), und sie ist auch für Neu-trinos mit geringer Energie empfindlich,da es keine Energieschwelle für die Neu-trino-Elektron-Streuung gibt. Nachteiligdaran ist, dass man ein Neutrinosignalvon Untergrundereignissen, die durchradioaktive Zerfälle hervorgerufen wer-den, nicht unterscheiden kann. Es ist

daher notwendig, den Detektor ausMaterialien von höchster Reinheit aufzu-bauen und diesen sehr gut gegen radio-aktive Strahlung von außen abzuschirmen.

Ziel von Borexino ist der erstmaligedirekte und energieaufgelöste Nachweisvon solaren Neutrinos mit Energienunterhalb von 1 MeV. Diese stammenzum Großteil aus einem Zweig desFusionsnetzwerkes, an dem 7Be beteiligtist. Das Besondere an den hierbei entste-henden Neutrinos ist, dass sie mono-energetisch sind (Energie von 863 keV).Sie sind für Modelle des Sonneninnerensehr wichtig. Zur Zeit ist nur der hoch-energetische Teil des solaren Neutrino-spektrums oberhalb von 5 MeV für Spek-troskopie zugänglich (Super-Kamiokan-de, SNO). Die niederenergetischen Neu-trinos ließen sich bisher nur mit Hilferadiochemischer Experimente (Chlor-Experiment, GALLEX, GNO, SAGE) nach-weisen. Hierbei musste die Messungjedoch über mehrere Wochen integriertwerden, und eine Energieauflösung warnicht möglich.

Detektoraufbau nach dem„Zwiebelschalenprinzip“Das Borexino-Experiment entsteht imGran-Sasso-Untergrundlabor in den ita-lienischen Abruzzen. Dort verringert dasdarüber liegende Gebirge den Fluss ankosmischer Strahlung auf etwa ein Milli-onstel. Der Aufbau des Detektors erfolgtnach dem „Zwiebelschalenprinzip“: Von

Blick ins Innere der Stahlkugel, auf der die 2200Photomultiplier montiert sind.

Modell des Borexino-Experiments. Der Detektor ist ineinem Stahltank mit etwa 18 m Durchmesser unter-gebracht. Der zwiebelartige Aufbau zur Abschir-mung gegen externen Untergrund ist deutlich zuerkennen. In dem Gebäude daneben befinden sich dieElektronik zur Datenaufnahme und zur Steuerungdes Detektors sowie Reinräume, die beim Aufbau desDetektors genutzt wurden.

außen nach innen werden in konzentri-schen Schichten immer reinere Materia-lien zur Abschirmung verwendet, um soim Zentrum des Detektors möglichstwenig störenden Untergrund zu haben.

Das aktive Detektorvolumen besteht aus300 m3 hochreiner organischer Flüssigkeit(basierend auf einem Mineralölderivat) ineinem Nylonballon von 8,5 m Durchmes-ser. Umgeben ist es von 1000 m3 organi-scher Abschirmflüssigkeit. Das Szintilla-tionslicht registrieren 2200 Photomulti-plier mit Lichtkonzentratoren, die auf derInnenseite einer Stahlkugel mit 14 mDurchmesser montiert sind. Der gesam-te Aufbau befindet sich in einem Stahl-

tank mit etwa 18 m Durchmesser, der2000 m3 Reinstwasser zur Abschirmunggegen natürliche radioaktive Strahlungaus der Umgebung enthält. In diesemTank sind 208 Photomultiplier ange-bracht. Sie registrieren Lichtblitze, dievon Myonen im Wasser erzeugt werden.Auf diese Weise trennt man Myonen-Ereignisse von Neutrinoereignissen.

Eine große experimentelle Herausforde-rung besteht darin, die Konzentration anradioaktiven Verunreinigungen in demFlüssigszintillator auf ein Niveau vonetwa 10-16 g/g zu reduzieren. Hierfür wer-den verschiedene speziell entwickelteReinigungsmethoden eingesetzt. Dazugehören Wasserextraktion, Destillation,

Säulenchromatographie und Spülen mithochreinem Stickstoff. Um die Reinheitder verwendeten Detektormaterialienund die Effizienz der Reinigungsmetho-den zu testen, wurde ebenfalls im Gran-Sasso-Untergrundlabor ein Prototypde-tektor (Counting Test Facility, CTF) mitetwa vier Tonnen Flüssigszintillator auf-gebaut, der von 1000 Tonnen Wasserabgeschirmt wird.

Erste Tests der CTF mit kleinen Szintilla-torproben übertrafen die Erwartungenan die Lichtausbeute sogar. Es ist vorge-sehen, den Borexino-Detektor zuerst mithochreinem Wasser zu füllen und ver-schiedene weitere Tests vorzunehmen.

Gleichzeitig werden Szintillatorprobenin der CTF einem endgültigen Test unter-worfen, bevor mit dem Austausch desWassers durch den Szintillator begon-nen wird. Bis Anfang 2007 soll die Daten-nahme beginnen.

NAusblick – auf Borexino folgt LENA Für die Zukunft ist ein sehr viel größererDetektor geplant, der nach dem gleichenPrinzip wie Borexino arbeiten soll. LENA(Low Energy Neutrino Astronomy) sollaus etwa 50 000 Tonnen Flüssigszintilla-tor bestehen, der von etwa 12 000 Photo-sensoren umgeben ist. Mit einem sol-chen Detektor kann man sehr effektivNeutrinos und Antineutrinos aus ver-schiedenen Quellen nachweisen. MitLENA wird es möglich sein, das Spektrumder niederenergetischen solaren Neutri-nos sehr präzise zu bestimmen und dar-über hinaus Neutrinos von Supernovaein unserer Galaxis mit großer Teilchen-statistik zu registrieren. Auch Neutrinossehr weit entfernter Supernovae (bis zueiner Rotverschiebung von etwa z = 1)könnten zum ersten Mal nachgewiesenwerden. Sie würden Rückschlüsse auf diePhase der Sternentstehung im frühenUniversum erlauben. Je nach Modellwürde man etwa 50 Ereignisse dieser Artwährend einer Messperiode von zehnJahren erwarten.

Mit LENA kann man auch nach dem Pro-tonzerfall suchen, der von verschiedenensupersymmetrischen Theorien (SUSY)vorhergesagt wird. Entspricht die Zer-fallsrate der heutigen Obergrenze fürdiesen Zerfall, so erwartet man in LENAetwa vier Ereignisse pro Jahr. Bei Nichtbe-obachtung und einer Messzeit von zehnJahren könnte man eine Mindestlebens-dauer des Protons von 4 · 1034 Jahrenangeben, was in dem Bereich liegt, dervon supersymmetrischen Modellen vor-hergesagt wird.

Möglich wäre auch der Nachweis vonNeutrinos aus dem Zerfall von Uran undThorium in der Erdkruste. Das würdeHinweise auf die Verteilung dieser Ele-mente im Erdinneren liefern und wäreein wichtiger Test für geologischeModelle. Als mögliche Standorte fürLENA werden ein Bergwerk in Finnlandund eine Stelle in 4000 Meter Tiefe imMeer vor der griechischen Küste beiPylos studiert.

å Deutsche Beteiligungen: Technische UniversitätMünchen, Max-Planck-Institut für Kernphysik (Heidelberg)

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Schematische Darstellung des geplanten LENA-Detektors.

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Der Prototypdetektor CTF, bestehend aus vier Tonnen Szintillator in einem Nylonballon mit zwei MeternDurchmesser, umgeben von hundert Photosensoren, die das Szintillationslicht registrieren.

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CAST – Axionen aus dem Inneren der Sonne

Seit rund 25 Jahren suchen Physiker nach einem hypothetischen Teilchen – dem Axion.Einerseits könnte es als Relikt des Urknalls einen Teil der bisher nicht identifizierten Dunklen Materie erklären, andererseits würde es ein fundamentales Problem des Standardmodells der Elementarteilchenphysik lösen. Das Experiment CAST am CERN sucht nach Axionen, die im Inneren der Sonne entstehen würden.

Kontakt: Dr. Markus Kuster · Technische Universität Darmstadt · Institut für Kernphysik · 64289 Darmstadt · Tel. 06151/16-2321 · markus.kuster@cern.ch

Die Idee des Axions geht auf ein grund-legendes Problem der Teilchenphysik zu-rück: die Erhaltung der „CP-Symmetrie“in der Quantenchromodynamik (QCD).Diese Theorie beschreibt die starkeWechselwirkung zwischen Quarks undlässt eigentlich den Bruch des funda-mentalen CP-Symmetrieprinzips erwar-ten. Es besagt, dass die Naturgesetzeunverändert bleiben, wenn in Experi-menten eine Raumspiegelung (Paritäts-operation P) und eine Änderung der elek-trischen Ladung („Charge Conjugation“C, also die Überführung eines Teilchensin sein Antiteilchen) vorgenommen wird.Die Verletzung der CP-Symmetrie wurdezwar beobachtet, aber nicht im Zusam-menhang mit der QCD. Dieser eklatanteWiderspruch zwischen Theorie und Ex-periment ließe sich durch die Existenzeines neuen Elementarteilchens lösen,des Axions, das 1978 postuliert wurde.

Ähnlich den Neutrinos wären Axionenextrem schwach wechselwirkende, elek-trisch neutrale Teilchen mit einer Le-bensdauer von bis zu 1025 Sekunden. InAnbetracht des Alters des Universumsvon 13,7 Milliarden Jahren (entsprechend4,3 · 1017 Sekunden) wären Axionen damitquasi stabile Teilchen, die nicht zerfallenkönnen. Diese Eigenschaften erschwe-ren ihren experimentellen Nachweis.

Es gab bereits viele Versuche, Axionen zuentdecken. Nullresultate zusammen mitkosmologischen und astrophysikalischenBeobachtungen schränken die mög-lichen Parameterbereiche ein. Heute istbekannt, dass Axionen eine Masse vonweniger als ein Elektronenvolt habenmüssen – sofern sie überhaupt existieren.

Verwandlung des Axions in RöntgenstrahlungNeue technische Entwicklungen habenes ermöglicht, die Empfindlichkeit zumNachweis von Axionen so weit zu erhö-hen, dass experimentell in bislang ver-schlossene Parameterbereiche vorge-drungen werden kann. Das CERN AxionSolar Telescope, kurz CAST, ist ein solchesExperiment der neuesten Generation.CAST soll speziell nach Axionen suchen,die im Inneren der Sonne entstehenwürden.

Axionen würden bei der Wechselwirkungvon Photonen mit dem elektromagneti-schen Feld geladener Teilchen im heißenKern der Sonne entstehen. Anschließendwürden diese Teilchen die Sonne unge-hindert verlassen. Auf der Erde ließen siesich dann mit einer trickreichen Anord-nung auf folgende Weise nachweisen.Wenn ein Axion in ein starkes Magnet-feld gerät, kann es sich in ein Photonumwandeln. Die Energie bzw. Wellenlän-ge des neuen Photons hinge dabei vonder Energie des ehemaligen Axions ab.

Axionen aus dem Inneren der Sonne erreichen die Erdenach etwa acht Minuten. Dort können sich die Teil-chen in einem sehr starken Magnetfeld in Röntgen-photonen umwandeln und nachgewiesen werden.

Erwarteter Axionenfluss von der Sonne. Die Energiesolarer Axionen entspricht der Energie der Photonenim Inneren der Sonne (einige keV), aus denen dieAxionen entstanden sein müssten, wo Temperaturenvon rund 15 Millionen Kelvin herrschen. Photonen mitEnergien um einige keV werden als Röntgenstrah-lung bezeichnet.

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Bei CAST wird davon ausgegangen, dassbei dieser Umwandlung ein Röntgenpho-ton entsteht. Die Empfindlichkeit desExperiments hängt im Wesentlichen vonder Länge und der Stärke des verwende-ten Magnetfeldes ab. Bei CAST nutzen diePhysiker ein Bauelement,das als Prototypfür die Ablenkmagnete des Large HadronColliders (LHC) entwickelt wurde, dembisher größten Teilchenbeschleuniger,der 2007 am CERN in Genf in Betriebgehen soll. Der CAST-Magnet ist über 9 mlang, wobei eine supraleitende Spule einsehr starkes Magnetfeld von 9 Tesla er-zeugt. Der Magnet ist beweglich mon-tiert, so dass er für drei Stunden am Tagwie ein Fernrohr der Sonne am Himmelfolgen kann. Während der restlichen Zeitzeichnen die Nachweissysteme Hinter-grunddaten auf. An seinen beiden Endenbefinden sich hochempfindliche Detek-toren. Sie sollen jene Röntgenstrahlungnachweisen, die bei der Umwandlungvon Axionen entsteht.

Das CAST Detektorsystem mit der höch-sten Sensitivität wurde in Deutschlandentwickelt und ist ein Röntgenteleskop,bestehend aus einer Spiegeloptik undeinem abbildenden pn-CCD zum Nach-weis der Röntgenphotonen. Beide Kom-ponenten wurden ursprünglich für Weltraum-Röntgenteleskope vom Max-Planck-Institut für extraterrestrischePhysik und vom gemeinsamen Halb-leiterlabor der Max-Planck-Institute fürPhysik und extraterrestrische Physik ge-baut und anschließend für ihren Einsatzbei CAST optimiert.

N Erste Ergebnisse und AusblickDas System ist seit drei Jahren in Betriebund lieferte in einer ersten Messphasevon 2002 bis 2004 hochwertige Daten.Ein Signal, das auf die Existenz von Axio-nen hindeutet, konnte bisher nichtgemessen werden. Allerdings ist es denPhysikern von CAST bereits damit mög-lich, den Parameterbereich, in dem Axio-

nen existieren können, stärker als bishereinzuschränken. So konnte der Parame-ter, der die Stärke der Wechselwirkungvon Axionen mit einer Masse von weni-ger als 0,02 eV mit gewöhnlicher Mate-rie beschreibt, um einen Faktor 5 gegen-über früheren Experimenten verbessertwerden. Die Datennahme mit einem ver-besserten System hat begonnen. EinNachweis des Axions mit CAST wäre einsensationeller Erfolg der theoretischenund experimentellen Teilchenphysik.

å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutefür extraterrestrische Physik (Garching) und fürPhysik (München), Technische Universität Darm-stadt, Universitäten Frankfurt und Freiburg

Oben: Der Aufbau des „Axionen-Sonnentelskops“. Unten: Der supraleitende Magnet von CAST (blaue Röhre),in dem sich Axionen in Röntgenstrahlung umwandeln sollen. Rechts erkennbar das Helium-Kühlsystem, dasden Magneten auf 2 Kelvin abkühlt.

Das Röntgenteleskop von CAST. Die Spiegeloptikbefindet sich links in der konischen Röhre, an derenrechten Ende der CCD-Detektor angebaut ist.

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Nukleare Astrophysik:Elementsynthese im Universum

Im Urknall entstanden nur die leichten Elemente Wasserstoff und Helium sowie ingeringen Mengen Lithium, Beryllium und Bor. Alle schwereren Stoffe wurden erstdanach von Sternen produziert. Die nukleare Astrophysik befasst sich mit den hierfürverantwortlichen kernphysikalischen Prozessen. In Deutschland arbeiten mehrere experimentelle und theoretische Gruppen an diesen Fragestellungen.

Kontakt: Prof. Dr. Karlheinz Langanke · Gesellschaft für Schwerionenforschung64291 Darmstadt · Tel. 06159/71-2747. k.langanke@gsi.de

Kernphysikalische Prozesse spielen eineentscheidende Rolle in der Evolution desUniversums. So spiegeln sich Kernstruk-tureffekte und die Dynamik von Kernre-aktionen direkt in den verschiedenenEntwicklungsstufen von Sternen, in demVerlauf von Sternexplosionen und in derHäufigkeitsverteilung der Elemente imUniversum wider. Die nukleare Astro-physik befasst sich heute mit einer Reihevon Schlüsselfragen. Dazu zählt die Ent-stehung der chemischen Elemente, diePhysik stellarer Explosionen, die Kern-und Mischungsprozesse im Innern derSterne und das Verständnis von kompak-ten Objekten wie Weißen Zwergen undNeutronensternen. Auch thermonuklea-re Explosionen auf den Oberflächen die-ser Objekte, die sich als Novae oder Rönt-genausbrüche bemerkbar machen, sindvon zentraler Bedeutung für die moder-ne Astrophysik.

Sternentwicklung und Supernovae Sterne wie unsere Sonne gewinnen Ener-gie, indem sie Wasserstoff zu Heliumfusionieren. In etwa sechs Milliarden Jah-ren wird sich unser Tagesgestirn zueinem Roten Riesen aufblähen undHelium zu Kohlenstoff und Sauerstoffverbrennen. Um die Entwicklung vonSternen in ihren verschiedenen Entwick-lungsphasen zu modellieren, ist es not-wendig, die Wirkungsquerschnitte derKernreaktionen bei den im Sterninnerenrelevanten Energien zu kennen. Auf die-sem Gebiet gelang es in den letzten Jah-

ren mit unterschiedlichen Methoden,Kernreaktions-Wirkungsquerschnitte fürdie relevanten Energien zu bestimmen.Darüber hinaus wurden mikroskopischeModelle für die Beschreibung der astro-physikalisch wichtigen Kernreaktionenentwickelt.

Massereiche Sterne durchlaufen nachdem Wasserstoff- und Heliumbrenneneine Sequenz von weiteren Brennphasen,in denen sie Kohlenstoff, Neon, Sauer-stoff und schließlich Silizium verbrennen.Diese Fusion stoppt mit der Produktionvon Elementen aus dem Massenbereichvon Eisen. Dann kollabiert das Sternzen-trum, und es entsteht eine Supernovavom Typ II. Hierbei stößt der Stern seineäußere Hülle ab und schleudert die Nukli-de, die während der verschiedenen hydro-statischen Brennphasen produziert wor-den sind, ins Weltall.Die Dynamik des Kol-lapses wird weitgehend durch die Elek-troneneinfangrate an Kernen bestimmt.Ihre Messung und theoretische Bestim-mung gehört heute zu den vorrangigenAufgaben der nuklearen Astrophysik.

Nukleosynthese im s-, r- und p-Prozess Alle Elemente,die schwerer als Eisen sind,entstehen durch den sukzessiven Einfangvon Neutronen und anschließendenBetazerfällen. Hierbei unterscheidet manzwei Reaktionspfade: s- und r-Prozess.Der s-Prozess (Slow Neutron Capture Pro-cess) läuft in Umgebungen mit relativgeringen Neutronendichten ab, bei-

Alte Sterne im Halo der Milchstraße zeigen eine Häu-figkeitsverteilung der r-Prozess-Elemente zwischenBarium und Blei, die der solaren Verteilung (grün)weitgehend entspricht. Dies gilt allerdings nicht fürdie leichteren Elemente. Um diese Abweichung zuklären, müssen die Eigenschaften der Kerne auf demr-Prozess-Pfad genauer untersucht werden.

Supernovae produzieren in großen Mengen schwereElemente. Hier sieht man die Röntgenaufnahme desÜberrestes einer solchen Sternexplosion, die nachJohannes Kepler benannt ist. Er sah die Supernova am9. Oktober 1604 aufleuchten (Foto: NASA/HarvardUniv.).

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spielsweise in Roten Riesen. Dort sind dieBeta-Halbwertszeiten kürzer als die Neu-troneneinfangzeiten. Im Prinzip lässt dieBeobachtung der hierbei entstehendenrelativen Elementhäufigkeiten Schlüsseauf die Eigenschaften der astrophysikali-schen Umgebung (Temperatur, Neutro-nendichte, konvektives Mischen) zu. Sol-che Analysen scheitern aber oft an un-zureichend bekannten experimentellenWirkungsquerschnitten für den Neutro-neneinfang oder an der Unkenntnis vonHalbwertszeiten angeregter Kernzustän-de. Erst in jüngerer Vergangenheit ge-lang es, viele der wichtigen Neutronen-einfangraten mit ausreichender Genauig-keit zu messen.

Der zweite Reaktionspfad, der r-Prozess(Rapid Neutron Capture Process), läuft inBereichen mit extremer Neutronendich-te, wie in Supernovae Typ II, ab. Der Reak-tionspfad läuft hierbei durch sehr neu-tronenreiche Kerne, von denen vielekernphysikalische Eigenschaften experi-mentell nicht bekannt sind. In letzter Zeitist es zumindest gelungen, die Halb-wertszeit einiger wichtiger r-Prozessker-ne in der Massengegend um 130 zu mes-sen und die Massen relevanter Kerneerstmals zu bestimmen.

Es gibt noch einen dritten Prozesspfad,den p-Prozess. In ihm entstehen die pro-tonenreichen Kerne zwischen Selen undQuecksilber. Dieser Prozess ereignet sichin Supernovae Typ II, wenn energiereicheGammaquanten schwere Kerne aus dems- und r-Prozess aufbrechen. Das Pro-zessnetzwerk ist äußerst kompliziertund umfasst etwa 2000 Kerne und mehrals 20 000 Reaktionen. Wegen diesergroßen Zahl müssen die notwendigenReaktionsraten theoretisch, beispiels-weise im Rahmen eines statischen Mo-dells, abgeschätzt werden. Deshalb ist esvon größter Bedeutung, diese Reaktions-raten durch experimentelle Daten vonSchlüsselreaktionen auf eine solide Basis

zu stellen. Mit Hilfe von Beschleunigernist es bereits gelungen, wichtige Wir-kungsquerschnitte und Eigenschaftenvon zumeist stabilen Kernen zu messen.

Neutronensterne und Weiße Zwerge Die nukleare Astrophysik befasst sichauch mit dem Aufbau von Neutronen-sternen. Das sind kompakte Sternrestemit einem Radius von etwa 10 km, in demrund eine Sonnenmasse vereint ist. DerAufbau dieser exotischen Himmelskör-per ist noch ziemlich unbekannt. Dasbetrifft insbesondere den Zentralbe-reich. Denkbar ist dort eine neuartigeForm von Quarkmaterie. Theoretische

Arbeiten zu Neutronensternen und dich-ter Materie führen verschiedene Grup-pen durch.

Ein weiteres aktuelles Gebiet ist dasexplosive Wasserstoffbrennen auf derOberfläche von kompakten Objekten. Eswird ausgelöst durch den Massenflusseines nahen Begleiters auf den kompak-ten Stern. Ist dies ein Weißer Zwerg, sostößt dieser wiederholt seine äußereSchale ab (Nova), bei einem Neutronen-stern kommt es zu wiederholtem Rönt-genausbruch (X Ray Burst). Die Dynamikdieser explosiven Ereignisse wird durchteilweise selbstverstärkende Kernreak-tionen und Reaktionsketten (Thermonu-clear Run Away) bestimmt. Um diese zumodellieren ist die Kenntnis von Massen,Halbwertszeiten und insbesondere vonReaktionswirkungsquerschnitten von pro-tonenreichen Kernen bis an die Grenzeder Stabilität notwendig.

N AusblickZukünftig wird es mit der Anlage FAIR ander GSI in Darmstadt möglich sein, mitvielen astrophysikalisch wichtigen, kurz-lebigen Kernen zu experimentieren undderen Eigenschaften zu bestimmen.Diese weltweit einzigartigen Möglich-keiten werden auch helfen, Kernmodellezu entwickeln und zu testen. Sie sindnötig, um vorherzusagen, wie Kernpro-zesse unter den in astrophysikalischenObjekten häufig anzutreffenden extre-men Bedingungen ablaufen. Auch dieFortsetzung der erfolgreichen Arbeit ananderen Forschungseinrichtungen istunabdingbar. So müssen Schlüsselreak-tionen des hydrostatischen Brennensmit größerer Genauigkeit gemessenwerden. Hierfür benötigt man Nieder-energie-Beschleuniger mit hoher Strahl-intensität und -güte. Hierzu können Prä-zisionsexperimente mit Elektronen undPhotonen am SDalinac an der TU Darm-stadt indirekt beitragen, die Reaktionendes p-Prozesses besser zu verstehen.Diese Entwicklungen müssen von theo-retischen Arbeiten begleitet werden.

å Deutsche Beteiligungen: GSI Darmstadt, For-schungszentrum Rossendorf, ForschungszentrumKarlsruhe, Universitäten Bochum, Frankfurt, Gie-ßen, Mainz, Rostock, TU Darmstadt.

Nuklidkarte mit den vollständig stabilen Kernen (schwarze Symbole) und den magischen Nukleonenzahlen.Die schwarze Grenzlinie markiert diejenigen Kerne, deren Existenz experimentell nachgewiesen worden ist.Die Farbskala zeigt, welche Produktionsrate FAIR erreichen soll.

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Kosmische Strahlung

Astroteilchenphysik in Deutschland

û Kosmische Strahlung:Das nichtthermische Universum

û Das Pierre-Auger-Observatorium:Teilchensuche in der argentinischen Pampa

û KASCADE-Grande:Luftschauer über Karlsruhe

û LOPES „sieht“ Radioblitze kosmischer Strahlungsteilchen

û AMS sucht Antimaterie und Dunkle Materie

û Das High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) zeigt die Galaxis in einem neuen Licht

û MAGIC: das Gammateleskop neuer Technologie

û GLAST: das Weltraumobservatorium für die Gammaastronomie

û Baikal-NT200, AMANDA und IceCube:Neutrinoastronomie in Wasser und Eis

û ANTARES und KM3NeT:Tiefsee-Neutrinoteleskope im Mittelmeer

û Akustische Neutrinosuche:Horchposten für hochenergetische Neutrinos

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Kosmische Strahlung:Das nichtthermische Universum

Der Hauptanteil der kosmischen Strahlung besteht aus geladenen, hochrelativistischen Teilchen.Es werden derzeit große Anstrengungen unternommen, die Beschleunigung in den Quellen unddie anschließende Ausbreitung im interstellaren Medium theoretisch zu beschreiben. Wechsel-wirkungen mit dem ionisierten thermischen Gas und mit Magnetfeldern spielen hierbei eineentscheidende Rolle. An diesen Fragestellungen arbeiten Gruppen an mehreren deutschen Universitäten und Forschungsinstituten.

Kontakt: Prof. Dr. Heinrich Völk · Max-Planck-Institut für KernphysikSaupfercheckweg 1 · 69117 Heidelberg · Tel. 06221/516-295heinrich.voelk@mpi-hd.mpg.de

Ein entscheidendes Merkmal der kosmi-schen Strahlung ist ihre nichtthermischeNatur. Was bedeutet das? Der größte Teilder Materie im Weltall befindet sich imthermischen Gleichgewicht. Das bedeu-tet, dass die Teilchen beispielsweise ineinem Gas so häufig miteinander zusam-menstoßen, dass sich ihre kinetischenEnergien eng um eine mittlere Energiegruppieren, die der Temperatur diesesSystems entspricht. In einem stark ver-dünnten Gas können aber andere Ein-flüsse, wie die Wechselwirkung von elek-trisch geladenen Ionen mit Magnetfel-dern, die Energieverteilung des Gasesdominieren. Ein Medium mit einer sol-chen nichtthermischen Energievertei-lung enthält dann viel mehr energierei-che Teilchen als in der thermischen Ver-teilung. Die Physik nichtthermischerWechselwirkungen auf die Teilchen derkosmischen Strahlung anzuwenden istVoraussetzung, um deren Quellen undAusbreitung zu verstehen.

Dass die kosmische Strahlung nichtther-mischer Natur ist, zeigt sich an der Ener-gieverteilung der Teilchen. Sie folgteinem Potenzgesetz der Form E-n. Bis zuEnergien von etwa 1015 eV beträgt derExponent n=2,7; oberhalb davon liegt eretwa bei n=3. Den Übergangsbereich imSpektrum bezeichnet man als Knie.

Da diese Teilchen um die Magnetfeld-linien der Quellen auf schraubenartigen

Bahnen herumlaufen (gyrieren) und mitAtomen oder Lichtquanten zusammen-stoßen, senden sie Radio-, Röntgen- undGammastrahlung sowie hochenergeti-sche Neutrinos aus. Beobachtungen indiesen Bereichen ermöglichen es daher,die Quellen der kosmischen Strahlungaufzufinden. Kosmische Strahlungsteil-chen mit Energien unterhalb von etwa1020 eV werden in den interstellarenMagnetfeldern stark abgelenkt, so dassihr Ursprung nicht mehr erkennbar ist.Das ermöglicht eine vereinfachte Be-schreibung, in der man den Teilchentran-sport mit der Hydrodynamik des ionisier-ten thermischen Gases und dem elektro-magnetischen Feld koppelt. Die Theoriebehandelt einerseits die Dynamik dieserrelativistischen Teilchenkomponente, an-dererseits stellt sie die Verbindung zurnichtthermischen Radio- und Röntgen-astronomie her. Sie bildet somit auch dieGrundlage der Gamma- und Neutrino-astronomie. Hier zeigt sich eine starkeWechselbeziehung zwischen Experimentund Theorie.

Beschleunigung in MagnetfeldernFür Teilchen mit Energien bis zu knapp1020 eV ist ein entscheidendes Elementder Theorie die Wechselwirkung dergeladenen Teilchen mit irregulären Mag-netfeldern. Dabei ändern sich die Rich-tungen der Bahnen und eventuell auchdie Energien der Teilchen. Zugleich sinddie Magnetfelder in Wolken aus ionisier-

Geladene Teilchen p+ der kosmischen Strahlung fol-gen irregulären Bahnen im interstellaren MagnetfeldB, bevor sie die Erde erreichen. Deshalb zeigt ihreAnkunftsrichtung nicht zurück auf die Quelle.

Der Injektionsprozess. Zahl der Teilchen f(E) mit derEnergie E pro Energieintervall als Funktion dieserEnergie in einem kosmischen Beschleuniger. Dasnichtthermische Plasma (die kosmische Strahlung)wird bei Energien in die Stoßfront injiziert, die einMehrfaches größer sind als die mittlere thermischeEnergie Eth des thermischen Plasmas (dem Gas). Eswird dann zu höheren Energien beschleunigt, wobeidie Verteilung einem Potenzgesetz folgt.

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tem Gas (einem Plasma) „eingefroren“.Das heißt sie werden von dem Plasma,das sich unter Umständen sehr schnellbewegen kann, mitgezogen. In einfach-ster Form lassen sich solche Vorgängemit Hilfe von Transportgleichungenbehandeln, in denen man die kosmi-schen Teilchen wie ein Gas behandelt,das sich unter dem Einfluss von Diffu-sion,Konvektion und Kompression bezie-hungsweise Expansion bewegt.

Die meisten theoretischen Modellegehen von solch einer Transportglei-chung aus. Sie liegt auch der so genann-ten Theorie der diffusiven Teilchenbe-

schleunigung an Stoßwellen zugrunde,die allgemein als der wichtigste Prozessfür die Erzeugung der kosmischen Strah-lung angesehen wird. Dies betrifft ins-besondere die Explosionswolken vonSupernovae. Ein solcher so genannterSupernova-Überrest (Supernova Rem-nant, SNR) bildet an seiner Außenseiteeine gewaltige Stoßwelle, die in dasinterstellare Medium hineinläuft. Dabeiwird das Gas komprimiert und aufge-heizt, und es führt ein Magnetfeld mitsich. Teilchen aus dem heißen Gas hinterder Stoßwelle können in die Stoßfront

injiziert und dann in den Magnetfeldernbeschleunigt werden. Dieser komplexeInjektionsprozess ist für Ionen, wie Pro-tonen oder allgemein nukleare Teilchen,im Prinzip gut verstanden. Für Elektro-nen ist er aber noch weitgehend unge-klärt und wird deshalb meist phänome-nologisch behandelt.

Die beschleunigten Teilchen bleibenanfangs im Inneren des SNR zurück undkönnen darin mit Gasteilchen oderPhotonen zusammenstoßen. Dann leuch-tet der SNR als Gamma- oder als Neutri-noquelle. Gleichzeitig emittieren diebeschleunigten Elektronen Synchrotron-

strahlung vor allem im Radio- und Rönt-genbereich. Mit Hilfe dieser Theorie lie-ßen sich mehrere SNRs berechnen. Dazuzählt die Supernova von 1572, die TychoBrahe beobachtete, Cassiopeia A, diestärkste Radioquelle am Himmel, sowiedie Supernova aus dem Jahr 1006 unddas Objekt RX J1713.6-3946, das mitH.E.S.S. erstmals als ausgedehnte Gam-maquelle beobachtet wurde.

Theoretisch erheblich schwieriger liegtder Fall, wenn sich eine Stoßwelle mitrelativistischer Geschwindigkeit aus-

breitet. Solche Situationen liegen wahr-scheinlich in den Jets von aktiven Gala-xien vor, die man unter anderen als Quel-len der kosmischen Strahlungsteilchenmit den allerhöchsten Energien vermu-tet. Ihre theoretische Behandlung ist einaktives Spezialgebiet der Hochenergie-Astrophysik in Deutschland.

N AusblickDie Beschleunigung der kosmischenStrahlung in Supernova-Überresten isttheoretisch weitgehend gut verstanden.Die verbleibende Herausforderung istdas Auffinden einer größeren Zahl vonObjekten, deren Parameter experimentellso gut charakterisiert werden können,dass sich die Theorie ohne Zusatzannah-men damit vergleichen lässt. Die Gam-mateleskope H.E.S.S. und MAGIC sindderzeit mit dieser Aufgabe beschäftigt.

Die Theorie der Teilchenbeschleunigungoberhalb einiger 1015 eV steht noch inden Anfängen. Die theoretische Unter-suchung von extragalaktischen Jet-Quellen ist eine schwierigere Aufgabe,weil der zugrundeliegende gasdynami-sche Vorgang so außerordentlich kom-plex und deshalb noch keineswegs vollverstanden ist. Die theoretische Behand-lung dieser nichtthermischen Prozesseim Allgemeinen ist eine außerordentli-che Herausforderung für die Theorie,deren Bedeutung für die Astrophysik,Kosmologie und Teilchenphysik gar nichtüberschätzt werden kann.

å Deutsche Arbeitsgruppen zur Theorie der kosmi-schen Strahlung: Universitäten Bochum, Erlangen,Hamburg, Wuppertal und Würzburg, Max-Planck-Institute für Astrophysik (Garching), für extraterre-strische Physik (Garching), für Kernphysik (Heidel-berg) und für Radioastronomie (Bonn)

Theoretische Berechnung der Teilchenbeschleunigung und Gammaemission des Supernova-Überrestes Cassio-peia A. Die Kurven zeigen die spektrale Energieverteilung der Inversen Compton-Strahlung (IC), der nichtther-mischen Bremsstrahlung (NB) und der Gammastrahlung auf Grund des Zerfalls neutraler Pionen. Der mitHEGRA gemessene Fluss bei 1 TeV ist ebenso angegeben wie die obere Grenze, die das EGRET-Instrument aufdem Compton Gamma Ray Observatory angeben konnte.

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Das Pierre-Auger-Observatorium:Teilchensuche in der argentinischen Pampa

Das Pierre-Auger-Observatorium hat die Untersuchung der höchstenergetischen kosmischen Strahlung zum Ziel. Das Observatorium wird aus je einer 3000 km2 großen Detektoranlage auf der Nord- und Südhalbkugel bestehen. Die erste Anlage in der argentinischen Pampa wurde imNovember 2005 offiziell eingeweiht. Mehr als 250 Wissenschaftler aus 15 Ländern, darunterDeutschland, Italien, Frankreich, USA, Großbritannien und Argentinien, beteiligen sich am Bau und Betrieb des Observatoriums.

Kontakt: Prof. Dr. Johannes Blümer · Universität und Forschungszentrum Karlsruhe Institut für Kernphysik · 76021 Karlsruhe · Tel. 07247/82-3545 · johannes.bluemer@ik.fzk.de

In der kosmischen Strahlung existierenTeilchen mit ultrahohen Energien ober-halb von 1020 eV. Ihre Entdeckung wareine große Überraschung. Sowohl die Artder Teilchen als auch ihre Quellen sindbislang unverstanden. ExtragalaktischeObjekte wie aktive Galaxien werdenebenso diskutiert wie neue physikalischeErscheinungen. So genannte Top-Down-Szenarien gehen beispielsweise davonaus, dass die beobachteten Teilchen inder Umgebung der Milchstraße bereitsmit hoher Energie beim Zerfall unbe-kannter Teilchen (möglicherweise derDunklen Materie) entstehen. Der Nach-weis der Teilchen ist sehr aufwändig, weilsie sehr selten sind: Bei diesen Energienerwartet man ungefähr ein Teilchen proQuadratkilometer und Jahrhundert. Da-her sind riesige Detektorflächen nötig,um ausreichend viele dieser Teilchen zufinden. Dies geschieht indirekt über dievon ihnen in der Erdatmosphäre ausgelö-sten Kaskaden von Sekundärteilchen, denLuftschauern. Höchstenergetische Luft-schauer enthalten viele Milliarden Sekun-därteilchen, die am Erdboden eine Flächevon mehr als 50 km2 überdecken können.

Schauerdetektoren und FluoreszenzteleskopeDas Pierre-Auger-Observatorium ist dieweltweit größte Anlage für die Messungvon kosmischer Strahlung der höchstenEnergien. Erstmals wird bei ihm aucheine Hybridtechnik angewandt: Oberflä-chendetektoren messen die Sekundär-teilchen, und große Teleskope registrie-ren Fluoreszenzlicht, das die Sekundär-teilchen in der Atmosphäre über demSchauerfeld erzeugen. Diese simultaneNachweismethode reduziert erheblichdie systematischen Unsicherheiten derMessung insbesondere in der Energiebe-stimmung der Primärteilchen. Das Pier-re-Auger-Observatorium mit je einemDetektorfeld auf der Süd- und zukünftigauch auf der Nordhalbkugel wird dieerste Anlage dieser Art sein, die dengesamten Himmel beobachtet.

Das südliche Auger-Observatorium inder Provinz Mendoza, Argentinien, wur-de im November 2005 eingeweiht undwird bis Anfang 2007 voll ausgebautsein. Es besteht aus insgesamt 1600Wasser-Tscherenkow-Detektoren, die im

Lageplan der Detektoren des südlichen Pierre-Auger-Observatoriums in der Nähe der Stadt Malargüe inArgentinien. Rote Punkte markieren die Wassertanks,blaue Linien kennzeichnen das Gesichtsfeld der ein-zelnen Fluoreszenzteleskope.

Füllen eines der 1600 Oberflächendetektoren desAuger-Observatoriums mit ultrareinem Wasser. ImHintergrund ist ein Teleskopgebäude mit Kommuni-kationsmast und links davon eine Station zur Mes-sung der Lichtabsorption in Luft (LIDAR) zu sehen.

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Abstand von 1,5 km zueinander aufge-stellt sind. Jeder Wassertank hat eineGrundfläche von 10 m2 und ist mit 12Tonnen ultrareinem Wasser gefüllt.Energetische Teilchen eines Luftschau-ers lösen im Wasser kurze Lichtblitze, sogenanntes Tscherenkow-Licht, aus. Dreiempfindliche Photomultiplier registrie-ren diese Emissionen in jedem Tank.Diese Detektortanks sind autonome Sta-tionen mit solarer Energieversorgung,wobei die Kommunikation mit derDatenerfassungszentrale über Mikro-wellen erfolgt. Luftschauer werden ander räumlich und zeitlich koinzidentenMessung von Teilchen in mehreren Tankserkannt. Die Identifikation von Signalenverschiedener Detektoren, die zu einemEreignis gehören, erfolgt über eine vonGPS-Signalen gesteuerte Uhr an jedemDetektor. Die Schauerdetektoren deckeneine Fläche von 3000 km2 ab, was mehrals der Ausdehnung des Saarlandes ent-spricht. Sie sollen mehr als zehn Jahrelang Daten sammeln.

In vier Gebäuden am Rand des Detektor-felds beobachten jeweils sechs Fluores-zenzteleskope in klaren dunklen Näch-ten (entsprechend 10 bis 15 % der Mess-zeit) den Himmel über dem Detektor-feld. Diese Teleskope sind elektronischeSchmidt-Kameras mit einer Öffnung vonetwa 3 m2,einer Korrekturlinse und einem14 m2 großen sphärischen Spiegel. Die-ses Design erlaubt ein Gesichtsfeld von30 mal 30 Quadratgrad pro Teleskop beihinreichend guter optischer Abbildungs-qualität. In der Fokalebene registrieren440 Photomultiplier die Fluoreszenz-

Leuchtspur der Luftschauer mit einerZeitauflösung von 100 ns. Das entsprichtetwa der Aufgabe, eine 30 Kilometer ent-fernte 40-Watt-Glühbirne aufzuneh-men, die fast mit Lichtgeschwindigkeitdurch die Atmosphäre fliegt. Währenddie Tanks die Teilchenverteilung von Luft-schauern auf der Erdoberfläche messen,lässt sich anhand der Leuchtspur die Ent-wicklung der Teilchenzahl entlang derSchauerbahn durch die Atmosphärerekonstruieren. Die Ergebnisse der Fluo-reszenzteleskope dienen unter anderemzur Energiekalibration des Experiments.Außerdem hängen die Form der Schau-erentwicklung und die Höhe des Maxi-mums in der Atmosphäre von der Massedes Primärteilchens ab. Von Eisenkerneninduzierte Schauer beginnen in größererHöhe als protoninduzierte Schauer.

Um aus der gemessenen Fluoreszenz-emission die Energie des Schauers mög-lichst genau ermitteln zu können, ist esnotwendig, die aktuelle meteorologi-sche Situation zu kennen. Deshalb über-wachen LIDAR-Systeme den Himmel,zudem lässt man ab und zu Wetterbal-lons aufsteigen.

Bereits in der Aufbauphase des Observa-toriums wurden kontinuierlich Datengenommen. Die Beobachtung vonSchauern mit mehreren Teleskopen unddie simultane Messung der Teilchen inden Wassertanks demonstrieren ein-drucksvoll die Leistungsfähigkeit desAuger-Observatoriums. Zu den erstenwissenschaftlichen Ergebnissen gehö-ren ein Energiespektrum der beobachte-

ten Ereignisse, die Durchmusterung desSüdhimmels nach Punktquellen undeine obere Grenze für den Anteil vonPhotonen in der ultra-hochenergeti-schen kosmischen Strahlung. Eine in ver-schiedenen Modellen vorhergesagtePunktquelle in der Nähe des galakti-schen Zentrums konnte nicht bestätigtwerden. Diese Daten beruhen jedochbisher noch auf sehr wenig Beobach-tungszeit, so dass die „integrierte Aper-tur“ nur etwa gleich groß ist wie bei denExperimenten der vorigen Generation.

N Ausblick Bis Ende 2005 waren etwa 1050 Wasser-tanks und 18 Teleskope des südlichenAuger-Observatoriums aufgestellt. BisAnfang des Jahres 2007 soll es fertig ge-stellt werden. Dann wird es eine etwa30-mal größere Detektorfläche besitzenals das bislang größte Luftschauerexpe-riment AGASA in Japan. Anschließend istder Aufbau des nördlichen Observatori-ums geplant. Eine vollständige und mög-lichst gleichmäßige Abdeckung allerHimmelsrichtungen ist entscheidendfür die Interpretation der Daten. Für dasNordexperiment wurde von der Auger-Kollaboration ein Areal bei Lamar, Colo-rado, in den USA ausgewählt.

å Deutsche Beteiligungen: Forschungszentrum und Universität Karlsruhe, RWTH Aachen,Universitäten Bonn, Siegen und Wuppertal,Max-Planck-Institut für Radioastronomie (Bonn)

Innerer Aufbau eines Tscherenkow-Tanks mit den dreiPhotomultipliern, einer Solarzellenfläche sowie demGPS-Empfänger und der Antenne.

Darstellung eines Luftschauers, der von den Fluoreszenzteleskopen im Stereomodus beobachtet wurde unddessen Teilchen in 17 Tanks des Oberflächenfelds nachgewiesen wurden (Stereo-Hybrid-Ereignis). Die Schauer-achse ist als rote Linie zusammen mit der entsprechenden Projektion auf die von den Teleskopkameras aufge-nommenen Bilder dargestellt. Die rekonstruierte Energie des Schauers beträgt 2 · 1019 eV.

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KASCADE-Grande:Luftschauer über Karlsruhe

KASCADE-Grande misst mit einem Multidetektorsystem ausgedehnte Luftschauer, dievon hochenergetischen kosmischen Teilchen in der Atmosphäre ausgelöst werden. Zielist es, die Elementzusammensetzung der kosmischen Strahlung im Energiebereich desso genannten Knies zu rekonstruieren. An KASCADE-Grande sind acht Institute aus Deutschland, Italien, Polen und Rumänien beteiligt.

Kontakt: Dr. Andreas Haungs · Forschungszentrum Karlsruhe · Postfach 364076021 Karlsruhe · Tel. 07247/82-3310 · andreas.haungs@ik.fzk.de

Hochenergetische kosmische Strahlunglässt sich aufgrund des geringen Flussesnicht mehr direkt mit Ballon- oder Satel-litenexperimenten messen. Bei nur ei-nem Teilchen pro Quadratmeter und Tagist man auf erdgebundene Messungenangewiesen. Hierbei ist zu berücksichti-gen, dass die aus dem Kosmos kommen-den Primärteilchen in der Atmosphäremit den Atomkernen der Luftmolekülezusammenprallen und in einem fortlau-fenden Prozess Sekundärteilchen erzeu-gen: Ein ausgedehnter Luftschauer bil-det sich aus. KASCADE-Grande (Karlsru-he Shower Core and Array Detektor mitGrande Erweiterung) ist zum einen aufastrophysikalisch interessante Größen,wie Energiespektrum und Elementzu-sammensetzung der kosmischen Strah-lung, empfindlich. Andererseits trägt eszum Verständnis von Wechselwirkungs-mechanismen bei, die bei hohen Ener-gien zwischen Hadronen (Elementarteil-chen, die der starken Wechselwirkungunterliegen) stattfinden.

Das „Knie“ in der Energieverteilung der kosmischen StrahlungDer Fluss der kosmischen Strahlungnimmt mit zunehmender Energie derTeilchen stark ab. Etwas oberhalb einerEnergie von 1015 eV ändert sich jedoch die„Steilheit“ dieses Energiespektrums aufcharakteristische Weise. Diesen Bereichnennt man das „Knie“ der kosmischenStrahlung. Die Ursache dieser Änderungist bisher unbekannt, es existieren jedoch

verschiedene theoretische Ansätze zurErklärung. So könnte die Energie imBereich des Knies die nötige Minimal-energie zum Entweichen der Teilchen ausunserem Milchstraßensystem sein. Denk-bar ist auch, dass es die maximal erreich-bare Energie ist, welche die Teilchen mitmöglichen Beschleunigungsmechanis-men in unserer Galaxis erreichen können.Schließlich ist es auch möglich, dass esdie Energieschwelle für neue Wechsel-wirkungseigenschaften der Teilchen inoder außerhalb unserer Atmosphäre ist.Dies hätte eine falsche Rekonstruktionder Teilchenenergie zur Folge.

Alle drei Theorien sagen eine Abhängig-keit der Position des Knies von der Art derPrimärteilchen voraus. Sie lassen sichexperimentell unterscheiden, indem mandie Position des Knies für verschiedeneElementgruppen bestimmt, und zusätz-lich die Isotropie der ankommendenStrahlung überprüft.

KASCADE-Grande misst geladene Teilchen der kosmischen Strahlung KASCADE-Grande verfolgt das Ziel, Ener-gie und Masse der Primärteilchen zubestimmen und dabei auch die Wechsel-wirkungen in der Luftschauerentwick-lung besser zu verstehen. Hierfür verfügtdie Anlage über verschiedene Detektor-typen, die alle geladenen Teilchen in denSchauern messen. Das sind Hadronen,Myonen und Elektronen. Die Detektorenmessen die laterale Dichteverteilung.

Teilchendichte eines einzelnen Schauers in Abhängig-keit vom Abstand zum Schauerzentrum, gemessenmit verschiedenen Detektorkomponenten von KAS-CADE-Grande.

Kosmische Teilchen erzeugen in der Atmosphäre eineKaskade von Sekundärteilchen. Diese werden mitunterschiedlichen Detektortypen auf dem Erdbodennachgewiesen.

Daraus ergibt sich die Gesamtzahl derSekundärteilchen am Boden, was Rück-schlüsse auf Energie und Teilchenart desPrimärteilchens zulässt.

Das ursprüngliche KASCADE-Experimentbesteht aus einem 200 mal 200 m2

großen Areal mit 252 Detektorstationenzum Nachweis der elektromagnetischenKomponente eines Luftschauers. Zusätz-lich beinhalten 196 dieser StationenMyon-Detektoren, die von einer 20 cmstarken Abschirmung aus Blei und Eisenumgeben sind. Im Zentrum der Anlagebefindet sich ein kompaktes 20 mal 16 m2

großes Detektorsystem, bestehend auseinem 4000 t schweren Eisen-Kalorime-

ter mit neun Lagen aus empfindlichenIonisationskammern, drei Ebenen ausSpurdetektoren sowie einer Triggerebe-ne aus Szintillationszählern. Das komple-xe Detektorsystem dient zur Vermessungder Hadronen und hochenergetischenMyonen des Luftschauers. Nördlich diesesZentraldetektors werden in einem 50 mlangen Tunnel die Spuren von Myonen indrei horizontalen und zwei vertikalenEbenen aus Detektoren gemessen. KAS-CADE kann auf diese Weise kosmische

Teilchen zwischen 1014 eV und 1017 eV mithoher Qualität nachweisen.

Nach acht Jahren Messzeit wurde KAS-CADE um 37 größere Detektorstationenerweitert und nimmt seitdem eine Flä-che von 700 mal 700 m2 ein. Mit dieserneuen Anlage, genannt KASCADE-Gran-de, können nun Primärteilchen mit Ener-gien bis zu 1018 eV nachgewiesen werden.

Erstmals Energiespektren einzelner Primärteilchenarten Über 40 Millionen mit KASCADE gemes-sene Luftschauer erbrachten wichtigeErkenntnisse. Zum einen konnte gezeigtwerden, dass die kosmische Strahlung in

diesem Energiebereich nicht aus primä-ren Photonen (Gammaquanten) oderElektronen, sondern aus Atomkernenbesteht. Außerdem ist die geladene kos-mische Strahlung im Energiebereich vonKASCADE absolut isotrop, das heißt, dieTeilchen fallen aus allen Richtungengleich häufig ein. Darüber hinaus istKASCADE das bisher einzige Luftschau-erexperiment weltweit, das aus denDaten nicht nur das Spektrum aller Teil-chen rekonstruieren, sondern Energie-

spektren einzelner Primärteilchenarten(Wasserstoffkerne, Heliumkerne, Grup-pe mittelschwerer Kerne usw.) extrahie-ren konnte. Hierbei wurde gezeigt, dassdas „Knie“ nur durch leichte Primärteil-chen verursacht wird. Außerdem ver-schiebt sich dessen Position mit derMasse und Ladung der Primärteilchen-art zu höheren Energien. Die Ergebnisseweisen eindeutig auf eine astrophysika-lische und nicht teilchenphysikalischeUrsache des Knies hin.

Für die Teilchenphysik ist dennoch inter-essant, dass mit KASCADE Wechselwir-kungseigenschaften von Teilchen in ei-nem Energiebereich untersucht werdenkonnten, der weit oberhalb aller bisheri-gen Beschleunigerexperimente liegt.

N Ausblick – KASCADE-Grande gemeinsam mit LOPESAus den bisherigen Ergebnissen folgenweitergehende Fragestellungen bezüg-lich des Spektrums der kosmischenStrahlung. So sollte die Position des zuerwartenden Knies für Eisenkerne beicirca 1017 eV liegen. Das muss noch expe-rimentell überprüft werden. Hier mussdann auch die galaktische Komponenteder kosmischen Strahlung in eine extra-galaktische für die höchsten Energienübergehen. Das heißt, Teilchen mit Ener-gien von mehr als 1017 eV sollten mehr-heitlich von entfernten Galaxien kom-men. Damit sollte theoretisch eine Än-derung der Elementzusammensetzungeinhergehen. Beides ist mit der Erweite-rung von KASCADE zu KASCADE-Grandeexperimentell zugänglich.

Parallel zu den Messungen mit denSekundärteilchendetektoren wird KAS-CADE-Grande in Koinzidenz mit Radio-Antennen des LOPES-Experimentes be-trieben. Ziel dieser Kooperation ist es, dieRadioemission in Luftschauern zu mes-sen. Dieser Anfang 2004 erstmals inKarlsruhe nachgewiesene Prozess wirdvoraussichtlich als neue Technik für dieMessung von kosmischen Strahlungs-teilchen höchster Energien zum Einsatzkommen.

å Deutsche Beteiligungen: Forschungszentrum undUniversität Karlsruhe, Universitäten Siegen undWuppertal

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Das Detektorfeld von KASCADE.

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Das Energiespektrum der kos-mischen Strahlung. Farbig ein-gezeichnet die Ergebnisse vonKASCADE mit den rekonstruier-ten Spektren einzelner Elemen-te. Deutlich zeigt sich, dass dieleichten Elemente das Knie derkosmischen Strahlung verursa-chen. Das Gesamtspektrum istfür zwei Analyseergebnisse dar-gestellt, basierend auf unter-schiedlichen theoretischen Mo-dellen der Luftschauerentwick-lung. Die Messbereiche ein-zelner Experimente sind untendargestellt. H, He und heavystehen für die Kerne von Was-serstoff, Helium und schwerenElementen.

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LOPES „sieht“ Radioblitze kosmischer Strahlungsteilchen

Zu Beginn des Jahres 2004 gelang es weltweit zum ersten Mal, Radiosignale von Teilchen derkosmischen Strahlung zweifelsfrei Luftschauern zuzuordnen. Möglich wurde dies mit einemFeld aus digitalen Dipolantennen, genannt LOPES. Diese Methode könnte in großen Schauer-anlagen wie dem Pierre-Auger-Observatorium zum Einsatz gelangen. LOPES ist ein europäi-sches Projekt, das in Koinzidenz mit KASCADE-Grande betrieben wird und an dem 13 Instituteaus Deutschland, den Niederlanden, Italien, Polen und Rumänien beteiligt sind.

Kontakt: Dr. Andreas Haungs · Forschungszentrum Karlsruhe · Postfach 364076021 Karlsruhe · Tel. 07247/82-3310 · andreas.haungs@ik.fzk.de

Atomkerne der kosmischen Strahlunglösen beim Zusammenstoß mit derErdatmosphäre große Schauer von Se-kundärpartikeln aus, die in der Luft eineLeuchtspur erzeugen und als Teilchen-teppich auf die Erdoberfläche vordrin-gen. Detektorfelder wie das Pierre-Auger-Observatorium oder das kleinereKASCADE-Grande messen diese Ereig-nisse. Die Teilchenschauer emittieren inder Atmosphäre allerdings auch Strah-lung im Radiobereich. Diese kurzen, sehrintensiven Radioblitze stellen dabei fürwenige Nanosekunden die hellsten Ra-dioquellen am Himmel dar. Sie konntenim Rahmen des LOPES-Experimentesdurch Vergleich mit KASCADE-Grande-Messungen erstmals zweifelsfrei einzel-nen Teilchen der hochenergetischen kos-mischen Strahlung zugewiesen werden.Das ist ein Meilenstein bei der Entwick-lung neuer Techniken zur Messung die-ser Partikel aus dem Weltraum.

Die aus dem Universum einfallendenAtomkerne der kosmischen Strahlunglösen durch Zusammenstoß mit denBestandteilen der Atmosphäre eine Lawi-ne an neuen Partikeln aus. Diese erzeugtin der Hochatmosphäre eine Leuchtspurund kommt auf der Erdoberfläche alsstarker Schauer an. Seit 40 Jahren istbekannt, dass zudem während der Luft-schauererzeugung in der Atmosphäredurch die Wechselwirkung der Teilchenmit dem Erdmagnetfeld auch Strahlungim Radiofrequenzbereich emittiert wird.

Bei diesem Vorgang werden positive undnegative Sekundärteilchen des Luft-schauers voneinander getrennt, was zurEmission von Synchrotronstrahlung führt.Sie liegt bei den typischen Energien die-ser Sekundärteilchen im Radiofrequenz-bereich und ist in Flugrichtung gebün-delt. Physiker sprechen vom Geosynchro-tron-Effekt. Dieses nur wenige Nanose-kunden dauernde Phänomen konnte erstjetzt mit Hilfe eines modernen digitalenRadio-Interferometers vom allgegenwär-tigen Untergrund an Radiostrahlung ge-trennt werden.

LOPES gemeinsam mit KASCADE-GrandeDas hierfür verwendete LOPES dient alsPilotprojekt für das zukünftig größteRadio-Array der Erde, genannt LOFAR(Low-Frequency Array). Es soll aus insge-samt hundert über Holland und Deutsch-land verteilten Antennenfeldern beste-hen und Ende 2007 in Betrieb gehen.LOPES (LOFAR PrototypE Station) ist einArray aus 30 Radioantennen. Diese bildeneinen breitbandigen Empfänger, der eineVielzahl unterschiedlicher Frequenzengleichzeitig aufnehmen kann und dieSignale in eine digitale Elektronik ein-speist. Anders als bisherige Radiotelesko-pe, die auf kleine Himmelsfelder ausge-richtet werden, haben die Antennen vonLOPES den gesamten Himmel im Blick-feld. Die Daten werden digital gespei-chert und können im nachhinein für jedeHimmelsrichtung und zu jedem beliebi-gen Zeitintervall ausgelesen werden.

Kosmische Teilchen erzeugen in der Atmosphäreeinen Luftschauer. Hierbei wird auch nachweisbareStrahlung im Radiofrequenzbereich emittiert.

Mit LOPES rekonstruierte Radiokarte für einen einzel-nen Luftschauer. Die Position des Spots zeigt die Rich-tung des einfallenden Schauers, die Intensität ist mitder Energie des Primärteilchens korreliert.

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Die LOPES-Antennen sind im KASCADE-Grande-Feld installiert und registrierenkorreliert mit den DetektorstationenDaten im Frequenzbereich von 40 bis 80MHz (entsprechend Wellenlängen etwazwischen vier und acht Metern). Für dieSuche nach der Radioemission der kos-mischen Strahlung werden die Schauer-ereignisse von KASCADE-Grande analy-siert und darin die Zeitpunkte von Teil-chenschauern bestimmt. Dann werdendie Radiodaten von LOPES in einem 0,8 ms langen Zeitfenster um dieseEreignisse herum ausgewertet. Hierfürbefreit man die Daten mit digitalen Fil-tern von Rauschsignalen und sucht mitHilfe von digitaler Interferometrie dasSchauersignal.

Erste wissenschaftliche ErfolgeAuf diese Weise gelang es mit LOPES zumersten Mal, zweifelsfrei Radiosignale ausder Schauerentwicklung nachzuweisen.Besonders vielversprechend für zukünfti-ge Anwendungen war die Erkenntnis,dass es eine starke Korrelation zwischender gemessenen Radiosignalstärke mitder von KASCADE-Grande gemessenenMyonenzahl des Schauers gibt. Letztereist ein gutes Maß für die Energie des kos-mischen Teilchens. Außerdem wurdeeine Korrelation mit dem Winkel zwi-schen ankommendem Luftschauer undder Richtung des Erdmagnetfeldes ge-funden. Diese Ergebnisse sind im guten

Einklang mit dem theoretischen Bild desGeosynchrotron-Effektes als Erzeugungs-mechanismus der Radioblitze in derAtmosphäre. Mit den aus KASCADE-Grande bekannten Schauerobservablenist es nun möglich, die Radioemission inSchauern zu kalibrieren. Das ebnet denWeg zu einer großflächigen Nutzungund Anwendung dieser Messtechnik fürdie höchstenergetischen Teilchen.

N AusblickInzwischen wurde das LOPES-Antennen-feld von 10 auf 30 Antennen erweitert,um nun mit großer Statistik vor allenDingen bei höheren Energien das Radio-signal im Detail auch auf Einzelschauer-und Einzelantennenbasis zu studieren.Besonderer Wert wird hier auf eine abso-

lute Eichung der Antennen gelegt, umdas gemessene Signal einer Feldstärke inder Atmosphäre zuordnen zu können.Das ist unabdingbar für einen direktenVergleich mit theoretischen Berechnun-gen des Emissionsmechanismus. Darü-ber hinaus werden neuartige Antennenbei LOPES getestet, die für eine Verwen-dung im Pierre-Auger-Observatoriumoptimiert sind. Dies betrifft insbesonderedie Möglichkeit eines „Self-Triggerings“der Antennen, also einer Signalsucheohne externen Auslöser durch dasSchauerarray.

LOPES soll sich als neue Messtechnik eta-blieren, die Emissionsmechanismen inder Atmosphäre theoretisch verstehenund den Weg zu einer verbesserten Mes-sung der höchstenergetischen kosmi-schen Strahlung ebnen. Dies könnte hel-fen, eines der großen Rätsel unseres Uni-versums zu entschlüsseln.

å Deutsche Beteiligungen: Forschungszentrum und Universität Karlsruhe, Max-Planck-Institutfür Radioastronomie (Bonn), Universitäten Bonn,Siegen und Wuppertal

Drei LOPES-Radioantennen zwischen Schauerdetek-toren von KASCADE-Grande auf dem Gelände desForschungszentrums Karlsruhe.

Korrelation des von LOPES gemessenen Radiopulsesmit der Myonenzahl,die KASCADE-Grande gleichzeitiggemessen hat. Die Myonenzahl ist ein guter Parame-ter für die primäre Energie des kosmischen Teilchens.

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AMS sucht Antimaterie und Dunkle Materie

Das Experiment AMS-02 (Alpha Magnet Spectrometer) soll auf der Inter-nationalen Raumstation ISS installiert werden und dort mindestens dreiJahre lang die Zusammensetzung der kosmischen Strahlung mit bisherunerreichter Präzision vermessen. Von besonderem wissenschaftlichenInteresse ist dabei die Suche nach Antimaterie und Dunkler Materie.AMS-02 wird von einer internationalen Kollaboration aus 41 Forschungs-instituten aus 13 Ländern in enger Zusammenarbeit mit der NASA gebaut.

Kontakt: Prof. Dr. Wim de Boer · Institut für Experimentelle Kernphysik UniversitätKarlsruhe · Postfach 6980 · 76128 Karlsruhe · Tel. 0721/608-3593 · wim.de.boer@cern.ch Prof. Dr. Stefan Schael · Physikalisches Institut Ib RWTH Aachen · Sommerfeldstraße 14 52074 Aachen · Tel. 0241/80-27158 · schael@physik.rwth-aachen.de

Die meisten Theorien gehen heutedavon aus, dass zumindest ein Teil derunsichtbaren Dunklen Materie ausschwach wechselwirkenden Teilchen, sogenannten Weakly Interacting MassiveParticles (WIMPs) besteht. Da solche Teil-chen im Standardmodell nicht vorkom-men, muss es sich um eine neue Formder Materie handeln. Wenn WIMPs imheißen frühen Universum entstandensind, lässt sich die heutige geringeAnzahldichte nur so erklären, dass vielevon ihnen durch Annihilation ver-schwunden sind, wobei u.a. Elektronen,Positronen, Protonen, Antiprotonen,Gammastrahlen und Neutrinos entste-hen. Bei solchen Prozessen gehen die

Elektronen und Protonen heute in dergewaltigen Menge dieser Teilchen unter,die ohnehin in der Galaxie vorhandensind. Aber die Antimaterieteilchen undGammastrahlen sind womöglich nach-weisbar. Sie sollten sich von dem allge-meinen Untergrund abheben, der durchWechselwirkungen der kosmischen Strah-len mit dem Gas der Galaxie entsteht.AMS-02 soll diese kosmische Strahlunggenau vermessen, insbesondere denAnteil der Antimaterie bestimmen unddaraus Rückschlüsse auf die Annihilationvon Dunkle-Materie-Teilchen erzielen.Da die Antimaterie in der Atmosphärezerstrahlt, müssen die Messungen imWeltall stattfinden.

Oben: Querschnitt durch den etwa 3 m hohen AMS-02-Detektor. Unten: Symbolische Darstellung dermögliche Teilchenidentifikationssignale in den unter-schiedlichen Subdetektoren.

Computergeneriertes Modell der ISS mit dem AMS-02-Detektor vorne links.

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Das von dem amerikanischen Physik-Nobelpreisträger Samuel Ting initiierteExperiment hatte bereits einen Vorläu-fer, AMS-01. Während eines zehntägigenFluges mit der Raumfähre Discovery imJahre 1998 wurde er erfolgreich getestet.Schon bei diesem kurzen Flug ließen sichdie Spuren von über 100 Millionen gela-dener Teilchen der kosmischen Höhen-strahlung vermessen. Die unerwartetreiche Ausbeute an erstklassigen wis-senschaftlichen Ergebnissen hat die bis-herigen Messungen über die Zusam-mensetzung der kosmischen Strahlungdeutlich verbessert. Hinweise auf Anti-materie wurden nicht gefunden, so dassdie bisherigen experimentellen Grenzenfür deren Häufigkeit deutlich verbessertwerden konnten.

AMS-02 ist ein moderner Teilchendetek-tor mit ausgezeichneten Identifikations-möglichkeiten. Er ist in viele Subdetekto-ren unterteilt. Die Impulse und Ladungs-vorzeichen der Teilchen werden in einemSpektrometer, bestehend aus einem Sili-zium-Tracker in einer supraleitendenSpule, durch die Krümmung der Teil-chenspur im Magnetfeld (B=0,86 T) be-stimmt. Die Teilchenidentifizierung er-folgt durch die Messung der Geschwin-digkeiten im Flugzeitdetektor (Time-of-Flight, TOF). Gleichzeitig misst man denLorentz-Faktor in dem Übergangsstrah-lungsdetektor (Transition-Radiation-De-

tector,TRD), die Teilchengeschwindigkei-ten in den Tscherenkow-Zählern (Ring-Imaging-Cherenkov-Counter, RICH) unddie Teilchenenergien in dem elektro-magnetischen Kalorimeter (ECAL). FürGammastrahlen gibt es zwei Nachweis-möglichkeiten:entweder durch Paarkon-version im TRD, wobei das Elektron-Posi-tron-Paar im Tracker nachgewiesen wird,oder als elektromagnetischer Schauer.Der Absolutbetrag der elektrischen La-dung wird durch die Ionisationsverlusteim Silizium-Tracker und in den RICH-Zäh-lern bestimmt.

Durch die vielen Teilchen-Identifika-tionsmethoden ist AMS-02 in der Lage,individuelle Elemente im Spektrum derkosmischen Strahlung bis zu einerLadungszahl Z von 26 (also beispiels-weise voll ionisiertes Eisen) aufzulösen.Der Übergangsstrahlungsdetektor wirdvon der RWTH Aachen gebaut, die raum-fahrtqualifizierte Datenauslese dieserDetektorkomponente mit über 5000auszulesenden Kanälen übernimmt dieUniversität Karlsruhe.

Der Betrieb im Weltall stellt harte Anfor-derungen an einen Detektor. Wegen derbegrenzten Stromversorgung darf dieElektronik nur ein Zehntel der Leistungvon konventioneller Elektronik verbrau-chen. Die Elektronik muss zudem zwi-schen –20 °C und +50 °C funktionieren

und Temperaturen zwischen –40 °C und+80 °C dürfen sie nicht beschädigen.Diese Anforderungen sind schwer zuerfüllen, weil die Kühlung im Vakuumdes Weltraums nicht über Konvektionerfolgen kann, sondern über Infrarot-strahlung ablaufen muss. Daher mussdie Elektronik auf ihre Weltraumtaug-lichkeit in einer Thermovakuumkammergetestet werden.

Eine weitere technische Herausforde-rung bildet der supraleitende Magnet,der mit flüssigem Helium bis auf 1,8 Kel-vin gekühlt wird. Und schließlich mussberücksichtigt werden, dass währenddes Shuttle-Starts starke Vibrationenauftreten und die Elektronik in derErdumlaufbahn einer erheblichen Strah-lenbelastung ausgesetzt ist. Zusätzlichmuss der Detektor wartungsfrei minde-stens drei Jahre im Weltall funktionieren,was eine Redundanz der gesamtenElektronik verlangt.

N Zusammenfassung und AusblickDer Flug des Prototypen AMS-01 mitdem Space Shuttle Discovery hat erst-mals gezeigt, dass es möglich ist, moder-ne Detektoren der Teilchenphysik erfolg-reich im Weltraum zu betreiben. Dabeigilt es eine Reihe von technischen Pro-blemen zu lösen, die durch Start undLandung sowie den Betrieb im Weltraumauftreten. Mit dem AMS-02-Detektorsollen alle Komponenten der kosmi-schen Strahlung, inklusive einem mög-lichen Anteil von Antimaterie, genau ver-messen und daraus Anzeichen für dieAnnihilation der Dunklen Materie ge-wonnen werden. Die Ausbildung jungerPhysikerinnen und Physiker in diesemanspruchsvollen internationalen Umfelderöffnet attraktive Perspektiven für dieberufliche Zukunft sowohl in der For-schung als auch in der Industrie.

å Deutsche Beteiligungen:Universität Karlsruhe (TH), RWTH Aachen

Test der AMS-Elektronik in einer Thermovakuumkammer des Max-Planck-Instituts für extraterrestrischePhysik. Hier werden die großen Temperaturschwankungen und die fehlende Konvektionskühlung im Welt-raum nachgeahmt.

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Das High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.)zeigt die Galaxis in einem neuen Licht

Mit dem H.E.S.S.-Observatorium im Khomas-Hochland von Namibia lässt sich Gamma-strahlung mit Energien oberhalb von etwa 100 GeV nachweisen. Die Anlage besteht ausvier Teleskopen mit jeweils etwa 12 Metern Durchmesser. Jedes verfügt über hochsensitiveund extrem schnelle Kameras, um schwache Lichtblitze kosmischer Strahlungsteilchen zu registrieren. Ziel ist es, Quellen hochenergetischer Gammastrahlen zu entdecken und eingehend zu studieren. Am Bau und Betrieb sind insgesamt etwa hundert Physikeraus Deutschland, Frankreich, England, Irland, Tschechien, Armenien, Südafrika und Namibia beteiligt.

Kontakt: Prof. Dr. Werner Hofmann · Max-Planck-Institut für Kernphysik · Saupfercheck-weg 1 · 69117 Heidelberg · Tel. 06221/516-330 oder 516-201 9 · hofmann@mpi-hd.mpg.de

Gammastrahlen mit sehr hohen Ener-gien um 1012 eV zeugen von den ener-giereichsten Vorgängen im Universum.Sie werden in kosmischen Teilchenbe-schleunigern erzeugt, die sich mit mo-dernen Instrumenten wie H.E.S.S. mitbislang unerreichter Genauigkeit studie-ren lassen. Die Gammastrahlung wirdvon der Atmosphäre verschluckt, so dassman sie nicht direkt mit Teleskopen amBoden beobachten kann. Wenn dieStrahlung in die Hochatmosphäre ein-dringt, erzeugt sie aber eine Lawine vonTeilchen, die für den Bruchteil einer Se-kunde einen schwachen Lichtblitz aus-sendet. Diese so genannte Tscherenkow-Strahlung hat entfernte Ähnlichkeit mitder Leuchtspur einer Sternschnuppe. Sieist viel zu schwach, um sie mit bloßemAuge wahrzunehmen. Dies ist nur mitgroßen Spiegelteleskopen möglich. Mitdem H.E.S.S.-Observatorium lassen sichsogar Bilder der kosmischen Beschleuni-ger anfertigen.

H.E.S.S. repräsentiert die dritte Instru-mentengeneration in diesem jungenZweig der Astronomie. Es ist sehr vielempfindlicher als seine Vorgänger. Benö-tigte man 1989 noch 50 Stunden, umeine helle kosmische Gammaquelle wieden Krebsnebel zu erkennen, so reichenheute mit H.E.S.S. 30 Sekunden aus.

Jedes der vier H.E.S.S.-Teleskope besitzteinen Sammelspiegel mit 12 Metern Durch-messer, der aus 380 Segmenten zusam-

mengesetzt ist. Insgesamt verfügt einTeleskop über eine Spiegelfläche von 107 m2, was eine Steigerung um mehr alsdas Zehnfache gegenüber dem Vorgän-ger HEGRA bedeutet. Alle Segmentspiegelwerden mit Hilfe kleiner Motoren bis aufwenige Mikrometer genau justiert, umeine optimale Abbildung zu erzielen. ImBrennpunkt des Teleskops befindet sicheine Kamera, bestehend aus 960 Foto-sensoren,die eine Fläche mit 1,40 MeternDurchmesser abdecken. Diese unge-wöhnlich große Fokalfläche verleiht denTeleskopen ein weites Bildfeld mit fünfGrad Durchmesser. Damit wird die Unter-suchung ausgedehnter Strukturen amHimmel möglich.

Bei H.E.S.S. zeichnen vier Teleskope dieSpur der kosmischen Gammaquanten inder Atmosphäre gleichzeitig aus ver-schiedenen Winkeln auf. Dadurch er-reicht man eine besonders hohe Mess-genauigkeit und Empfindlichkeit. Außer-dem lässt sich die Position von Himmels-körpern am Himmel genau lokalisieren.

Eine komplexe Elektronik dient dazu, diekurzen Tscherenkow-Lichtblitze vor demHintergrundlicht des Nachthimmels zuidentifizieren und mit einer Belichtungs-zeit von einigen Milliardstel Sekundenaufzuzeichnen. In jeder Sekunde werdenetliche hundert Lichtblitze registriert,von denen aber nur einige pro Minutevon „interessanter“ Gammastrahlungstammen. Den Rest erzeugen Teilchen

Bild eines Gammaschauers, wie er mit den H.E.S.S.-Teleskopen beobachtet wird.

Gammastrahlung erzeugt in großer Höhe eine Kaskade von Sekundärteilchen. Diese senden einenLichtblitz aus, der mit den Spiegelteleskopen be-obachtet wird.

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der normalen Höhenstrahlung. Sie bil-den einen unerwünschten Untergrund,den man mithilfe von Computern her-ausfiltern muss.

Erste wissenschaftliche Erfolge Das Observatorium wurde 2004 einge-weiht. Bereits im ersten Jahr erzielten dieForscher eine Reihe brillanter Ergeb-nisse. So gelang die Entdeckung des Pul-sar-Binärsystems PSR B1259-63 als erstevariable galaktische Quelle. Ein weiteresHighlight war die detaillierte Untersu-chung der Gammastrahlung aus demHerzen unserer Milchstraße,der direktenUmgebung des dortigen superschwerenSchwarzen Lochs. Die Leistungsfähigkeitder Teleskope zeigt sich aber am bestenin einer Durchmusterung eines Teils derMilchstraße.Mit vielen hundert Beobach-tungsstunden in den Jahren 2004 und2005 wurde zum ersten Mal eine Him-melskarte unserer Galaxis im Gamma-licht bei höchsten Energien erstellt. WiePerlen an einer Schnur reihen sich neuentdeckte Strahlungsquellen entlangder Milchstraße auf. Erstaunlich warauch, dass sich ein Teil der neu entdek-kten Quellen bislang in keinem anderenSpektralbereich nachweisen ließ. Mögli-cherweise sind die Forscher hier auf einenoch unbekannte Art von Himmelskör-pern gestoßen, während andere Quellenmit früheren Supernova-Explosionen as-soziiert sind.

Aufsehen erregte besonders das ersteBild einer Supernova-Explosionswelle.Die ringförmige Struktur bestätigt theo-retische Spekulationen, dass solcheSchockwellen in der Tat Teilchen aufhohe Energien beschleunigen können.

Häufig sieht man in den H.E.S.S.-Him-melskarten auch Gammastrahlung ausder Umgebung von Pulsaren. Dabei han-delt es sich um schnell rotierende Neu-tronensterne, deren gigantische magne-tische und elektrische Felder offenbareffiziente kosmische Teilchenbeschleu-niger sind.

Mitte 2005 stieß man mit H.E.S.S. auf einweiteres faszinierendes Objekt, den„Mikroquasar“ LS 5039, einer Art Minia-turausgabe eines Quasars, in dem einSchwarzes Loch Materie von einemBegleitstern absaugt und einen Teildavon in Form von zwei entgegenge-setzt gerichteten, gebündelten Materie-strahlen ins All stößt. Aus der Untersu-chung dieser vergleichsweise nahenGammaquelle erhofft man sich Rück-schlüsse über die Prozesse in den ähn-lichen, aber viel ausgedehnteren Mate-riejets weit entfernter Quasare.

N AusblickDer Standort in Namibia kombiniertbeste optische Beobachtungsbedingun-gen mit einer direkten Sicht auf den zen-tralen Bereich unserer Galaxis, wo sichbesonders interessante Objekte befin-den, wie das Schwarze Loch im Zentrumder Milchstraße, zahlreiche Supernova-Explosionswolken und Pulsare. Mittelfri-stig soll H.E.S.S. mit einem großen Zen-tralteleskop zu H.E.S.S. II ausgebaut wer-den, mit vergrößertem Energiebereichund weiter gesteigerter Empfindlichkeit.

å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Kernphysik (Heidelberg), Landessternwarte Heidelberg, Universitäten Bochum, Hamburg,Tübingen und Humboldt-Universität Berlin

Die vier H.E.S.S.-Teleskope in Namibia. Jedes Teleskop verfügt über eine Spiegelfläche von 107 m2.

Das erste Bild einer Supernova im Licht der hoch-energetischen Gammastrahlung um 1012 eV. DieFarbskala gibt die Gammaintensität an, während dieKonturlinien die Intensität des Röntgenlichts nach-zeichnen. Die Aufnahme demonstriert, dass die ring-förmigen Schockwellen solcher Supernovae kosmi-sche Teilchenbeschleuniger darstellen.

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MAGIC – das Gammateleskop neuer Technologie

Auf der Kanareninsel La Palma läuft seit 2004 das weltweit größte Teleskop für denGammabereich mit dem Namen MAGIC. Bei seinem Bau wurde besonders auf denerfassbaren Energiebereich und auf die Möglichkeit geachtet, die kurzlebigen Gamma-blitze (so genannte Gamma Ray Bursts) messen zu können. In der MAGIC-Kollaborationarbeiten etwa 150 Physiker aus sechzehn Instituten zusammen, die meisten von ihnenkommen aus Deutschland, Italien und Spanien

Kontakt: Dr. Razmik Mirzoyan · Max-Planck-Institut für Physik · Föhringer Ring 680805 München · Tel. 089/32354-328 · razmik@mppmu.mpg.de

Erdgebundene Gammateleskope könnendie hochenergetische Strahlung nur indi-rekt nachweisen. Das funktioniert nachfolgendem Prinzip: Dringt ein Gamma-quant in die Atmosphäre ein,so zerstrahltes bei Wechselwirkung mit Atomkernenin 5 bis 20 km Höhe. Dabei entsteht inäußerst kurzer Zeit eine große Zahl vonsekundären Elektronen, die in einem enggebündelten Strahl in Richtung Erdbodenweiterfliegen.Dieser so genannte elektro-magnetische Schauer erzeugt einen kur-zen Lichtblitz (Tscherenkow-Licht), denman vom Erdboden aus mit empfind-lichen Teleskopen nachweist.

Allerdings verursachen die geladenenTeilchen der kosmischen Strahlung,hauptsächlich Protonen und Heliumio-nen (Hadronen), tausendmal mehrSchauer als die Gammaquanten unddamit auch Tscherenkow-Strahlung. Ha-dronische Schauer verhalten sich abersowohl in ihrer Zeitstruktur als auch inihrer räumlichen Verteilung anders alsihre elektromagnetischen Geschwister,wodurch sich diese beiden Phänomeneunterscheiden lassen. Das MAGIC-Tele-skop (Major Atmospheric Gamma Ima-ging Cherenkov) arbeitet dabei nach dengleichen Prinzipien wie die derzeit lau-fenden Experimente CANGAROO, H.E.S.S.und VERITAS.

MAGIC verfügt über eine Kamera miteinem Öffnungswinkel von 3,5 Grad, ent-sprechend dem siebenfachen Vollmond-

durchmesser.Freilich handelt es sich nichtum eine konventionelle Kamera. Äußerstempfindliche Photomultiplier im Fokusdes Sammelspiegels registrieren dieschwachen und extrem kurzen Lichtblit-ze (etwa 500 bis 5000 Gammaquanteninnerhalb von ein bis zwei MilliardstelSekunden). Der Ort der Tscherenkow-Blit-ze am Himmel wird zusammen mit dergenauen Ankunftszeit aufgezeichnet.Aus diesen Informationen wird das Pri-märteilchen identifiziert. Der isotropeLichthintergrund des Himmels ist dabeiein zusätzlicher Störfaktor. Eine maximaleLichtausbeute und eine schnelle Elektro-nik sind deshalb nötig und gehörten mitzu den größten technischen Herausforde-rungen dieses Projekts.

Das weltweit empfindlichste Auge für den GammabereichMAGIC hat einen beherzten Schritt zugrößeren Dimensionen und zu einerbesonders leichten Bauweise unternom-men. Der aus über 900 Einzelfacettenzusammengesetzte Sammelspiegel bil-det mit 234 Quadratmetern das bei wei-tem größte aller existierenden Gamma-teleskope. Der tragende Rahmen ist ausleichten Kohlefaserstäben aufgebaut.Die Einzelspiegel werden permanent pro-grammgesteuert justiert, um die bei derGröße des Geräts unvermeidlichen Ver-formungen zu kompensieren.

Diese und weitere technologische Neue-rungen haben für MAGIC ganz neue

Das MAGIC-Teleskop auf La Palma. Im Hintergrundoptische Teleskope, mit denen MAGIC teilweisezusammenarbeitet.

Beobachtung des Gamma Ray Bursts GRB 050713A.Gezeigt ist die mit Swift im Röntgenbereich (schwarzeKurve) und mit MAGIC im Gammabereich (blaueMesspunkte) gemessene Intensität über eine Zeit-dauer von 250 Sekunden.

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Beobachtungsmöglichkeiten eröffnet.Die große Spiegelfläche erlaubt es, auchnoch die schwächeren Signale von Gam-maquanten mit niedriger Energie zuidentifizieren. Damit macht MAGIC ei-nen bisher unerforschten Energiebe-reich deutlich unter 100 GeV zugänglich.Existierende Satellitenexperimente sindbei niedrigeren Energien bis zu wenigenGeV empfindlich. Geplant sind auchWeltraumexperimente, wie GLAST, diediese Lücke zu geringeren Energie über-brücken. Durch den Zugang zu niedrigerEnergie können mit MAGIC auch wesent-lich weiter entfernte Himmelskörpernachgewiesen werden als bisher, was für

viele Fragen der heutigen Kosmologievon großer Bedeutung ist.

Eine wesentliche Neuerung bestehtauch darin, dass sich das gesamte Tele-skop wegen der Leichtbauweise schnellbewegen lässt. Damit ergibt sich dieMöglichkeit, die rätselhaften GammaRay Bursts (GRBs) in einem ganz neuenSpektralbereich zu beobachten. Das sindunerwartet und nur kurz am Himmelaufleuchtende Gammaquellen, die ins-besondere in den letzten zehn Jahren zueinem der zentralen Forschungsthemender Astrophysik geworden sind. Bis vorkurzem haben hauptsächlich Weltraum-teleskope die weitgehend noch uner-klärten Gammablitze im Röntgenbe-reich wahrgenommen. Vereinzelt lassensie sich auch mit optischen Teleskopenaufspüren. MAGIC kann dieses Phäno-men nun auch im hochenergetischenGammabereich messen: Meldet ein spe-ziell zur Entdeckung von GRBs gebautes

Weltraumteleskop wie Swift ein Ereigniszur Erde, kann MAGIC innerhalb vonwenigen Sekunden an die betreffendeHimmelsposition schwenken. Dies mussdeshalb so schnell geschehen, weil GRBstypischerweise nur für eine Minute oderweniger aufblitzen.

Erste Erfolge mit MAGIC Seit seiner Inbetriebnahme Ende 2004hat MAGIC bereits einige wesentlicheBeiträge zum Verständnis der hochener-getischen Gammastrahlung leisten kön-nen. Der Krebsnebel, eine konstantstrahlende „Eichquelle“, wurde vonMAGIC erstmals bei Energien unter 100

GeV vermessen. Zwei Quellen, die alsGammastrahler von H.E.S.S. erst 2004 inunserem Milchstraßensystem entdecktwurden, konnten von MAGIC bestätigtund bei niedrigeren Energien verfolgtwerden. Sie sind bezeichnet mit J1813und J1834, und mit einiger Sicherheitidentisch mit bekannten Supernova-quellen im Radiobereich. Im Fall vonJ1834, einer Quelle mit messbarer Aus-dehnung, konnte MAGIC eine Molekular-wolke identifizieren, die Anteil an derErzeugung der beobachteten Gamma-quanten durch einen Hadron-basiertenMechanismus haben könnte.

Erstmals überhaupt gelang MAGIC dieBeobachtung eines Objekts in sehrgroßer Entfernung, mit einer Rotver-schiebung von 0.182. Dabei handelt essich um eine BL Lacertae Quelle, die imRöntgenbereich bekannt war, aber bis-her nicht als Gammastrahler.

Ein großer Erfolg sind auch die Beobach-tungen von aktiven galaktischen Kernen(AGN), außerhalb unserer Milchstraße.So gelang erstmals eine Beobachtungdes AGN 1ES1959+650 bei weit niedrige-ren Energien als bisher möglich. Auchhier werfen die Ergebnisse interessanteneue Fragen über die Mechanismen derErzeugung von Gammaquanten auf, diesich deutlich von bisherigen Modellenfür andere AGN unterscheiden. EbenfallsAufsehen erregte die Vermessung desEnergiespektrums des Blazars Mkn421bis herunter zu 100 GeV, das erstmalsAnzeichen eines messbaren Maximumsim Gammabereich durch Compton-Pro-zesse zeigt, sowie der Nachweis sehrkurzzeitiger Intensitätsausbrüche indem Blazar Mkn 501.

Die Ursachen dieser schnellen Variabi-lität erfordern neue Erklärungsansätze.Am 13. Juli 2005 gelang schließlich dieerstmalige Beobachtung eines GammaRay Bursts (GRB050713A). Bereits 20Sekunden nach der Meldung des Satelli-ten Swift war MAGIC in der Lage, hoch-energetische Gammas von dieser Quelleaufzunehmen. Ein eindeutiges Signal fürkurzlebige Strahlung im Energiebereichvon MAGIC wurde allerdings nicht ge-messen. Aber selbst eine obere Grenzefür die Intensität der Strahlung wird inZukunft dazu beitragen, diese rätselhaf-ten Ausbrüche besser zu verstehen.

N Ausblick – MAGIC verdoppelnDie bisherigen Ergebnisse mit MAGICversprechen für die nahe Zukunft weite-re neue Entdeckungen.Wir erwarten Bei-träge zur galaktischen und extragalakti-schen Astrophysik, die mit keinem ande-ren Teleskop möglich sind. Die innova-tiven Bauelemente des Instruments ha-ben sich sehr gut bewährt, so dass derBau eines zweiten Teleskops gleicherGröße am selben Standort derzeit inAngriff genommen wurde. Dadurch wer-den die Möglichkeiten der Kollaborationab 2007 sowohl in der Genauigkeit derMessungen wie in der Anzahl der mess-baren Objekte noch erweitert.

å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institut fürPhysik (München), Humboldt-Universität Berlin,Universitäten Dortmund und Würzburg

Mit Hilfe von Laserstrahlen werden die Spiegelsegmente von MAGIC automatisch justiert.

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GLAST – das Weltraumobservatorium für die Gammaastronomie

Im Herbst 2007 soll das Weltraumteleskop GLAST starten und mindestens fünf Jahrelang im Bereich der Gammastrahlung kosmische Phänomene beobachten. Das Studiumvon Gamma Ray Bursts bildet hierbei einen Schwerpunkt. Das Hauptinstrument anBord, das Large-Area Telescope (LAT), wird von Forschungsgruppen aus den USA, Italien,Japan, Frankreich und Schweden gebaut. Das zweite Instrument, der GLAST-Burstmoni-tor (GBM), stammt von einer Projektgruppe aus den USA und einer Arbeitsgruppe desMax-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Garching.

Kontakt: Dr. Giselher Lichti · Max-Planck-Institut für extraterrestrische PhysikGießenbachstraße · 85748 Garching · Tel. 089/30000-3536 · grl@mpe.mpg.de

Die Gammaastronomie ist ein jungerZweig der Astronomie, in dem einigedeutsche Institute viel Erfahrung vorwei-sen können, insbesondere durch Beteili-gung an Projekten wie COS-B, SMM,Compton GRO und INTEGRAL. GLAST solldiese Forschung weiterführen. In den1990er-Jahren gelang es mit dem Welt-raumobservatorium Compton Gamma-Ray Observatory (CGRO) zum ersten Malso exotische Objekte wie Blazare,Pulsare,Kerne von aktiven Galaxien und Gamma-strahlenblitze (Gamma Ray Bursts, GRBs)bei Energien zwischen einigen MillionenElektronenvolt (MeV) und einigen zehnMilliarden Elektronenvolt (GeV) zu beob-achten. In diesem Bereich lassen sich dieenergiereichsten Prozesse untersuchen,die in der Natur ablaufen.Hierbei handeltes sich vorwiegend um Wechselwirkun-gen von hochenergetischen Teilchen(Elektronen, Positronen, Protonen usw.)und Photonen mit Materie und elektro-magnetischen Strahlungsfeldern. Dieseereignen sich im Allgemeinen in derNähe von kompakten Objekten wie Pul-saren und Schwarzen Löchern. Aber auchbei Wechselwirkungen von hochenerge-tischen Teilchen mit interstellarer Mate-rie kann Gammastrahlung entstehen.

Jagd auf Gamma Ray Bursts ...Einen Schwerpunkt der Untersuchungenmit GLAST (Gamma-Ray Large Area SpaceTelescope) werden die GRBs bilden. DieNatur dieser plötzlich am Himmel auf-

leuchtenden Gammablitze war jahr-zehntelang unklar, bis es gelang, einigevon ihnen zu identifizieren und ihre Ent-fernungen zu bestimmen. Seitdem weißman, dass es sich um gigantische Aus-brüche in fernen Galaxien handelt. Heutevermutet man zwei Ursachen dahinter:Einerseits Zusammenbrüche und Explo-sionen von besonders massereichen Ster-nen am Ende ihres Lebens (Kollapsare,Hypernovae), die dann möglicherweise ineinem Schwarzen Loch enden. Anderer-seits verschmelzende kompakte Him-melskörper wie zwei Neutronensterne.

Bei diesen Vorgängen werden gewaltigeEnergiemengen frei, vor allem im hartenRöntgenlicht. Beobachtungen mit EGRETauf dem Compton Gamma-Ray Observa-tory haben aber gezeigt, dass einige die-ser Bursts auch im Gammabereich nach-leuchten. Von diesen Beobachtungen istbekannt, dass Teilchen bei diesen Vorgän-gen über einen Zeitraum von Stundenbeschleunigt werden müssen und siedabei die beobachtete Gammastrahlungaussenden. Das hat wichtige Konsequen-zen für die Physik dieser Objekte und fürden Erzeugungsmechanismus der Gam-mastrahlung. Sie steht möglicherweiseim Zusammenhang mit der Entstehungeines Schwarzen Loches. Mit GLAST solldiese hochenergetische Strahlung ge-messen und der Zusammenhang zur nie-derenergetischen Gammastrahlung her-gestellt werden.

Das GLAST-Observatorium, das die Erde in etwa 550 km Höhe umkreisen soll, mit dem Large-AreaTelescope (orangefarbene Kiste) und den Detektorendes Burstmonitors (GBM) unterhalb davon.

LATGBM-NaI

GBM-BGO

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Hierfür verfügt das Observatorium überzwei Instrumente. Das HauptinstrumentLAT soll Gammastrahlung im Energiebe-reich von etwa 15 MeV bis 300 GeV mes-sen, während das zweite InstrumentGBM bei geringeren Energien zwischenetwa 10 keV und 30 MeV empfindlich ist.

Das LAT besteht aus einer Anordnungvon übereinander geschichteten Silizi-umstreifendetektoren. In ihnen werdendie Spuren von Elektronen und Positronengemessen, die durch Gammaquantenbeim Paarerzeugungsprozess erzeugtwerden. Hierbei verwandelt sich diegesamte Energie des Gammaquants inein Elektron-Positron-Paar. Damit ist esmöglich, hochenergetische Gammaquel-len am Himmel bis auf wenige Bogense-kunden genau zu orten.

Der GBM besteht aus zwölf Detektorenaus NaI-Kristallen, mit denen sich GRBsim Energiebereich von 10 keV bis 1 MeVlokalisieren lassen. Dieser Detektor dientgewissermaßen als Alarm für den LAT,der sich nach einem registrierten Gam-mablitz auf dessen Position ausrichtetund nach dem hochenergetischen Nach-leuchten Ausschau hält. Außerdembesitzt der GBM noch zwei Detektorenaus BGO-Kristallen, die Gammastrah-lung im Übergangsbereich der beidenInstrumente zwischen etwa 150 keV und30 MeV messen können. Auf diese Weisewird es mit den beiden GLAST-Instru-menten zum ersten Mal möglich sein,die Spektren von GRBs über sechs Ener-giedekaden hinweg zu vermessen.

Das Leuchtkraftmaximum liegt bei denmeisten Gammabursts bei Energien um250 keV, also weit unterhalb der Energie-schwelle des LAT.Ohne den GBM wäre dieBestimmung dieses Leuchtkraftmaxi-mums nicht möglich. Dieser Parameterhängt eng mit der relativen Bewegungvon Beobachter und Quelle zusammenund gibt somit Aufschluss über die kos-mologische Rotverschiebung und dierelativistische Bewegung der emittieren-den Teilchen. Für das Verständnis der

Energieerzeugung in GRBs ist die Mes-sung dieser Energie von entscheidenderBedeutung.

Die Zusammenarbeit von LAT und GBMermöglicht es zudem, eine weitereaktuelle Frage im Zusammenhang mitGRBs anzugehen. Zumindest bei einigenBursts hat es den Anschein, als würde dieEmission zuerst im niederenergetischenBereich und anschließend bei höherenEnergien erfolgen. Dieses Phänomen istweitgehend ungeklärt, sollte aber wich-tige Hinweise auf die Vorgänge währenddes Gammaausbruchs und beim Ausglü-hen des Feuerballs geben.

... und NeutralinosNeben diesen spannenden Untersu-chungen der GRBs könnte GLAST auchzur Lösung des Rätsels der DunklenMaterie beitragen. Ein Kandidat für dieTeilchen der Dunklen Materie ist das sogenannte Neutralino, ein Beispiel für ein„Weakly Interacting Massive Particle“(WIMP). Zwei zusammenstoßende Neu-tralinos können einander annihilierenund zur Emission von Gammaquantenmit Energien zwischen 30 GeV und 10 TeVführen. Diese Vernichtungsstrahlungkönnte demnach für GLAST sichtbar sein.Simulationen belegen, dass die Dichteder Dunklen Materie zum Zentrum unse-res Milchstraßensystems signifikantzunehmen müsste. GLAST müsste dievon diesen Neutralinos erzeugte Annihi-lationslinie nachweisen können.

N Zusammenfassung und AusblickMit der Teilnahme des Max-Planck-Insti-tuts für extraterrestrische Physik amGLAST-Projekt soll die erfolgreiche Erfor-schung des Himmels im Gammalichtdurch deutsche Forscher fortgeführtwerden. Da dieser Wellenlängenbereichbisher noch relativ unerforscht ist, ergibtsich damit für die beteiligten Wissen-schaftler die Möglichkeit, mit neuenErkenntnissen zu einem besseren Ver-ständnis relativistischer Teilchenbe-schleunigung und ihrer verwandtenStrahlungsprozesse in unserem Univer-sum beizutragen. GLAST soll im Herbst2007 starten und mindestens fünf Jahrelang messen.

å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür extraterrestrische Physik (Garching) und Universität Bochum

Position des GBM im Satelliten (rechts oben) undAnordnung der NaI- und BGO-Detektoren. Die gegen-einander geneigten NaI-Detektoren sind so um denSatelliten angeordnet, dass sie fast den gesamtenHimmel abdecken und eine Positionsbestimmungder einfallenden Gammastrahlung erlauben.

Simulation der Annihilation der Dunkle-Materie-Teil-chen vom galaktischen Zentrum, wie sie von GLASTnach fünf Jahren Himmelsdurchmusterung gemes-sen werden könnte (Diagramm: NASA).

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GBM-Detektoren (hinten links und rechts) bei Tests im Labor.

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Baikal-NT200, AMANDA und IceCube:Neutrinoastronomie in Wasser und Eis

Mit den Neutrinoteleskopen NT200 im sibirischen Baikalsee undAMANDA im antarktischen Eis wurde erstmals die Idee verwirklicht,Neutrinoreaktionen in „offenen“ Medien wie Seewasser oder Eisnachzuweisen. Das Neutrinoteleskop NT200 wird von einer russisch-deutschen, AMANDA von einer amerikanisch-europäischen Kollabo-ration betrieben. Das Nachfolgeprojekt von AMANDA heißt IceCubeund wird gegenwärtig am Südpol installiert.

Kontakt: Dr. Christian Spiering · DESY · Platanenallee 6 · 15738 Zeuthen Tel. 033762/77218 · christian.spiering@desy.de

Bislang ist es nicht gelungen, einen Him-melskörper zu identifizieren, der Neutri-nos mit hohen Energien emittiert. Gera-de diese Teilchen würden aber wichtigeAufschlüsse über die ungeklärte Her-kunft der höchstenergetischen Teilchender kosmischen Strahlung liefern. DerNachweis der wenigen Neutrinos, dieaus den weit entfernten Quellen die Erdeerreichen, erfordert wegen der geringenReaktionswahrscheinlichkeit der Teilchenriesige Detektoren. Sie bestehen ausLichtsensoren, die in tiefen Gewässernoder im Eis angeordnet werden. Neutri-nos können im Wasser Myonen erzeu-gen, die ein schwaches bläuliches Leuch-ten aussenden. Registrieren die Senso-ren dieses so genannte Tscherenkow-Licht, so lässt sich die Herkunftsrichtungder Neutrinos bestimmen.

Das erste Teleskop dieser Art heißtNT200 und ist in einem Kilometer Tiefeim sibirischen Baikalsee installiert. Hierunten sind die Sensoren großteils vor dervon oben kommenden kosmischen Strah-lung abgeschirmt, und man kann relativungestört die wenigen Teilchen heraus-fischen, die von unten in den Detektoreindringen. Das können nur Neutrinossein, weil nur sie in der Lage sind, dengesamten Erdball zu durchqueren. DieSignatur „Myon-Spur von unten nachoben“ ist darum ein eindeutiger Hinweisauf eine Neutrinoreaktion.

NT200 besteht aus 192 Sensoren, die anTrossen befestigt und über ein Volumenvon 70 m Höhe und 40 m Durchmesserangeordnet sind. Damit gelang 1996 dererste Nachweis solcher Spuren. Die Emp-findlichkeit dieser Konfiguration wurde2005 durch drei weit entfernte Trossen,jede mit zwölf Sensoren, auf ein Vielfa-ches erhöht.Die Komponenten des Baikal-detektors werden im späten Winter vonder bis zu einem Meter dicken Eisdeckeins Wasser abgelassen – eine im Gegen-satz zu Schiffen unbewegliche und darü-ber hinaus kostenlose Installationsplatt-form. Mit der Uferstation durch mehrereKabel verbunden, liefert das Teleskopdann das ganze Jahr über Daten.

Mit einem halben Kilometer Höhe und200 m Durchmesser übertrifft AMANDA(Antarctic Muon And Neutrino DetectorArray) NT200 beträchtlich. Dieses Neu-trinoteleskop am Südpol besteht aus 677Lichtsensoren, die an 19 Trossen befestigtund in den drei Kilometer dicken Eispan-zer der Antarktis eingefroren sind. Diezwei Kilometer tiefen Löcher für die Tros-sen werden mit 80 Grad heißem Wasserin das Eis geschmolzen. Die Installationgeschieht bei Außentemperaturen von -30 bis -45 Grad Celsius. Da sie vor demRückfrieren des Loches beendet seinmuss, stellt sie eine Herausforderung anDisziplin, Konzentration und physischeKondition dar. Der Erfolg von AMANDAberuht zum großen Teil auf der exzellen-

Ein Bilderbuch-Ereignis aus dem Jahr 1996:Eine Myon-Spur durchläuft den Baikal-Detektor von unten nach oben und leuchtet 19 der 48 Sensorpaare aus.

Installation eines Photomultipliers im antarktischen Eis.

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ten Infrastruktur der amerikanischenAmundson-Scott-Station am Südpol.

Die Winkelauflösung von AMANDA fürMyonspuren beträgt etwa zwei Grad.Weil man auch hier nur die von untenkommenden Spuren als klare Neutrino-produkte einstuft, ist AMANDAs bevor-zugtes Blickfeld der Nordhimmel. De-tektoren im Baikalsee und im Mittel-meer (ANTARES) beobachten dagegenin erster Linie den Südhimmel.

Wissenschaftliche ErgebnisseMit AMANDA wurden bisher mehreretausend Neutrinoreaktionen registriert,bei NT200 sind es einige hundert. Fastalle diese Neutrinos scheinen jedochnicht aus großer Ferne zu kommen. Siestammen aus Reaktionen von gelade-nen kosmischen Strahlen in der Erdat-mosphäre. Ihre Zahl und ihr Energie-spektrum sind verträglich mit denErwartungen für solche „atmosphäri-schen“ Neutrinos.

Ein augenscheinliches Indiz dafür lie-fert auch der Blick auf die Richtungsver-teilung der Neutrinos, wie sie zwischen2000 und 2003 für 3329 Neutrinos auf-gezeichnet wurde. Eine starke extrater-restrische Quelle würde sich durch einePunkthäufung in der entsprechendenRichtung zu erkennen geben. Die Vertei-lung der Neutrinos am nördlichen Him-mel (AMANDAs Blickfeld) ist jedochgleichmäßig. Etwaige Anhäufungen in

irgendeine Richtung sind mit statisti-schen Fluktuationen verträglich.

Für eine klare Entdeckung extraterre-strischer Quellen von hochenergeti-schen Neutrinos wird man darum wohlauf das Nachfolgeprojekt IceCube war-ten müssen. Während AMANDA etwa30-mal geringere Neutrinoflüsse als die

bisherigen Neutrinodetektoren in Höh-len und Tunneln nachweisen kann,übertrifft IceCube AMANDA noch ein-mal um das Dreißigfache und stößt ineinen Empfindlichkeitsbereich vor, indem die Entdeckung einer extraterre-strischen Quelle nach gängigen astro-physikalischen Modellen fast unaus-weichlich erscheint.

Neutrinoteleskope sind Mehrzweckin-strumente. Neben der Beobachtungastrophysikalischer Objekte betreibtman mit NT200 und AMANDA auch die

Suche nach Zerfallsprodukten der Dun-klen Materie und nach anderen exoti-schen Teilchen, wie magnetischen Mo-nopolen, superschweren Teilchen, diedas Analogon zu elektrischen Punktla-dungen darstellen. In beiden Fällen ha-ben NT200 und AMANDA bisher Re-kordausschlussgrenzen aufgestellt.

N AusblickBisher wurden neun Trossen des IceCu-be-Teleskops mit je 60 Sensoren zwi-schen 1400 und 2400 m Tiefe installiert.Das vollständige Neutrinoobservato-rium wird aus 4800 Sensoren an 60Trossen bestehen und ein Volumen voneinem Kubikkilometer observieren. Einezusätzliche Anordnung von Eistanks ander Oberfläche (ähnlich wie im Pierre-Auger-Observatorium) wird das Spek-trum der physikalischen Möglichkeitenwesentlich erweitern. IceCube soll biszum Jahr 2010 voll aufgebaut werden.Vielleicht lässt sich die Sensitivität die-ser Anlage bei extrem hohen Energiennoch einmal um einen Faktor hundertsteigern, indem man akustische undRadiodetektoren in einem weitmaschi-gen Netz um IceCube anordnet. Ent-sprechende Voruntersuchungen laufenbereits.

å Deutsche Beteiligungen: DESY (Zeuthen),Universitäten Dortmund, Mainz, Wuppertal und Humboldt-Universität Berlin, Max-Planck-Institut für Kernphysik (Heidelberg)

Blick auf die Amundsen-Scott-Station (rechts), dasIceCube-Bohrcamp in der Mitte und die Datenzen-tren für IceCube und AMANDA. Links befinden sichzudem einige Radioteleskope.

Himmelskarte der von AMANDA registriertenNeutrinos.

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ANTARES und KM3NeT:Tiefsee-Neutrinoteleskope im Mittelmeer

Das Neutrinoteleskop ANTARES wird zur Zeit von einer Kollaboration von etwa 200Wissenschaftlern aus Europa und Russland vor der französischen Mittelmeerküste ineiner Tiefe von 2500 Metern aufgebaut. ANTARES bietet eine zu den Südpol-TeleskopenAMANDA/IceCube komplementäre Himmelsabdeckung. Es bietet eine optimale Sichtauf das Zentralgebiet unserer Galaxis und die dort vermuteten starken Neutrino-quellen. Ein größeres Nachfolgeprojekt ist im Rahmen der europäischen KM3NeT-Designstudie in Vorbereitung.

Kontakt: Prof. Dr. Gisela Anton · Physikalisches Institut der Universität Erlangen-Nürnberg · Erwin-Rommel-Str. 1 · 91058 Erlangen · Tel. 09131/852-7151 oder 7072 gisela.anton@physik.uni-erlangen.de

Eines der großen Rätsel der Astrophysikist die Herkunft der hochenergetischenkosmischen Strahlung, deren gemesse-nes Energiespektrum sich bis zu 1020 eVerstreckt. In den kosmischen Beschleuni-gern müssen bei zufälligen Wechselwir-kungen der energiereichen Teilchen mitder umgebenden Materie unweigerlichinstabile Teilchen wie Pionen entstehen.Wenn diese zerfallen, geben sie ein ener-giereiches Neutrino ab,das wegen seinergeringen Wechselwirkung die Quelleverlassen und weite Strecken im Univer-sum zurücklegen kann. Der Nachweisdieser Neutrinos würde es ermöglichen,die Quellen der hochenergetischen kos-mischen Strahlung zu identifizieren undAufschlüsse über die Beschleunigungs-mechanismen zu erlangen. Neutrino-teleskope wie ANTARES und KM3NeT öff-nen somit ein neues Fenster zur Beob-achtung der höchstenergetischen Pro-zesse im Kosmos.

Photosensoren in 2500 Meter TiefeAus dem bekannten Fluss der kosmi-schen Strahlung lässt sich mit Hilfe vonModellen der erwartete Neutrinoflussabschätzen. Dabei wird deutlich, dassman Detektoren mit sehr großem Volu-men in der Größenordnung von einemKubikkilometer benötigt, um eine sinn-volle Zahl von Neutrinoereignissen zuregistrieren. ANTARES ist ein Prototyp füreinen solchen Detektor. Er nutzt dasWasser des Mittelmeeres als Nachweis-

medium nach folgendem Prinzip. Myon-Neutrinos erzeugen in Stößen an denAtomkernen des Wassers Myonen, diedas Wasser durchlaufen und dabei Tsche-renkow-Licht emittieren. Eine Reihe vonoptischen Sensoren, so genannte Photo-multiplier, weisen diese kurzen Blitzenach.

Die Photomultiplier sind in dickwandi-gen Glaskugeln untergebracht, die demDruck von 250 bar standhalten, der ineiner Wassertiefe von 2500 m herrscht.Je drei Photomultiplier befinden sich aufeinem „Stockwerk“ zusammen mit ei-nem Titan-Zylinder, der die Auslese- undSteuerelektronik enthält. Insgesamt 25Stockwerke im vertikalen Abstand von je14,5 m bilden einen „String“, der miteinem Anker am Boden fixiert und übereine Boje am 450 m entfernten oberenEnde vertikal straff gehalten wird.

ANTARES enthält 12 von diesen Strings ineinem gegenseitigen Abstand von etwa70 m, die je über ein Bodenkabel mit der„Junction box“ verbunden sind. Sie ver-sorgt die Instrumente mit Strom und lei-tet die Daten über eine Glasfaserleitungin die 40 km entfernte Station am Ufer.

Aus der zeitlichen Verteilung der Lichtsig-nale an den Photomultipliern lässt sichdie Spur eines Myons durch das Wasserund damit auch die Einfallsrichtung desNeutrinos rekonstruieren. Hierfür muss

Fertig montierte ANTARES-Stockwerke im Labor

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die Position jedes einzelnen Photomulti-pliers bis auf etwa 10 cm genau bekanntsein. Deshalb befinden sich in jedemStockwerk ein Neigungsmesser und einKompass, aus deren Messwerten dieOrientierung (Verdrehung) des Stock-werks hervorgeht. Zudem werden überakustische und optische Laufzeitmess-ungen die Positionen der Stockwerke be-stimmt. Im Rahmen des ANTARES-Experi-ments konnte gezeigt werden, dass dieseMethoden zuverlässig funktionieren.Strings stellen somit eine geeigneteArchitektur für Neutrinoteleskope dieserArt dar, obwohl sich die Photomultiplierin der Wasserströmung bewegen.

ANTARES befindet sich zur Zeit im Auf-bau. Im Frühjahr 2005 wurde mit Hilfeeines Tauchroboters ein Teststring ver-senkt und mit der Junction Box verka-belt. Er enthält neben optischen Senso-ren auch Überwachungsinstrumentewie z.B. ein Gerät zur Messung der opti-schen Absorptionslänge des Wassers.Der Teststring wird ein Jahr lang betrie-ben und sendet während dieser Zeitunablässig Daten an Land, die im Kon-trollzentrum überwacht und in einerDatenbank in Lyon gespeichert werden.Der erste vollständige ANTARES-Stringist Anfang 2006 in Betrieb gegangen,derAufbau des gesamten Detektors, der einVolumen von 107 Kubikmeter Wasserumfasst, soll 2007 abgeschlossen sein.

Die Abmessungen von ANTARES lassennur unter optimistischen Modellannah-men erwarten, dass man außer „atmo-sphärischen“ Neutrinos (die in Wechsel-wirkungen der geladenen kosmischenStrahlung in der Erdatmosphäre entste-hen) auch in großer Zahl Neutrinos vonkosmischen Quellen nachweisen kann.Erst das zukünftige, einen Kubikkilome-ter große Neutrinoteleskop KM3NeTwird es ermöglichen, bis zu einige hun-dert „extraterrestrische“ Neutrinos proJahr nachzuweisen. Dann steht auch zuerwarten, dass in größerem Umfang diegleichzeitige Beobachtung astrophysi-kalischer Objekte mit Gammastrahlung

und Neutrinos (Multi-Messenger-Metho-de) möglich wird, was eine völlig neueQualität in der Interpretation der Dateneröffnet.

Das KM3NeT-Projekt ist eine gemeinsa-me Initiative der Arbeitsgruppen in denderzeitigen Neutrinoteleskop-Projektenim Mittelmeer (ANTARES, NEMO undNESTOR) und bündelt damit die Erfah-rung der Wegbereiter in der Tiefsee-Neu-trinoteleskopie. Im Rahmen einer drei-jährigen EU-finanzierten Designstudiewird ab Februar 2006 unter Koordina-tion der Universität Erlangen der Techni-cal Design Report für KM3NeT erarbeitet,so dass ab 2009 dessen Aufbau erfolgenkann.

Die Daten dieses Neutrinoobservatori-ums werden öffentlich verfügbar sein.Zudem ist vorgesehen, durch gezielteAnpassung der Online-Filteralgorithmeneine gesteigerte Sensitivität für be-stimmte Beobachtungsrichtungen amHimmel zu erzielen. Dann kann mannach speziellen Kandidaten für Neutri-noquellen Ausschau halten. Entspre-chende Beobachtungszeit mit KM3NeTwird der gesamten wissenschaftlichenGemeinschaft zur Verfügung stehen.Dies und die Anbindung von Meeresfor-schungsaktivitäten macht KM3NeT zueiner multidisziplinären Forschungs-In-frastruktur.

N Ausblick ANTARES und die anderen Neutrinotele-skop-Projekte im Mittelmeer haben einelangjährige Entwicklungsphase hintersich, in der die Machbarkeit des Neutri-nonachweises in Meerwasser erbrachtwurde. Damit ist der Weg frei für daseigentliche Ziel, nämlich das Neutrino-observatorium KM3NeT mit einem Volu-men von einem Kubikkilometer. Es könnteim kommenden Jahrzehnt IceCube er-gänzen. Dann wäre erstmals Neutrino-astronomie an Nord- und Südhimmelmöglich.

å Deutsche Beteiligung:Universität Erlangen-Nürnberg

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Versenken eines ANTARES Strings im Mittelmeer Oben: Bemanntes U-Boot „Nautile“ kurz vor dem Ein-satz; Unten: Verbinden eines der Strings mit der„Junction Box“.

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Horchposten für hochenergetische Neutrinos

Hochenergetische Neutrinos werden in Neutrinoteleskopen wie Amanda und Antares auf optischem Wege beobachtet. Der akustische Teilchennachweis kann hierzu eine erfolgver-sprechende Ergänzung bilden. Bei diesem Verfahren misst man den Schallpuls, den ein Teilchenschauer – hervorgerufen durch Neutrinos – in Wasser oder Eis verursacht.Forscher aus Schweden, den USA und Deutschland testen dieses neue Verfahren.

Kontakte: Prof. Dr. Gisela Anton · Physikalisches Institut der Universität Erlangen-Nürnberg · Erwin-Rommel-Str. 1 · 91058 Erlangen · Tel. 09131/852-7151 oder 7072gisela.anton@physik.uni-erlangen.de · Dr. Rolf Nahnhauer · DESY · Platanenallee 615738 Zeuthen · Tel. 033762/77346 · rolf.nahnhauer@desy.de

Bislang sollen hochenergetische kosmi-sche Neutrinos mit Neutrinoteleskopennachgewiesen werden, die sich im Was-ser oder im antarktischen Eis befinden. Indiesen Medien erzeugen die Neutrinosindirekt über geladene Sekundärteilchenschwache Lichtblitze, die sich mit opti-schen Sensoren nachweisen lassen. InDeutschland untersuchen zwei Forscher-gruppen alternativ dazu den akustischenNachweis von Neutrinos.

Schon 1957 wies der Physiker GurgenAskariyan auf die Möglichkeit der akusti-schen Detektion von Teilchen hin. Durch-fliegen geladene Teilchen ein Medium, sodeponieren sie entlang ihrer Bahn Ener-gie. Dadurch erwärmt sich das Materialkurzzeitig und dehnt sich aus. Dies hateinen bipolaren Schallpuls zur Folge, dersich senkrecht zur Teilchenspur ausbrei-tet. Man spricht von einer Schallscheibe,die sich mit empfindlichen Druckmess-geräten nachweisen lässt.

Der Vorteil dieses akustischen Nachwei-ses gegenüber dem optischen bestehtdarin, dass Schall in Wasser oder Eis eineReichweite von mehreren Kilometern be-sitzt, während Licht nach etwa 100 m be-reits stark abgeschwächt ist. Daher kannman mit einem akustischen Detektor mitweniger Sensoren ein größeres Volumenüberwachen – eine entscheidende Vor-aussetzung für den Nachweis energierei-cher Neutrinos aus dem Universum.

Erste Tests mit Wasser und EisAskariyans thermoakustisches Modellwurde von zwei Gruppen in Erlangenund Zeuthen getestet. Die Erlanger Phy-siker simulierten den Schauer von Sekun-därteilchen mit einem Beschleuniger-strahl und mit einem Laser. Die Messungder Schallpulse erfolgte mit einem Unter-wassermikrophon (Hydrophon). Ein sol-ches Gerät besteht im Wesentlichen auseinem Piezosensor, der in einer Kunst-stoffhülle eingegossen ist. KommerzielleHydrophone, die zum Fischfang (Echolot)und zu militärischen Zwecken eingesetztwerden, eignen sich nur bedingt zumNachweis der zu erwartenden schwa-chen Signale. Ein typischer neutrinoin-duzierter Teilchenschauer mit einerEnergie von 1018 eV führt nämlich ineinem Abstand von 400 m zum Schauerzu einer Druckamplitude von nur 5 mPabei einem Umgebungsdruck in 2500 mTiefe von 25 MPa, d.h. der Umgebungs-druck ist milliardenfach größer als dieSchalldruckamplitude. Entwicklung undBau von Hydrophonen, die optimal an dieBedürfnisse der akustischen Teilchende-tektion angepasst sind, bilden daher einebesondere Herausforderung bei dieserneuen Messtechnik.

Neben Hydrophonen stellen so genannteakustische Module eine zweite Möglich-keit zur akustischen Detektion dar. Hier-bei werden Glaskugeln mit Piezosenso-ren ausgestattet. Diese Technik hätte

Ein Neutrino erzeugt nach einer Wechselwirkung inWasser oder Eis einen Teilchenschauer, der senkrechtdazu Schall in Form einer Scheibe abstrahlt.

Akustische Testmessungen im Wassertank in Erlangen

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den Vorteil, dass man die Instrumente indie druckfesten Kugeln der optischenSensoren von ANTARES integrierenkönnte. Diese sind für den Einsatz in2500 m Wassertiefe ausgelegt undbenötigen keine aufwendigen Druck-tests mehr. Bisherige Laborexperimenteim Wassertank belegen, dass sich dieseakustischen Module sowohl von derEmpfindlichkeit als auch der getreuenWiedergabe der Schallpulse her für denakustischen Neutrinonachweis eignen.Bei diesen Experimenten erzeugte einkalibrierter Schallsender Signale, wieman sie von einem neutrinoinduziertenSchauer erwartet.

Bei DESY arbeitet man seit mehrerenJahren an einer Studie zum akustischenNeutrinonachweis im antarktischen Eis.Die Materialeigenschaften von Eis las-sen erwarten, dass Neutrino-Wechsel-wirkungen darin etwa zehnmal stärkereSignale erzeugen als im Wasser. Gleich-zeitig besteht die begründete Hoffnung,dass der akustische Untergrund (Windan der Oberfläche, Wellenbewegung,thermische Bewegung der Moleküle)geringer ist. Simulationsrechnungen zei-gen, dass ein etwa hundert Kubikkilome-ter großer Detektor aus akustischen undRadiosensoren, die IceCube umgeben,mehr als zehn GZK-Neutrinoereignissepro Jahr mit beiden Techniken gleichzei-tig messen könnte. Die Neutrinos stam-men aus Wechselwirkungen von höchst-

energetischen kosmischen Protonen mitPhotonen der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung.

Da keine kommerziellen akustischenSensoren für feste Materialien wie Eisexistieren, hat die DESY-Gruppe solche„Glaziophone“ entwickelt und getestet.Dabei wurden in Beschleunigertestswesentliche Voraussagen des thermoa-kustischen Modells bestätigt. Kalibra-tionsmessungen in einem 12 mal 10 mal5 m3 großen Tank demonstrierten, dassdie Glaziophone ein bis zu 50-fach besse-res Signal-zu-Untergrund-Verhältnis auf-weisen als kommerzielle Hydrophone.

N AusblickBisherige Testmessungen in Wasser undEis lassen den akustische Nachweis vonhöchstenergetischen Neutrinos als sinn-volle Ergänzung zum optischen Nach-weis erscheinen. Mit dieser Technikkönnte man große Detektorvoluminarealisieren. Sie sind nötig, um die sehrgeringen Neutrinoflüsse, die bei denhöchsten Energien erwartet werden,nachweisen zu können.

Um in der nächsten Dekade einen aku-stischen Detektor mit hundert Kubikki-lometer Volumen am Südpol installierenzu können, sind Messungen der Schall-Absorptionslänge und des Untergrund-Rauschens vor Ort geplant. Die Zeuthe-ner Gruppe hat dafür, gemeinsam mitPartnern der Universitäten in Berkeley,Stockholm und Uppsala den „South PoleAcoustic Test Setup“ (SPATS) gebaut. AmAusbau des Detektors beteiligen sichinzwischen auch Gruppen der Univer-sitäten Aachen und Wuppertal. Er be-steht aus drei Strings mit je sieben aku-stischen Stationen aus Sensoren undTransmittern, die in der Saison 2006/2007 in drei IceCube-Bohrlöchern bis in400 m Tiefe versenkt werden sollen.Resultate der Messungen werden nachetwa einem Jahr verfügbar sein.

Ziel ist es, akustische Nachweissystemein die Neutrinoteleskope Icecube undANTARES zu integrieren. Sie könnten dieEffizienz beider Observatorien starkerhöhen.

å Deutsche Beteiligungen: DESY (Zeuthen),Universität Erlangen-Nürnberg

Test des thermoakustischen Modells in Erlangen.Pulseeines Infrarotlasers werden in einen Wassertank mitvariabler Temperatur geschossen und das resultieren-de Schallsignal (Amplitude) gemessen. Das Ver-schwinden des Signals bei 4 Grad Celsius und die Sig-nalumkehr unterhalb von 4 Grad belegt, dass derSchallpuls aufgrund der Wärmeausdehnung des Was-sers entsprechend dem thermoakustischen Modellentsteht. Unterhalb von 4 Grad Celsius zieht sich Was-ser zusammen, wenn Wärme zugeführt wird.

Varianten von Glaziophonen http

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Tests mit Glaziophonen in einem Eisblock, in denProtonen mit einer Energie von 180 MeV aus einem Beschleuniger hineingeschossen wurden.

Gravitationswellen

Astroteilchenphysik in Deutschland

û Gravitationswellen-Astronomie:Theoretische Berechnung und Astrophysikalische Quellen

û Geo600 und LISA:den Gravitationswellen auf der Spur

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Gravitationswellen-Astronomie: TheoretischeBerechnung und Astrophysikalische Quellen

Gravitationswellen sind im Rahmen der Allgemeinen Relativitätstheorie vorher-gesagte Verzerrungen der Raumzeit, die sich mit Lichtgeschwindigkeit ausbreiten.Indirekt ließen sich Gravitationswellen bereits nachweisen, die direkte Messungsteht aber noch aus. Wichtige Voraussetzung hierfür sind nicht nur extrem empfind-liche Detektoren, sondern auch theoretische Vorhersagen der zu erwartenden Signale. Mehrere Gruppen in Deutschland arbeiten, koordiniert in einem Trans-regio-Sonderforschungsbereich der DFG, an diesem Problem.

Kontakt: Prof. Dr. Gerhard Schäfer · Friedrich-Schiller-Universität JenaTheoretisch-Physikalisches Institut · Max-Wien-Platz 1 · 07743 JenaTel. 03641/9-47114 · gos@tpi.uni-jena.de

In Einsteins Allgemeiner Relativitätsthe-orie wird die Gravitation oder Schwer-kraft als Krümmung der Raumzeitbeschrieben. Gravitationswellen entste-hen immer dann, wenn sich Massenbeschleunigt bewegen. Sie sind eine„Kräuselung“ der Raumzeit, die sich –ähnlich wie eine konzentrische Welle aufdem Wasser – im Raum ausbreitet. EngeDoppelsternsysteme, Supernovae undverschmelzende Doppelsternsysteme ge-hören zu den stärksten Quellen. Der Bauempfindlicher Detektoren wie GEO600hat die Beschäftigung mit der Theorieder Gravitationsstrahlung zur vordring-lichen Forschungsaufgabe auf diesemGebiet werden lassen. Mit analytischenund numerischen Methoden löst manunter Einsatz von leistungsstarken Com-putern die Einsteinschen Feldgleichun-gen, um die Pulsformen von Gravitations-wellen zu berechnen, wie man sie auf derErde zu erwarten hat.

„Kräuselungen“ der RaumzeitGravitationswellen werden häufig als„Kräuselungen“ der Raumzeit bezeich-net. Obwohl sie sich noch nicht direktnachweisen ließen, kann man theore-tisch einige Eigenschaften vorhersagen.Dabei bieten sich Vergleiche mit derElektrodynamik an, die auch Einsteinschon bemühte.

Beschleunigte Massen erzeugen Gravita-tionswellen, die sich im Vakuum mit

Lichtgeschwindigkeit ausbreiten. DieserVorgang hat in der Elektrodynamik seinPendant: Dort lösen beschleunigte La-dungen elektromagnetische Wellen aus.Während es jedoch positive und negativeelektrische Ladungen gibt, hat die Massenur ein Vorzeichen, es existieren keinenegativen Massen. Aus diesem Grundgibt es im Zusammenhang mit demSchwerpunktsatz der Mechanik keinezeitlich veränderlichen Gravitationsdipo-le, sondern die Gravitationsstrahlung istin niedrigster Ordnung eine Quadrupol-strahlung.

Ein weiterer Unterschied zwischen Gravi-tationswellen und elektromagnetischenWellen besteht darin, dass sich in derElektrodynamik die Wellen linear überla-gern (Superpositionsprinzip). Wegen derNichtlinearität der Einsteinschen Feld-gleichungen ist dies bei Gravitationswel-len im Allgemeinen nicht der Fall. Nur beisehr schwachen Gravitationsfeldern giltnäherungsweise das Superpositionsprin-zip. Dies erschwert die Berechnung derWellenlösungen für beliebige physikali-sche Situationen ganz erheblich. In vielenFällen lassen sich deshalb lediglich Nähe-rungslösungen ermitteln.

In einer bislang nicht gelungenen quan-tenfeldtheoretischen Beschreibung derGravitation wird die Gravitationswech-selwirkung durch masselose Gravitonenvermittelt werden, das bedeutet Gravita-

Computersimulation von zwei miteinander ver-schmelzenden Schwarzen Löchern. Die farbigen zwie-belartigen Strukturen zeigen die sich entfernendenGravitationswellen. Die schalenförmigen scheinba-ren Horizonte der Schwarzen Löcher im Mittelpunktder Grafik sind dunkelrot gekennzeichnet (MPI fürGravitationsphysik und ZIB,W. Benger mit Amira).

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tionswellen werden in quantisierten Ein-heiten emittiert oder absorbiert. DieseEigenschaft entspricht der Funktion derPhotonen in der Elektrodynamik. Wäh-rend ein Photon Spin 1 besitzt, erwartetman für Gravitonen (Quadrupol) denSpin 2. Die zu messenden schwächstenGravitationswellen werden aufgrund derniedrigen Frequenzen der Gravitations-wellen von typisch einigen tausend Hertzund kleiner sehr viele Gravitonen beinhal-ten, so dass hier – im Gegensatz zu stärke-ren Gravitationswellen – der Quanten-aspekt experimentell keine Rolle spielt.

Gravitationswellen sind Transversalwel-len, genauer gesagt: Sie sind transversalpolarisiert mit zwei unabhängigen Frei-heitsgraden. Durchquert eine solcheWelle ein Raumgebiet, so wird darin einekreisförmige Ansammlung freier Teil-chen für das Zeitintervall des Durch-gangs in der Polarisationsebene flächen-erhaltend deformiert. Die beiden hierbeientstehenden Ellipsen sind dabei – zuge-hörig zu jeweils einem der unabhängi-gen linearen Polarisationsfreiheitsgrade– um 45 Grad gegeneinander gedreht. Inder Elektrodynamik ist der entsprechen-de Winkel 90 Grad.

Auf der Suche nach den QuellenDie wohl wichtigsten Quellen von Gravi-tationswellen sind kompakte Doppelsy-steme, in denen Neutronensterne und/oder Schwarze Löcher sich umkreisenund schließlich verschmelzen. Aber auchSupernovae tragen zu messbaren Gravi-tationswellen-Signalen bei.

Die Messung von Gravitationswellenwäre einerseits eine weitere brillanteBestätigung für die Allgemeine Relativi-tätstheorie. Darüber hinaus aber lassensich aus den Gravitationswellen-Signa-len verschiedenste Parameter der Quel-len ableiten. Im Falle von Doppelsternsy-stemen könnte man die Massen und dieRotation der beiden Komponenten be-stimmen, auch deren Bahnformen undSpinbewegungen sowie die Radien,Schwingungsmoden, Zustandsgleichun-gen und Gezeitendeformationen derKörper ließen sich ableiten. Gravitations-wellen von Supernovae beinhalten Infor-mationen über Rotationsverhalten so-wie Masse und Zustandsgleichung deskollabierenden Objekts. Schließlich wäredie Signatur einer Gravitationswelle beider Entstehung eines Schwarzen Lochesso charakteristisch, dass man daran dieExistenz dieser exotischen Himmelskör-per klar erkennen würde.

Unter dem Dach des Transregio-Sonder-forschungsbereiches SFB/TR7 der Deut-schen Forschungsgemeinschaft, betitelt„Gravitationswellenastronomie: Metho-den – Quellen – Beobachtung“ (mit Lei-tung an der Universität Jena), befassensich derzeit mehrere Theoriegruppen inDeutschland mit unterschiedlichen As-pekten der Gravitation. Hierzu gehörterstens die detaillierte Untersuchungder Feldgleichungen: Dies beinhaltet dieAnalyse asymptotisch flacher Raumzei-ten, die numerische Berechnung vonGravitationswellen und die Entwicklunganalytischer Näherungsverfahren. Zwei-tens Struktur und Dynamik kompakterObjekte: dazu zählen rotierende Neutro-nensternen und deren Übergang zuSchwarzen Löchern, Schwingungsmo-

den rotierender Neutronensterne, derGravitationskollaps kompakter astrophy-sikalischer Objekte sowie kollidierendeSchwarze Löcher und Neutronensterne.Drittens der Nachweis von Gravitations-wellen-Signalen: Hier ist die Interpreta-tion von Gravitationswellen-Signalenein bedeutender Aspekt.

N Ausblick Die derzeit vordringlichste Aufgabe der theoretischen Gravitationswellen-forschung besteht in der Berechnunghochgenauer Gravitationswellenformen(so genannter Templates) von zwei sichumkreisenden kompakten Himmelskör-pern, die sich einander auf einer spiral-förmigen Bahn nähern und schließlichkollidieren. Solche Doppelsternsystemebestehen aus Neutronensternen und/oder Schwarzen Löchern. Hierbei kommtes entscheidend darauf an, aus den Wel-lenformen möglichst genau die Eigen-schaften (Systemparameter) der Quellenherauszufinden.Entsprechendes gilt auchfür den Gravitationskollaps zu Schwar-zen Löchern. Mit dem ersten direktenNachweis von Gravitationswellen wirdder Grundstein zur beobachtenden Gra-vitationswellenastronomie gelegt sein,mit deren Messdaten es dann zur reich-haltigsten Anwendung der AllgemeinenRelativitätstheorie kommen wird. Sehrspannend kann es werden, wenn theore-tisch noch nicht modellierte Messdatenempfangen werden. Sie könnten Hin-weise auf eine fundamentalere physika-lische Ebene enthalten.

å Standorte des SFB/TR7: Universitäten Hannover,Jena und Tübingen, Max-Planck-Institute für Gravi-tationsphysik (Golm) und für Astrophysik (Garching)

Verlauf von Materiedichte und Gravitationswelle-namplitude beim Gravitationskollaps eines rotieren-den Sterns (gestrichelt: Newtonsche Beschreibung derBewegung des Sterns, durchgezogen: allgemein-rela-tivistische Beschreibung der Bewegung des Sterns)(MPA, Dimmelmeier).

Wirkung von Gravitationswellen auf einen Ring von Testmassen, der in transversaler Richtung zur Ausbrei-tungsrichtung der Gravitationswelle abwechselnd gestaucht und gestreckt wird. Der eine mögliche Polarisa-tionszustand + führt zu einer Verformung in einer bestimmten Richtung, der andere x in der um 45 Gradgedrehten Richtung.

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Geo600 und LISA:Gravitationswellen auf der Spur

Im Jahr 1916 sagte Einstein die Existenz von Gravitationswellen voraus. Bis heute ließen sichsolche lichtschnell wandernden „Kräuselungen“ der Raumzeit nicht direkt nachweisen. Diezweifelsfreie Messung von Gravitationswellen wäre eine weitere glänzende Bestätigung vonEinsteins Theorie. Gleichzeitig enthalten Gravitationswellen Informationen über Vorgängeim Kosmos, die man auf keine andere Art und Weise erhalten kann. Weltweit arbeiten der-zeit vier Gravitationswellendetektoren – einer davon in der Nähe von Hannover.

Kontakt: Prof. Dr. Karsten Danzmann · Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik(Albert-Einstein-Institut) · Callinstraße 38 · 30167 Hannover · Tel. 0511/762-2229office-hannover@aei.mpg.de

Wenn Massen sich beschleunigt bewe-gen, erzeugen sie wellenartige Störun-gen der Raumzeitgeometrie, so genann-te Gravitationswellen. Durchquert eineGravitationswelle ein Raumgebiet, sokommt es zu einer kurzfristigen, rhyth-mischen Stauchung und Dehnung desRaums: Die Abstände zwischen Objektenändern sich. Einstein glaubte, der Effektsei so klein, „dass man Gravitationswel-len wohl nie beobachten wird“, wie er1916 schrieb.Heute gibt es weltweit meh-rere Anlagen, um sie aufzuspüren, einedavon, das deutsch-britische ProjektGEO600, befindet sich in Deutschland.

Der Nachweis von Gravitationswellenstößt auf ganz erhebliche technischeSchwierigkeiten, weil ihre Wirkung sehrklein ist. Selbst bei einer im kosmischenMaßstab vergleichsweise nahen Sternen-explosion in einer Nachbargalaxie würdedie hierbei entstehende Gravitationswel-le den Abstand zwischen Erde und Sonnefür wenige tausendstel Sekunden um denDurchmesser eines Wasserstoffatomsverändern. Auf kürzeren Distanzen ist derEffekt entsprechend kleiner: Der Abstandzwischen Testobjekten, die einen Kilome-ter voneinander entfernt sind, ändert sichnur um ein Tausendstel des Durchmes-sers eines Protons.

GEO600 – eines der empfindlichstenInterferometer der Erde GEO600 basiert auf dem klassischenPrinzip eines Michelson-Interferome-

ters. Es misst die Phasenverschiebungzwischen zwei Lichtwellen, die jeweilseinen von zwei Interferometerarmendurchlaufen. In der Praxis wird ein einfal-lender Laserstrahl geteilt. Beide Teil-strahlen durchqueren dann senkrechtzueinander die Messstrecke, werden anSpiegeln reflektiert, von einem weiterenSpiegel wieder zusammengeführt undin einem gemeinsamen Punkt auf einemPhotodetektor überlagert. Hier entstehtein Interferogramm. Läuft eine Gravita-tionswelle durch die Anlage hindurch, soverändern sich kurzzeitig die Längen derbeiden Lichtwege. Dadurch sind die bei-den Lichtwellen nicht mehr in Phase, wassich in einem Flimmern des Interfero-gramms äußert.

Weltweit gibt es derzeit vier Anlagen, dienach diesem Prinzip arbeiten. Dazugehört das deutsch-britische ProjektGEO600 in der Nähe von Hannover. DieVielzahl der Antennen ermöglicht es, dieQuellen von Gravitationswellen am Him-mel zu lokalisieren.

Bei der Realisierung von GEO600 wurdein vielen Bereichen technisches Neulandbeschritten. So verfügen die optischenBauteile über aktive und passive Dämp-fungssysteme, und um die thermischenFluktuationen der Luftdichte innerhalbder Anlage möglichst kein zu halten, istdas Interferometer in Röhren installiert,die bis auf 10-11 bar evakuiert sind.

Der Laserstrahl von GEO600 läuft in evakuiertenRöhren, die vibrationsfrei aufgehängt sind.

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Power- und SignalrecyclingEine besondere Herausforderung stelltauch die Entwicklung von geeignetenLasern dar. Diese müssen nicht nurbesonders leistungsstark sein, sondernauch extrem stabil bezüglich Frequenz,Amplitude und geometrischer Vertei-lung des Lichts. Für GEO600 wurdeeigens ein Nd:YAG-Lasersystem miteiner Ausgangsleistung von fast 20 Wattentwickelt. Das ist zwar beachtlich füreinen Dauerstrichlaser dieser Stabilität,aber bei weitem nicht ausreichend, denndie umlaufende Lichtleistung kann beiGEO600 bis zu 20 Kilowatt betragen.

Eine wesentliche Erhöhung der Laserlei-stung erreicht man durch ein Verfahren,das auf einer resonanten Verstärkungdes Laserlichts beruht. Das funktioniertwie folgt: GEO600 arbeitet nach der sogenannten Nullmethode. Hierbei wirdder Ausgang des Interferometers mit-hilfe von Regelkreisen dunkel gehalten(destruktive Interferenz). Am Eingangbefindet sich ein hochreflektierenderSpiegel, der das zurückkommende undeinfallende Licht phasenrichtig überlagtund ins Interferometer zurückschickt.Auf diese Weise lässt sich die Lichtinten-sität im Innern des Interferometers biszu einem Faktor 2000 überhöhen.

Dieses „Power-Recycling“ nutzen allelaserinterferometrischen Gravitations-wellendetektoren. GEO600 verwendet

es aber als einziger Detektor auf folgen-de Weise auch zur Signalverstärkung:Eine Gravitationswelle verursacht imLaserlicht eine Phasenmodulation. Da-durch werden Seitenbänder erzeugt, diegegenüber dem ursprünglichen Träger,der Laserfrequenz, um die Gravitations-wellenfrequenz verschoben sind. AmInterferometerausgang erscheinen alsodie signalinduzierten Seitenbänder. Die-se lassen sich ebenfalls resonant über-höhen, indem man einen weiteren hoch-reflektierenden Spiegel in den Ausgangstellt und auslaufendes und reflektiertesSignal phasenrichtig überlagert. Da essich um ein Resonanzphänomen han-

delt, erhält man eine kleinere Bandbreitebei gleichzeitiger Überhöhung der Reso-nanzfrequenz. Durch dieses „Signal-Recycling“ lässt sich das Ausgangssignalum mehr als einen Faktor 100 verstärken.Außerdem kann man durch Wahl derResonatorlänge, also durch die Lage desSpiegels, das Interferometer auf einebestimmte Signalfrequenz abstimmen.Auf diese Weise ist es möglich, gezieltnach vermuteten Frequenzen – bei-spielsweise eines bekannten Doppel-sternsystems – zu suchen.

Im Jahr 2001 startete der erste erfolgrei-che Testlauf mit GEO600, knapp ein Jahrdarauf kam es zu einem Koinzidenzlaufmit dem amerikanischen Pendant LIGO.Seitdem wurde die Empfindlichkeit be-ständig gesteigert und hatte Ende 2005

fast die Designempfindlichkeit erreicht.Im Sommer 2006 geht GEO600 in den24-Stunden-Dauerbetrieb über.

Genau so wichtig wie das Messgerätselbst ist eine ausgeklügelte Software,um in dem Datenmeer die Signale dergesuchten Gravitationswellen zu finden.Zur Auswertung der dabei anfallendenDatenmengen ist ein Vielfaches der Lei-stung heute verfügbarer Superrechnernötig. Aus diesem Grunde wurde dasProjekt Einstein@home ins Leben geru-fen. Nach Anmeldung kann jeder PC-Besitzer Datenpakete empfangen undauswerten.

N Ausblick auf LISAMit GEO600 und den anderen bereitslaufenden Gravitationswellen-Detektorenbestehen Chancen, bestimmte Himmels-körper zu finden. Das sind vor allem Su-pernovae vom Typ II,enge Doppelsysteme,bestehend aus Neutronensternen und/oder Schwarzen Löchern, sowie schnellrotierende Neutronensterne. Aufgrundeiner Fülle natürlicher Störquellen, wieVibrationen von Verkehr oder Mikrobeben,können diese Interferometer aber nur imFrequenzbereich von 1 Hz bis 10 000 Hzmessen. Gravitationswellen mit geringe-rer Frequenz lassen sich nur im Weltraumnachweisen. Dies soll LISA (Laser Interfe-rometer Space Antenna) ermöglichen.LISA besteht aus drei Satelliten, die anden Ecken eines gleichseitigen Dreiecksmit einer Armlänge von fünf Millionenkm angeordnet sind und das Interfero-meter bilden. Der Mittelpunkt des Drei-ecks folgt, um 20° versetzt, der Erde inihrer Bahn um die Sonne. Die drei Satelli-ten enthalten Laser und frei fliegendeTestmassen. Wegen der extrem großenArmlänge ist LISA im niederfrequentenBereich von 10–4 Hz bis 1 Hz empfindlich.LISA ist ein Gemeinschaftsprojekt vonNASA und ESA. Das Albert-Einstein-Insti-tut entwickelt die benötigten interfero-metrischen Techniken und koordiniertdie europäische Zusammenarbeit. LISAsoll 2015 starten. Ein Testsatellit mit demNamen LISA-Pathfinder ist bereits im Bauund wird voraussichtlich 2009 starten.

å Deutsche Arbeitsgruppen: Max-Planck-Institutefür Gravitationsphysik (Golm und Hannover) undfür Quantenoptik (Garching), Universität Hannover.

Der deutsch-britische Gravitaionswellendetektor ist gleichzeitig Ideenschmiede und Versuchslabor für dietechnologischen Verbesserungen, die für die nächste Generation von Detektoren benötigt werden. Die bisherverfügbaren Technologien wurden an ihre Grenzen getrieben und weiterentwickelt: Laserstabilisierung,absorptionsfreie Optik, Regelungstechnik, Schwingungsdämpfung und Datenverarbeitung.

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Standorte und InternationaleBeteiligung an Projekten derAstroteilchenphysik in Deutschland

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1. Planck Satellit(Weltraumstart 2007/2008 geplant)Langrange-Punkt L2, 1,5 Millionen Kilometeraußerhalb der Erdbahn auf der Sonne-Erde-Verbindungslinieå Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Astrophysik (Garching), Institut für Theoreti-sche Astrophysik der Universität HeidelbergUnd Institutionen aus fast allen europäischen Ländern, Kanada und den USA

2. CRESSTGran Sasso Untergrund Labor, Italienå Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Physik (München), Universität Tübingen,Technische Universität MünchenUnd Institutionen aus Italien und Großbritannien

3. EDELWEISSFréjus Tunnel, Frankreich-Italienå Deutsche Beteiligungen: Universität und Forschungszentrum KarlsruheUnd Institutionen aus Frankreich

4. KATRIN (im Aufbau)Forschungszentrum Karlsruheå Deutsche Beteiligungen: Universitätund Forschungszentrum Karlsruhe,Universitäten Mainz, Münster und Bonn,Fachhochschule FuldaUnd Institutionen aus Großbritannien,Russland, Tschechien und den USA

5. GERDA (im Aufbau)Gran Sasso Untergrund Labor, Italienå Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutefür Kernphysik (Heidelberg) und für Physik (München), Universität TübingenUnd Institutionen aus Italien, Polen und Russland

6. Double Chooz (im Aufbau)Chooz, Ardennen-Region, Frankreichå Deutsche Beteiligungen: Technische Univer-sität München, Universitäten Tübingen undHamburg, RWTH Aachen, Max-Planck-Institutfür Kernphysik (Heidelberg)Und Institutionen aus Frankreich, Italien,Russland, Spanien und den USA

7. BorexinoGran Sasso Untergrund Labor, Italienå Deutsche Beteiligungen: Technische Universität München, Max-Planck-Institutfür Kernphysik (Heidelberg)Und Institutionen aus Frankreich, ItalienPolen, Russland, Ungarn und den USA

8. CASTCERN, Genf, Schweizå Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutefür extraterrestrische Physik (Garching) und fürPhysik (München), Technische Universität Darm-stadt, Universitäten Frankfurt und FreiburgUnd Institutionen aus Frankreich,Griechenland, Kanada, Kroatien, Russland,Schweiz, Spanien, Türkei und den USA

9. Pierre-Auger ObservatoriumProvinz Mendoza, Argentinienå Deutsche Beteiligungen: Universität und Forschungszentrum Karlsruhe, RWTH Aachen,Universitäten Bonn, Siegen und Wuppertal,Max-Planck-Institut für Radioastronomie (Bonn)Und Institutionen aus Argentinien, Australien,Bolivien, Brasilien, Frankreich, Großbritannien,Italien, Mexiko, Niederlande, Polen, Slovenien,Spanien, Tschechien und den USA

10. KASCADE-GrandeForschungszentrum Karlsruheå Deutsche Beteiligungen: Universität und Forschungszentrum Karlsruhe, Universitäten Siegen und WuppertalUnd Institutionen aus Italien, Polen und Rumänien

11. LOPESForschungszentrum Karlsruheå Deutsche Beteiligungen: Universität und Forschungszentrum Karlsruhe , Max-Planck-Institut für Radioastronomie (Bonn),Universitäten Bonn, Siegen und WuppertalUnd Institutionen aus Italien, Niederlande,Polen und Rumänien

12. AMS (im Bau)International Space Stationå Deutsche Beteiligungen:Universität Karlsruhe (TH), RWTH AachenUnd Institutionen aus China, Finnland,Frankreich, Italien, Portugal, Rumänien ,Russland, Schweiz, Spanien, Süd Korea,Taiwan und den USA

13. H.E.S.S.Namibiaå Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Kernphysik (Heidelberg), Landessternwarte Heidelberg, Universitäten Bochum, Hamburg,Tübingen und Humboldt-Universität BerlinUnd Institutionen aus Armenien, FrankreichGroßbritannien, Irland, Namibia, Polen,Südafrika und Tschechien

14. MAGICLa Palma, Kanarische Inseln, Spanienå Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Physik (München), Humboldt-UniversitätBerlin, Universitäten Dortmund und Würzburg Und Institutionen aus Armenien, BulgarienFinnland, Italien, Polen, Schweiz, Spanien und den USA

15. GLAST (Weltraumstart 2007 geplant)å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür extraterrestrische Physik (Garching) und Universität BochumNASA Projekt mit weiteren Beteiligungen aus Frankreich, Italien, Japan, Schweden und den USA

16. Baikal-NT200Baikalsee, Russlandå Deutsche Beteiligungen: DESY (Zeuthen),Und Institutionen aus Russland

17. AMANDA/IceCubeSüdpol, Antarktiså Deutsche Beteiligungen: DESY (Zeuthen),Universitäten Dortmund, Mainz, Wuppertal und Humboldt-Universität Berlin, Max-Planck-Institut für Kernphysik (Heidelberg)Und Institutionen aus Belgien, GroßbritannienJapan, Niederlande, Neuseeland, Schwedenund den USA

18. ANTARES (im Aufbau)Mittelmeer vor Toulon, Frankreichå Deutsche Beteiligung:Universität Erlangen-NürnbergUnd Institutionen aus Frankreich, ItalienNiederlande, Russland und Spanien

19. Geo600Hannover, Deutschlandå Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institute für Gravitationsphysik (Golm und Hannover) und für Quantenoptik (Garching),Universität HannoverUnd Institutionen aus Großbritannien und Spanien

20. LISA (Weltraumstart 2015 geplant)å Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institute für Gravitationsphysik (Golm und Hannover) und für Quantenoptik (Garching),Universität HannoverESA und NASA Projekt mit weiteren Beteiligungen aus verschiedenen europäischenLändern und den USA

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ó Forschungsinstitute in der Helmholtz-Gemeinschaft

Astroteilchenphysik wird im gleichnami-gen Programm der Helmholtz-Gemein-schaft von den Forschungszentren Karls-ruhe und DESY im ForschungsbereichStruktur der Materie getragen. NukleareAstrophysik ist an der Gesellschaft fürSchwerionenforschung im ProgrammHadronen und Kerne angesiedelt.http://www.helmholtz.de/de/Forschung/Struktur_der_Materie/Astroteilchenphysik.html

Programmsprecher:Prof. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.de

DESY (Hamburg)Notkestraße 8522607 Hamburghttp://www.desy.de

Theoretische Teilchenkosmologiehttp://vipac.desy.de

Prof. Dr. Wilfried BuchmüllerTel. 040/8998-2424 wilfried.buchmueller@desy.de

Dr. Laura CoviTel. 040/8998-3693laura.covi@desy.de

Theoretische AstroteilchenphysikDr. Andreas Ringwald040/8998-2777andreas.ringwald@desy.dehttp://www.desy.de/~ringwald

DESY (Zeuthen)Platanenallee 615738 Zeuthenhttp://www-zeuthen.desy.de

Astronomie mit hochenergetischen Neutrinos (AMANDA/IceCube, IceTop,Baikal, Akustischer Nachweis)http://www-zeuthen.desy.de/nuastroDr. Christian SpieringTel. 033762/7-7218christian.spiering@desy.de

Multi-Messenger Astronomie, IceCube(Helmholtz Nachwuchsgruppe)Dr. Elisa BernardiniTel. 033762/7-7483elisa.bernardini@desy.de

1 | Standorte,Forschungsgruppen und Kontaktadressen

Anhang

Astroteilchenphysik in Deutschland istein Zweig der Grundlagenforschung, dersowohl an wissenschaftlichen Hochschu-len wie an den außeruniversitären For-schungseinrichtungen der Max-Planck-Gesellschaft, der Helmholtz-Gemein-schaft und der Leibniz-Gemeinschaftbetrieben wird. Projekte der Astroteil-chenphysik werden durch das Bundes-

ministerium für Forschung und Techno-logie (BMBF) und durch die Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) geför-dert. Ferner finanzieren die DFG und die Alexander von Humboldt-Stiftungmehrere unabhängige wissenschaftlicheNachwuchsgruppen, die an wissenschaft-lichen Hochschulen oder Forschungs-instituten angesiedelt sind.

Im Folgenden werden deutsche Universi-tätslehrstühle und Forschungsgruppengenannt, die an den in dieser Broschürebeschriebenen Projekten unmittelbarbeteiligt sind oder an nahe verwandtenThemen arbeiten (Stand Mai 2006).

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Forschungszentrum KarlsruheHermann-von-Helmholtz-Platz 176344 Eggenstein-Leopoldshafenhttp://www.fzk.de

Pierre-Auger-Observatorium (Beobachtung ultra-hochenergetischerkosmischer Strahlung)http://www.auger.de

Prof. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~bluemer

Helmholtz NachwuchsgruppeDr. Markus RothTel. 07247/82-3870Markus.Roth@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~roth

KASCADE-Grande und LOPES (Beobachtung kosmischer Strahlung)http://www-ik.fzk.de/KASCADEDr. Andreas HaungsTel. 07247/82-3310andreas.haungs@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~haungs

KATRIN (Messung der Neutrinomasse im Betazerfall von Tritium)http://www-ik.fzk.de/~katrin

Prof. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~bluemer

Prof. Dr. Guido DrexlinTel. 07247/82-3534guido.drexlin@ik.fzk.de http://www-ik.fzk.de/~drexlin

EDELWEISS (Direkte Suche nach den Teilchen der Dunklen Materie)Dr. Klaus Eitel Tel. 07247/82-3701klaus.eitel@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~klaus

Nukleare Astrophysikhttp://nuclear-astrophysics.fzk.deDr. Franz Käppeler07247/82-3991franz.kaeppeler@ik.fzk.de

Gesellschaft für Schwerionenforschung (GSI)Planckstraße 164291 Darmstadthttp://www.gsi.de/

Nukleare Astrophysik (Theorie)http://theory.gsi.de Prof. Dr. Karlheinz LangankeTel. 06159/71-2747k.langanke@gsi.dehttp://theory.gsi.de/~langanke

Nukleare Astrophysik (Experimente)Dr. Michael HeilTel. 06159/71-2634m.heil@gsi.de

ó Forschungsinstitute in der Leibniz-Gemeinschaft

Astrophysikalisches InstitutPotsdam (AIP)An der Sternwarte 16, 14482 Potsdamhttp://www.aip.de

Numerische Simulationen für Struktur-bildung und GalaxienbildungProf. Dr. Matthias SteinmetzTel. 0331/7499-381msteinmetz@aip.dehttp://www.aip.de/People/MSteinmetz

Forschungszentrum Rossendorfhttp://www.fz-rossendorf.deBautzner Landstraße 12801328 Dresden (Rossendorf)

Nukleare Astrophysikhttp://www.fz-rossendorf.de/pls/rois/Cms?pOid=11134&pNid=132Dr. Andreas WagnerTel. 0351/260-3261a.wagner@fz-rossendorf.de

ó Forschungsinstitute der Max-Planck-Gesellschaft

Max-Planck-Institut für AstrophysikKarl-Schwarzschild-Str. 185741 Garchinghttp://www.mpa-garching.mpg.de

Galaxienbildung und numerische Simulationen großräumiger Strukturen im Universumhttp://www.mpa-garching.mpg.de/galformDr. Volker SpringelTel. 089/30000-2238volker@mpa-garching.mpg.de

Planck-Satellit und Kosmische Mikrowellenstrahlunghttp://planck.mpa-garching.mpg.deDr. Torsten EnßlinTel. 089/30000-2243ensslin@mpa-garching.mpg.de

Numerische Hydrodynamik,z.B. Supernova Simulationen,und Gravitationswellenhttp://www.mpa-garching.mpg.de/hydroDr. Hans-Thomas JankaTel. 089/30000-2228hjanka@mpa-garching.mpg.de

Gravitationslinsen als kosmologisches Werkzeughttp://www.mpa-garching.mpg.de/g_lensProf. Dr. Simon D. M. WhiteTel. 089/30000-2211swhite@mpa-garching.mpg.de

Max-Planck-Institut für extraterrestrische PhysikGiessenbachstraße85748 Garchinghttp://www.mpe.mpg.de

Zahlreiche Aktivitäten zur Röntgen- undGammaastronomie, die meist jedochnicht zur Astroteilchenphysik im enge-ren Sinn gerechnet werden. Hier wirdnur der GLAST Gammasatellit genannt,da sich seine Ziele mit denjenigen dererdgebundenen Luft-Tscherenkow-Tele-skope H.E.S.S. und MAGIC überschneiden.

GLAST (Satellit für Gammaastronomie)Dr. Giselher LichtiTel. 089/30000-3536grl@mpe.mpg.dehttp://www.mpe.mpg.de/gamma/GBM

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Max-Planck-Institut für Radioastronomiehttp://www.mpifr-bonn.mpg.deAuf dem Hügel 6953121 Bonn

Kosmische Strahlung (Theorie),Auger-Observatoriumhttp://www.mpifr-bonn.mpg.de/div/theoryProf. Dr. Peter L. BiermannTel. 0228/525-279plbiermann@mpifr-bonn.mpg.de

Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik(Albert-Einstein-Institut)Am Mühlenberg 114476 Golmhttp://www.aei.mpg.de

Gravitationswellen (Theoretische Modellierung der Quellen, Datenanalyse)Prof. Dr. Bernard F. SchutzTel. 0331/567-7218bernard.schutz@aei.mpg.de

Theoretische Gravitationswellen-Physik(Sofja Kovalevskaja Forschungsgruppeder Alexander von Humboldt Stiftung)http://www.aei.mpg.de/~yanbeiDr. Yanbei ChenTel. 0331/567-7317yanbei@ aei.mpg.de

Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (Teilinstitut Hannover)Callinstraße 3830167 Hannoverhttp://www.aei-hannover.de

Laser-Interferometrie und Gravitations-wellen-Astronomiehttp://www.geo600.uni-hannover.deProf. Dr. Karsten DanzmannTel. 0511/762-2356karsten.danzmann@aei.mpg.de

Max-Planck-Institut für Physik(Werner-Heisenberg-Institut)Föhringer Ring 680805 Münchenhttp://www.mppmu.mpg.de

CAST (Suche nach solaren Axionen)http://cast.mppmu.mpg.deDr. Rainer KotthausTel. 089/32354-265rik@mppmu.mpg.de

CRESST (Direkte Suche nach den Teilchen der Dunklen Materie)http://wwwvms.mppmu.mpg.de/cresstDr. Wolfgang SeidelTel. 089/32354-442seidel@mppmu.mpg.de

MAGIC (Luft-Tscherenkow-Teleskopfür kosmische Gammastrahlung)http://wwwmagic.mppmu.mpg.deDr. Razmik MirzoyanTel. 089/32354-328razmik@mppmu.mpg.de

GERDA (Neutrinoloser Doppel-Betazerfall)http://wwwgerda.mppmu.mpg.deDr. Iris AbtTel. 089/32354-295isa@mppmu.mpg.de

Theoretische Astroteilchenphysikhttp://wwwth.mppmu.mpg.de/web-docs/eng/app.htmlDr. habil. Georg G. RaffeltTel. 089/32354-234raffelt@mppmu.mpg.de

Theoretische Teilchenkosmologie und Leptogenese(Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe)Dr. Michael Plümacher089/32354-273pluemi@mppmu.mpg.de

Max-Planck-Institut für KernphysikSaupfercheckweg 169117 Heidelberghttp://www.mpi-hd.mpg.de

H.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskope fürkosmische Gammastrahlung)http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS Prof. Dr. Werner HofmannTel. 06221/516-330 oder 516-2019hofmann@mpi-hd.mpg.de

Experimentelle Neutrinophysik (GERDA, Double Chooz, Borexino)http://www.mpi-hd.mpg.de/nubisDr. Stefan SchönertTel. 06221/516-476stefan.schoenert@mpi-hd.mpg.de

Neutrinoastronomie mit IceCube(Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe)http://www.mpi-hd.mpg.de/resconi/EN_page/index.htmlDr. Elisa ResconiTel. 06221/516-494elisa.resconi@mpi-hd.mpg.de

Theoretische Astrophysikhttp://www.mpi-hd.mpg.de/theoryProf. Dr. John KirkTel. 06221/516-482john.kirk@mpi-hd.mpg.de

Theorie der kosmischen Strahlunghttp://www.mpi-hd.mpg.de/astrophysik/HEADr. Felix AharonianTel. 06221/516-485felix.aharonian@mpi-hd.mpg.de

Theoretische Teilchen- und AstroteilchenphysikProf. Dr. Manfred LindnerTel. 06221/516-800lindner@mpi-hd.mpg.dehttp://www.mpi-hd.mpg.de/lin

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ó Lehrstühle und Forschungs-gruppen an deutschen Universitäten

RWTH AachenI. Physikalisches InstitutSommerfeldstr.14, Turm 2852074 Aachen http://www1b.physik.rwth-aachen.de

AMS (Satellitenexperiment zur Suche nach Antimaterie)http://www1b.physik.rwth-aachen.de/~schael/amsProf. Dr. Stefan SchaelTel. 0241/80-27158schael@physik.rwth-aachen.de http://www1b.physik.rwth-aachen.de/~schael

Direkte Suche nach Dunkler Materie(XENON, CDMS)Prof. Dr. Laura BaudisTel. 0241/80-27206laura.baudis@rwth-aachen.dehttp://www.physik.rwth-aachen.de/~lbaudis/

III.Physikalisches InstitutPhysikzentrumRWTH Aachen52056 Aachenhttp://www.physik.rwth-aachen.de/group/IIIphys

Experimente zu Neutrinooszillationen(Double Chooz, T2K) Prof. Dr. Achim StahlTel. 0241/80-27301achim.stahl@physik.rwth-aachen.dehttp://www.physik.rwth-aachen.de/~stahl

Neutrinoastronomie (IceCube,aktustischer Nachweis) und Neutrinoozillationen (Double-Chooz)Prof. Dr. Christopher WiebuschTel. 0241/80-27300christopher.wiebusch@physik.rwth-aachen.dehttp://www.physik.rwth-aachen.de/~wiebusch

Pierre-Auger-Observatorium(Beobachtung ultra-hochenergetischerkosmischer Strahlung)Prof. Dr. Thomas HebbekerTel. 0241/80-27331thomas.hebbeker@physik.rwth-aachen.dehttp://www.physik.rwth-aachen.de/~hebbeker

Humboldt-Universität BerlinInstitut für PhysikNewtonstraße 1512489 Berlinhttp://www.physik.hu-berlin.de

H.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürhochenergetische Gammastrahlung)http://www-hess.physik.hu-berlin.deProf. Dr. Thomas LohseTel. 030/2093-7820lohse@ifh.de

MAGIC (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürhochenergetische Gammastrahlung)http://www-eep.physik.hu-berlin.de/~pavel/homepage/Magicbeschr.htmlKommissarische Leitung:Prof. Dr. Thomas LohseTel. 030/2093-7820lohse@ifh.de

Neutrinoastronomie mit IceCube(Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe)Dr. Marek KowalskiTel. 030/2093-7842mkowalsk@ifh.de

Universität BielefeldFakultät für PhysikPostfach 10013133501 Bielefeld

Theoretische Astroteilchenphysik und Kosmologiehttp://www.physik.uni-bielefeld.de/cosmology

Prof. Dr. Dietrich BödekerTel. 0521/106-6216bodeker@physik.uni-bielefeld.de

Prof. Dr. Mikko LaineTel. 0521/106-6220laine@physik.uni-bielefeld.de

Prof. Dr. Dominik SchwarzTel. 0521/106-6226dschwarz@physik.uni-bielefeld.de

Universität BochumFakultät für Physik und AstronomieUniversitätsstraße 15044780 Bochum

Nukleare AstrophysikExperimentalphysik IIIhttp://www.ep3.rub.deProf. Dr. Claus RolfsTel. 0234/32-23596rolfs@ep3.rub.de

Kosmische Strahlung (Theorie),H.E.S.S., GLASTTheoretische Physik IVhttp://wwwalt.tp4.ruhr-uni-bochum.deProf. Dr. Reinhard SchlickeiserTel. 0234/32-22032rsch@tp4.rub.dehttp://www.tp4.rub.de

Universität BonnPhysikalisches InstitutNussallee 1253115 Bonn

Theoretische Teilchenkosmologie,Supersymmetrische Teilchen der Dunklen Materie

Prof. Dr. Manuel DreesTel. 0228/73-2224drees@th.physik.uni-bonn.dehttp://www.th.physik.uni-bonn.de/th/groups/drees/members.html

Prof. Dr. Herbert DreinerTel. 0228-73-3822dreiner@th.physik.uni-bonn.dehttp://www.th.physik.uni-bonn.de/th/People/dreiner

Prof. Dr. Hans-Peter NillesTel. 0228/73-9029nilles@th.physik.uni-bonn.dehttp://www.th.physik.uni-bonn.de/nilles/startnilles.html

Argelander-Institut für AstronomieAuf dem Hügel 7153121 Bonn

Anha

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Gravitationslinseneffekt,Dunkle Materie und EnergieProf. Dr. Peter SchneiderTel. 0228/73-3671 peter@astro.uni-bonn.dehttp://www.astro.uni-bonn.de/~peterInternational University BremenCampus Ring 1, 28759 Bremenhttp://www.iu-bremen.de

Kompakte Astrophysikalische Objekte,Gamma-Ray Bursts, Numerische AstrophysikProf. Dr. Stephan RosswogTel. 0421/200-3226s.rosswog@iu-bremen.dehttp://www.faculty.iu-bremen.de/srosswog

Technische Universität DarmstadtInstitut für KernphysikSchlossgartenstrasse 964289 Darmstadt

Nukleare Astrophysik

Prof. Dr. Achim RichterTel. 06151/16-2116richter@ikp.tu-darmstadt.de http://www.ikp.physik.tu-darmstadt.de/richter

Prof. Dr. Andreas ZilgesTel. 06151/16-2925 zilges@ikp.tu-darmstadt.dehttp://www.ikp.physik.tu-darmstadt.de/zilges/forschung/forschung.html

CAST (Suche nach solaren Axionen)http://astropp.physik.tu-darmstadt.de

Prof. Dr. Dieter H. H. HoffmannTel. 06151/16-5417hoffmann@physik.tu-darmstadt.dehttp://www.gsi.de/forschung/pp/people/hoffmann

Dr. Markus KusterTel. 06151/16-2321markus.kuster@cern.chhttp://www.kus-net.de

Universität DortmundExperimentelle Physik 5Otto-Hahn-Straße 444227 Dortmundhttp://www.physik.uni-dortmund.de/E5

Kosmische Strahlung (AMANDA/IceCube, MAGIC)http://app.uni-dortmund.deProf. Dr. Dr. Wolfgang RhodeTel. 0231/755-3550rhode@physik.uni-dortmund.de

Universität Erlangen-NürnbergPhysikalisches InstitutErwin-Rommel-Straße 191058 Erlangenhttp://www.physik.uni-erlangen.de

Astronomie mit hochenergetischen Neutrinos (ANTARES, KM3Net,Akustischer Nachweis)http://www.antares.physik.uni-erlangen.de

Prof. Dr. Gisela AntonTel. 09131/85-27151gisela.anton@physik.uni-erlangen.de

Prof. Dr. Uli KatzTel. 09131/85-27072uli.katz@physik.uni-erlangen.de

H.E.S.S. (Luftschauer-Tscherenkow-Teleskop für hochenergetische Gammastrahlung)http://www.hess.physik.uni-erlangen.de Prof. Dr. Christian StegmannTel. 09131/85-28964christian.stegmann@physik.uni-erlangen.de

Universität FrankfurtInstitut für Angewandte PhysikMax-von-Laue-Str. 160438 Frankfurt am Mainhttp://www.uni-frankfurt.de/fb/fb13/iap

CAST (Suche nach solaren Axionen)Prof. Dr. Joachim JacobyTel. 069/798-47427jacoby@physik.uni-frankfurt.de

Institut für KernphysikMax-von-Laue-Str. 160438 Frankfurt am Main

Nukleare AstrophysikProf. Dr. Joachim StrothTel. 069/798-47083stroth@ikf.uni-frankfurt.dehttp://www-linux.gsi.de/~stroth

Universität FreiburgPhysikalisches InstitutHermann-Herder-Straße 379104 Freiburg i.Br.http://www.mathphys.uni-freiburg.de/physik

CAST (Suche nach solaren Axionen)http://hpfr02.physik.uni-freiburg.deProf. Dr. Kay KönigsmannTel. 0761/203-5817 kay.konigsmann@cern.ch

Fachhochschule FuldaFachbereich Elektrotechnik und InformationstechnikMarquardstr. 3536039 Fuldahttp://www2.fh-fulda.de/fb/et

KATRIN (Messung der Neutrinomasse im Betazerfall von Tritium)Prof. Dr. Alexander OsipowiczTel. 0661/9640–556alexander.osipowicz@et.fh-fulda.de

Universität HamburgInstitut für ExperimentalphysikLuruper Chaussee 149, 22761 Hamburghttp://www.physnet.uni-hamburg.de/ex

Experimentelle Neutrinophysik (OPERA, Double Chooz)Prof. Dr. Caren HagnerTel. 040/8998-2297caren.hagner@desy.de

93

H.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürkosmische Gammastrahlung)http://www-hess.desy.deProf. Dr. Goetz HeinzelmannTel. 040/8998-2214goetz.heinzelmann@desy.de

II. Institut für Theoretische PhysikLuruper Chaussee 14922761 Hamburg

Hawking-Strahlung Schwarzer Löcher(Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe)Dr. Bernd KuckertTel. 040/8998-2029bernd.kuckert@desy.de

Universität HannoverInstitut für GravitationsphysikCallinstrasse 38D-30167 Hannoverhttp://www.amps.uni-hannover.de

Gravitationswellenastronomie (Geo600, LISA)

Prof. Dr. Karsten DanzmannTel. 0511/762-2356karsten.danzmann@aei.mpg.de

Prof. Dr. Roman SchnabelTel. 0511/762-19169roman.schnabel@aei.mpg.dehttp://www.geo600.uni-hannover.de/~schnabel

Universität HeidelbergInstitut für Theoretische PhysikPhilosophenweg 1969120 Heidelberghttp://www.thphys.uni-heidelberg.de

Theoretische Teilchenkosmologie

Prof. Dr. Arthur HebeckerTel. 06221/549-440a.hebecker@thphys.uni-heidelberg.dehttp://www.thphys.uni-heidelberg.de/~hebecker

Prof. Dr. Christof WetterichTel. 06221/549-340c.wetterich@thphys.uni-heidelberg.dehttp://www.thphys.uni-heidelberg.de/~wetteric

Institut für Theoretische AstrophysikZentrum für AstronomieAlbert-Ueberle-Straße 2 69120 Heidelberghttp://www.ita.uni-heidelberg.de

Strukturbildung im Universum,Dunkle Materie und Energie,kosmische Mikrowellenstrahlung,GravitationslinseneffektProf. Dr. Matthias BartelmannTel. 06221/54-4817mbartelmann@ita.uni-heidelberg.dehttp://www.ita.uni-heidelberg.de/~msb

Landessternwarte HeidelbergZentrum für AstronomieKönigstuhl, 69117 Heidelberg http://www.lsw.uni-heidelberg.de

H.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürkosmische Gammastrahlung)http://www.lsw.uni-heidelberg.de/projects/hessProf. Dr. Stefan Wagner Tel. 06221/54-1712s.wagner@lsw.uni-heidelberg.de

Universität JenaTheoretisch-Physikalisches InstitutMax-Wien-Platz 1, 07743 Jenahttp://www.tpi.uni-jena.de

Gravitationswellen (Theorie und Quellen)

Prof. Dr. Bernd BrügmannTel. 03641/9-47120b.bruegmann@tpi.uni-jena.de

Prof. Dr. Gerhard SchäferTel. 03641/9-47114 g.schaefer@tpi.uni-jena.dehttp://www.personal.uni-jena.de/~p9scge

Universität Karlsruhe (TH)Wolfgang-Gaede-Str. 1Gebäude 30.23, 76131 Karlsruhe

Institut für Experimentelle Kernphysikhttp://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de

AMS (Satellitenexperiment zur Suche nach Antimaterie)http://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/~amswwwProf. Dr. Wim de BoerTel. 0721/608-3593wim.de.boer@cern.chhttp://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/~deboer

Pierre-Auger-Observatorium (Beobachtung ultra-hochenergetischerkosmischer Strahlung)http://www.auger.de/Prof. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~bluemer

KATRIN (Messung der Neutrinomasse imBetazerfall von Tritium)http://www-ik.fzk.de/~katrinProf. Dr. Guido DrexlinTel. 07247/82-3534guido.drexlin@ik.fzk.de http://www-ik.fzk.de/~drexlin

EDELWEISS (Direkte Suche nach den Teil-chen der Dunklen Materie)http://edelweiss.in2p3.frProf. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~bluemer

Institut für Theoretische Physikhttp://www-itp.physik.uni-karlsruhe.de

Teilchenkosmologie und theoretische Neutrinophysikhttp://www-itp.physik.uni-karlsruhe.de/research_klinkhamer.de.shtmlProf. Dr. Frans R. KlinkhamerTel. 0721/608-2083frans.klinkhamer@physik.uni-karlsruhe.de

Anha

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Universität KölnInstitut für Theoretische PhysikZülpicher Straße 77, 50937 Kölnhttp://www.thp.uni-koeln.de

Quantengravitation und Quantenkosmologiehttp://www.thp.uni-koeln.de/gravitationProf. Dr. Claus KieferTel. 0221/470-4301kiefer@thp.uni-koeln.de

Universität MainzInstitut für PhysikStaudingerweg 755128 Mainzhttp://www.physik.uni-mainz.de/etap

Astronomie mit hochenergetischen Neutrinos (Amanda, IceCube)

Prof. Dr. Lutz KöpkeTel. 06131/39-22894lutz.koepke@uni-mainz.de

Prof. Dr. Heinz-Georg SanderTel. 06131/392-3667hsander@uni-mainz.de

KATRIN (Messung der Neutrinomasse im Betazerfall von Tritium)http://www.physik.uni-mainz.de/exakt/neutrinoDr. Jochen BonnTel. 06131/39-22876jochen.bonn@uni-mainz.de

Institut für KernchemieFritz-Strassmann-Weg 2, 55128 Mainzhttp://www.kernchemie.uni-mainz.de

Nukleare AstrophysikProf. Dr. Karl-Ludwig KratzTel. 06131/39-25892kl.kratz@uni-mainz.dehttp://dkcmzc.chemie.uni-mainz.de/~klkratz/inhalt.html

Universität MünchenArnold Sommerfeld Center for Theoretical PhysicsTheresienstr. 3780333 Münchenhttp://www.theorie.physik.uni-muenchen.de/asc

Theoretische Teilchenkosmologiehttp://www.theorie.physik.uni-muenchen.de/cosmologyProf. Dr. Viatcheslav F. MukhanovTel. 089/2180-4543mukhanov@theorie.physik.uni-muenchen.de

StringkosmologieProf. Dr. Ivo SachsTel. 089/2180-4541ivo@theorie.physik.uni-muenchen.dehttp://www.theorie.physik.uni-muenchen.de/~ivo

Technische Universität MünchenPhysikdepartmentJames-Franck-Straße85748 Garchinghttp://www.physik.tu-muenchen.de

Experimentelle Neutrinophysik undSuche nach Dunkler Materie (Borexino,LENA, Double Chooz, CRESST) E15 Lehrstuhl für Experimentalphysikund Astroteilchenphysikhttp://www.e15.physik.tu-muenchen.de

Prof. Dr. Franz von FeilitzschTel. 089/289-12511franz.vfeilitzsch@ph.tum.dehttp://www.e15.physik.tu-muenchen.de/professors/feilitzsch

Prof. Dr. Lothar Oberauer Tel. 089/289-12509 lothar.oberauer@ph.tum.dehttp://www.e15.physik.tu-muenchen.de/professors/oberauer

Theoretische Astroteilchenphysikhttp://www.ph.tum.de/lehrstuehle/T30eProf. Dr. Michael RatzTel. 089/289-12355mratz@ph.tum.de

Universität MünsterInstitut für KernphysikWilhelm-Klemm-Str. 9, 48149 Münsterhttp://www.uni-muenster.de/Physik.KP

KATRIN (Messung der Neutrinomasse imBetazerfall von Tritium)http://www.uni-muenster.de/Physik.KP/AGWeinheimerProf. Dr. Christian WeinheimerTel. 0251-83-34971weinheimer@uni-muenster.de

Universität SiegenFachbereich PhysikEmmy-Noether-CampusWalter-Flex-Str. 3, 57068 Siegenhttp://www.physik.uni-siegen.de

Kosmische Strahlung (Auger, KASCADE-Grande, LOPES,CosmoALEPH)http://www.hep.physik.uni-siegen.de

Prof. Dr. Peter BuchholzTel. 0271/740-3718buchholz@hep.physik.uni-siegen.de

Prof. Dr. Ivor FleckTel. 0271/740-3628fleck@hep.physik.uni-siegen.de

Prof. Dr. Claus GrupenTel. 0271/740-3795claus.grupen@cern.chhttp://www.hep.physik.uni-siegen.de/~grupen

Kosmische Strahlung (Pamela)http://pamela.physik.uni-siegen.deProf. Dr. Manfred Simon (emeritus)Tel. 0271/740-3770simon@ida1.physik.uni-siegen.de

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Universität TübingenKepler Center for Astro and Particle Physics

Physikalisches InstitutAuf der Morgenstelle 14 72076 Tübingenhttp://www.pit.physik.uni-tuebingen.de

Experimentelle Neutrinophysik (GERDA)Suche nach Dunkler Materie (CRESST)http://www.pit.physik.uni-tuebingen.de/jochumProf. Dr. Josef JochumTel. 07071/29-74453 jochum@pit.physik.uni-tuebingen.de

Double Chooz (Neutrinooszillationen am Chooz Kernreaktor)http://www.pit.physik.uni-tuebingen.de/jochum/theta13.htmlDr. Tobias LachenmaierTel. 07071/29-73286lachenma@pit.physik.uni-tuebingen.de

Institut für Theoretische PhysikAuf der Morgenstelle 14 72076 Tübingenhttp://www.tphys.physik.uni-tuebingen.de

Theoretische Neutrinophysik,Nukleare Astrophysik (Theorie)http://www.tphys.physik.uni-tuebingen.de/faesslerProf. Dr. Amand FäßlerTel. 07071/29-76370amand.faessler@uni-tuebingen.de

Institut für Astronomie und AstrophysikAbteilung Theoretische Astrophysik undNumerische PhysikAuf der Morgenstelle 1072076 Tübingenhttp://www.tat.physik.uni-tuebingen.de

Gravitationswellenastronomie (Theorie und Quellen)http://www.tat.physik.uni-tuebingen.deProf. Dr. Wilhelm KleyTel. 07071/ 29-77681wilhelm.kley@uni-tuebingen.dehttp://www.tat.physik.uni-tuebingen.de/~kley

Prof. Dr. Konstantinos KokkotasTel. 07071/29-75468kostas.kokkotas@uni-tuebingen.de

Institut für Astronomie und AstrophysikAbteilung AstronomieSand 1, 72076 Tübingenhttp://astro.uni-tuebingen.de

H.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskop für kosmische Gammastrahlung)http://astro.uni-tuebingen.de/groups/hessProf. Dr. Andrea SantangeloTel. 07071/29-76128santangelo@astro.uni-tuebingen.de

Universität WuppertalFachbereich PhysikGaußstraße 2042097 Wuppertalhttp://www.physik.uni-wuppertal.de

Kosmische Strahlung (Auger, KASCADE-Grande, LOPES, AMANDA/IceCube)http://astro.uni-wuppertal.de

Prof. Dr. Karl-Heinz KampertTel. 0202/439-2856kampert@uni-wuppertal.de

Prof. Dr. Klaus HelbingTel. 0202/439-2829helbing@uni-wuppertal.de

Theoretische AstroteilchenphysikProf. Dr. Zoltan FodorTel. 0202/439-2614fodor@physik.uni-wuppertal.de

Universität WürzburgLehrstuhl für AstronomieAm Hubland97074 Würzburghttp://www.astro.uni-wuerzburg.de

Hochenergie-Astrophysik (Theorie),MAGIC (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürkosmische Gammastrahlung)http://www.astro.uni-wuerzburg.de/mannheimProf. Dr. Karl MannheimTel. 0931/888-5031mannheim@astro.uni-wuerzburg.de

Physik des frühen UniversumsProf. Dr. Jens C. Niemeyer Tel. 0931/888-5033 niemeyer@astro.uni-wuerzburg.dehttp://www.astro.uni-wuerzburg.de/~niemeyer

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ó Treffen der deutschen Astroteil-chenphysiker im zweijährigenRhythmus „Astroteilchenphysik in Deutschland“

1999DESY, Zeuthen, 7.-8. Oktober

2001DESY, Zeuthen, 19.-21. Juni

2003Universität Karlsruhe, 16.-18. September http://www-ik.fzk.de/workshop/atw

2005DESY, Zeuthen, 4.-5. Oktoberhttp://www-zeuthen.desy.de/astro-workshop

ó Regelmäßige Nationale und Internationale Schulen zur Astroteilchenphysik

Schule für Astroteilchenphysik der Universität Erlangen-NürnbergObertrubach-Bärnfels in der fränkischenSchweiz, seit 2004 jährlich Mitte Oktoberhttp://www.astroteilchenschule.physik.uni-erlangen.de

Diese deutschsprachige Schule möchteNachwuchswissenschaftlern sowohl brei-tes fundiertes Basiswissen in den für dieAstroteilchenphysik grundlegenden Teil-gebieten der Physik (Astrophysik, Teil-chenphysik und Kosmologie) vermittelnwie auch aktuelle Themen der Astroteil-chenphysik vertieft darstellen. Zudem istes Ziel der Schule, Kontakte der Teilneh-mer untereinander und zu den Dozentenzu fördern und so Kooperation und Syn-ergieeffekte in der Gemeinschaft derAstroteilchenphysiker zu stärken undlangfristig zu verankern.

International School for AstroparticlePhysics (ISAPP) – European Doctorate Schoolhttp://www.mi.infn.it/ISAPP

Das ISAPP Konsortium beteht derzeit aus25 Europäischen Universitäten und For-schungsinstituten, die jährlich an ver-schiedenen Orten ein- bis zweiwöchigeBlockvorlesungen vor allem für Dokto-randen der Astroteilchenphysik veran-stalten. Diese sind als offizieller Bestand-teil der jeweiligen Doktorandenausbil-dung anerkannt.

International CORSIKA Schoolhttp://www-ik.fzk.de/corsika/corsika-school

Viele astrophysikalische Untersuchun-gen unterschiedlichster Art erforderndas Verständnis und die Simulation derWechselwirkung von kosmischen Strah-len mit der Atmosphäre der Erde. Die allezwei Jahre stattfindende CORSIKA-Schu-le hat das Ziel, Doktoranden und jungeNachwuchswissenschaftler mit Exper-ten zusammenzubringen und ihneneinen schnellen Einstieg in dieses kom-plexe Forschungsfeld zu ermöglichen.

2 | Forschungsförderung und wissenschaftliche Vernetzung

Die experimentellen Projekte der Astro-teilchenphysik übersteigen oft nicht nurdie Möglichkeiten einzelner Hochschul-gruppen oder wissenschaftlicher For-schungseinrichtungen, sondern bedürfenauch inhaltlich der internationalen Ver-netzung, so dass die in dieser Broschürebeschriebenen Projekte fast ausschließ-lich international breit angelegt sind.Über die unmittelbare Zusammenarbeitder an einem gemeinsamen Projektbeteiligten Gruppen hinaus nimmt dieVernetzung der Wissenschaftlerinnenund Wissenschaftler immer stärker zu,um Synergien in Forschung und Lehre in

dem gemeinsamen Forschungsgebietzu nutzen. Hierzu zählen regelmäßigenationale und internationale Schulen zur Nachwuchsförderung, Sonderfor-schungsbereiche und Graduiertenkollegsder Deutschen Forschungsgemeinschaftsowie die Virtuellen Institute der Helm-holtz-Gemeinschaft, die in den letztendrei Jahren stark zur Bildung der Com-munity beigetragen haben. Ein entschei-dender Pfeiler der Astroteilchenphysik inDeutschland ist die Verbundforschungdes Bundesministeriums für Forschungund Technologie. Die Einbeziehung derAstroteilchenphysik als eigenständigen

Forschungszweig in diese Förderstrukturhat die Vernetzung der deutschen Astro-teilchenphysikerinnen und Astroteilchen-physiker in besonderer Weise verstärkt.Diese Broschüre ist ein Resultat dieserZusammenarbeit sowie der organisiertenInteressensvertretung durch das Komiteefür Astroteilchenphysik.

Im Folgenden werden verschiedene Ebe-nen der Vernetzung der deutschen Astro-teilchenphysik in Forschung und Lehreebenso genannt wie institutsübergrei-fende Förderstrukturen.

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ó Internationales Doktorat in derAstroteilchenphysik (IDAPP)http://www.fe.infn.it/idapp

Das internationale Doktorat für Astro-teilchenphysik (International Doctorateon Astroparticle Physics, IDAPP) wurdevom Italienischen Ministerium für Uni-versitäten und Forschung (MIUR) im Rah-men seiner Maßnahmen zur Internatio-nalisierung der Universitäten gebilligt.Bisher sind daran 10 italienische und fran-zösische Universitäten beteiligt sowie dieForschungsinstitute LNGS (Italien), APC(Frankreich) und das ForschungszentrumKarlsruhe (Deutschland).

ó Graduiertenkollegs der DeutschenForschungsgemeinschaft (DFG)

Graduiertenkolleg 570 „Eichtheorien – experimentelle Tests und theoretische Grundlagen“Universität Mainzhttp://www.phmi.uni-mainz.de/927.php

Graduiertenkolleg 665 „Interferenz und Quanteneffekte und deren Anwendungen“Universität Hannover, University of Glasgow, CNRS Orsayhttp://www.egc-hannover.org

Graduiertenkolleg 683 „Hadronen im Vakuum, in Kernen und Sternen“Universitäten Basel, Graz und Tübingenhttp://eurograd.physik.uni-tuebingen.de

Graduiertenkolleg 729 „Elementarteil-chenphysik an der TeV-Skala“RWTH Aachenhttp://www1b.physik.rwth-aachen.de/~kolleg

Graduiertenkolleg 742 „Hochenergie-physik und Teilchenastrophysik“Universität Karlsruhe, Institut für Experi-mentelle Kernphysik, Institut für Theore-tische Teilchenphysik und Institut fürTheoretische Teilchenphysikhttp://www-ttp.physik.uni-karlsruhe.de/GK

Graduiertenkolleg 841 „Physik der Elementarteilchen an Beschleunigernund im Universum“ Universitäten Bochum und Dortmundhttp://www.physik.uni-dortmund.de/gk-elementarteilchen

Graduiertenkolleg 881 „Quantenfelderund stark wechselwirkende Materie“Universität Bielefeld,Université Paris-Sud XI http://www.physik.uni-bielefeld.de/igs

Graduiertenkolleg 1054 „Particle Physics at the Energy Frontier of New Phenomena”Ludwig-Maximilians-Universität (LMU)und Technische Universität München(TUM)http://www.physik.uni-muenchen.de/~biebel/GRK

Graduiertenkolleg 1147 „TheoretischeAstrophysik und Teilchenphysik“ Universität Würzburghttp://www.astro.uni-wuerzburg.de

ó International Max Planck Research Schools (IMPRS)

The International Max Planck ResearchSchool for Astronomy and Cosmic Physics at the University of HeidelbergMax-Planck-Institute für Astronomieund für Kernphysik (Heidelberg), Univer-sität Heidelberghttp://www.mpia-hd.mpg.de/imprs-hd

The International Max Planck ResearchSchool on Astrophysics at the LudwigMaximilians University Munich – AMarie Curie Early Stage Training Site ofthe European CommissionMax-Planck-Institute für Astrophysikund für extraterrestrische Physik (Gar-ching), Ludwig-Maximilians-UniversitätMünchen und European Southern Obser-vatory (Garching)http://www.imprs-astro.mpg.de

International Max Planck ResearchSchool on Elementary Particle Physics in MunichMax-Planck-Institut für Physik (Mün-chen), Technische Universität München,Ludwig-Maximilians-Universität Münchenhttp://www.mppmu.mpg.de/imprs

International Max Planck ResearchSchool on Gravitational Wave AstronomyMax-Planck-Institut für Gravitationsphy-sik (Golm und Hannover), UniversitätHannover, Laserzentrum Hannover e.V.http://imprs-gw.aei.mpg.de

ó Sonderforschungsbereiche undExzellenzcluster der Deutschen Forschungsgemeinschaft (DFG)

Sonderforschungsbereich/Transregio„Gravitationswellenastronomie“(SFB/TR 7)Universitäten Jena, Hannover und Tübin-gen, Max-Planck-Institute für Gravita-tionsphysik (Golm und Hannover) undfür Astrophysik (Garching)http://www.tpi.uni-jena.de/SFB

Sonderforschungsbereich „Kernstruk-tur, nukleare Astrophysik und funda-mentale Experimente bei kleinenImpulsüberträgen am supraleitendenDarmstädter ElektronenbeschleunigerS-DALINAC“ (SFB 634)Technische Universität Darmstadthttp://www.sfb634.de

Sonderforschungsbereich „Teilchen,Strings und frühes Universum: Strukturvon Materie und Raum-Zeit” (SFB 676)Universität Hamburg, DESY (Hamburgund Zeuthen)http://www.physik.uni-hamburg.de/sfb676

Sonderforschungsbereich/Transregio„Das Dunkle Universum” (SFB/TR 33)Universitäten Heidelberg und Bonn, Lud-wig-Maximilians-Universität München,Max-Planck-Institute für Astrophysik undfür extraterrestrische Physik, EuropeanSouthern Observatory (ESO)http://www.darkuniverse.uni-hd.de

Sonderforschungsbereich/Transregio"Neutrinos and Beyond: Weakly Inter-acting Particles in Physics, Astrophysicsand Cosmology" (SFB/TR 27)Technische Universität München, Univer-sität und Forschungszentrum Karlsruhe,Universität Tübingen, Max-Planck-Insti-tute für Physik (München), Kernphysik(Heidelberg) und Astrophysik (Garching).http://transregio.e15.physik.tu-muenchen.de

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The Cluster of Excellence for Funda-mental Physics “Origin and Structure ofthe Universe”Ludwig-Maximilians-Universität und Tech-nische Universität München, Max-Planck-Institute für Physik (München) und Astro-physik (Garching), Europäische Südstern-warte (ESO)http://www.universe-cluster.de

ó Vernetzungen an verschiedenenForschungsstandorten

Centrum für Elementarteilchenphysikund Astroteilchenphysik (CETA)http://www.ceta.uni-karlsruhe.deUniversität Karlsruhe (TH)Wolfgang-Gaede-Str. 1Gebäude 30.2376131 Karlsruhe

Arnold Sommerfeld Center for Theoretical Physics (ASC)http://www.asc.physik.lmu.de/ascUniversität MünchenTheresienstr. 3780333 München

ó Verbundforschung des Bundes-ministeriums für Bildung und Forschung (BMBF)

Das Bundesministerium für Bildung undForschung (BMBF) fördert verschiedeneExperimente der Astroteilchenphysik (der-zeit Auger, ANTARES, IceCube, H.E.S.S.,MAGIC, KATRIN und GERDA) im Rahmenseiner Verbundforschung zur Förderungder naturwissenschaftlichen Grundlagen-forschung an Großgeräten der Physik.Nähere Informationen beim ProjektträgerDESYhttp://pt.desy.de

ó Virtuelle Institute der Helmholtz-Gemeinschaft Deutscher Forschungszentren (HGF)Der Impuls- und Vernetzungsfonds derHelmholtz-Gemeinschaft Deutscher For-schungszentren (HGF) fördert die Zusam-menarbeit zwischen Arbeitsgruppen anverschiedenen Universitäten mit Institu-ten der HGF. Verschiedene Max-Planck-Institute sind assoziiert.

Virtuelles Institut der Struktur der Kerneund nuklearer Astrophysik (VISTARS)Universitäten Frankfurt und Mainz,Gesellschaft für Schwerionenforschung(GSI, Darmstadt)http://www.vistars.de

Virtual Institute for Particle Cosmology(VIPAC)DESY (Hamburg), Universitäten Bonn,Heidelberg und Münchenhttp://vipac.desy.de

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ó Europäische und Internationale Vernetzung

The Joint Institute for Nuclear Astrophysics (JINA)Zahlreiche internationale Universitätenund Forschungseinrichtungen.Aus Deutschland: Universität Mainz, For-schungszentrum Karlsruhe, Gesellschaftfür Schwerionenforschung GSI (Darm-stadt)http://www.jinaweb.org

Integrated Large Infrastructures forAstroparticle Science (ILIAS)Ein großes Netzwerk Europäischer For-schungseinrichtungen und Universitätenmit Themenschwerpunkten Physik in tie-fen Untergrundlaboratorien, Nachweisvon Gravitationswellen und TheoretischeAstroteilchenphysik, gefördert von derEuropäische Kommission.http://ilias.in2p3.fr

ApPEC (Astroparticle Physics EuropeanCoordination)ApPEC wurde im Jahr 2001 als Interes-sengruppe nationaler Forschungsförde-rer gegründet, die sich zum Ziel gesetzthat, Initiativen in der Astroteilchenphy-sik auf europäischer Ebene zu koordinie-ren und voranzutreiben. Von ursprüng-lich sechs Gründungsmitgliedern istApPEC mittlerweile auf 13 Forschungs-förderer aus 10 europäischen Länderngewachsen. ApPEC besteht im wesent-lichen aus zwei Gremien, dem SteeringCommittee (SC) und Peer Review Com-mittee (PRC), das dem SC wissenschaft-lich beratend zur Seite steht. Von ApPECwurden unter anderem die von der EUgeförderten Projekte ILIAS, KM3NeT undAspera erfolgreich auf den Weg ge-bracht.https://ptweb.desy.de/appec

Aspera (Astroparticle Physics ERA-NET)Zur Ausgestaltung des EuropäischenForschungsraums (European ResearchArea, ERA) fördert die EU KommissionInitiativen zur Vernetzung nationalerForschungsförderer in einem bestimm-ten Wissenschaftsgebiet. Von ApPECinitiiert, konnte ein solches ERA-NET fürdie Astroteilchenphysik – genannt Aspe-ra – erfolgreich beantragt werden. DasBundesministerium für Bildung und For-schung (BMBF) und sein ProjektträgerPT-DESY sind als deutsche Partner inAspera engagiert. Die wesentlichen Zielevon Aspera sind die Erarbeitung des der-zeitigen Status der Förderung der Astro-teilchenphysik in Europa, die Koordina-tion einer Europäischen Roadmap für dieAstroteilchenphysik, die strategischePlanung für eine zukünftig verstärkteZusammenarbeit bei der Förderung derAstroteilchenphysik, die Entwicklung ein-er Informationsplattform und die euro-paweite Ausdehnung dieses Netzwerks.Der Beginn des ERA-NET Aspera ist imJuli 2006 geplant. Nähere Informationenbeim Projektträger PT-DESY http://pt.desy.de

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ImpressumHerausgegeben vom Komitee für Astroteilchenphysik (KAT)1. Auflage 2006; Korrigierter Nachdruck 2007

Redationskomitee:Prof. Dr. Matthias Bartelmann,Prof. Dr. Werner Hofmann,Prof. Dr. Josef Jochum,Dr. habil. Georg Raffelt (Vorsitz)raffelt@mppmu.mpg.de

Textbearbeitung:Dr. Thomas Bührke,Wiesenblättchen 1268723 SchwetzingenTel. 06202/5779749thomas.buehrke@t-online.de

Konzeption:Milde Marketing Wissenschaftskommunikation milde@mildemarketing.de http://www. milde-marketing.de

Textvorlagen:Prof. Dr. Gisela Anton, Prof. Dr. Matthias Bartelmann, Dr. Rudolf Bock, Prof. Dr. Wim de Boer,Prof. Dr. Karsten Danzmann, Dr. Klaus Eitel,Dr. Ralph Engel, Prof. Dr. Guido Drexlin,Dr. Marianne Göger-Neff, Dr. Andreas Haungs,Dr. Jürgen Hößl, Prof. Dr. Werner Hofmann,Dr. habil. Hans-Thomas Janka, Prof. Dr. JosefJochum, Dr. Markus Kuster, Dr. Tobias Lachenmaier,Prof. Dr. Karlheinz Langanke, Dr. Giselher Lichti,Prof. Dr. Manfred Lindner, Dr. habil. Georg Raffelt,Prof. Dr. Gerhard Schäfer, Dr. Stefan Schönert,Dr. Christian Spiering, Dr. Volker Springel,Prof. Dr. Heinrich Völk, Prof. Dr. Christof Wetterich

Graphische Gestaltung:Milde Marketing WissenschaftskommunikationMerkurstr. 12, 14482 Potsdam Tel. 0331/583 93 54, Fax 0331/583 93 57milde@mildemarketing.de http://www.milde-marketing.dein Kooperation mit Stefan Pigurhttp://www. pigurdesign.de

Bild S. 98:Courtesy of FH Osnabrück

Bezugsquelle:Forschungszentrum Karlsruhe GmbH Stabsabteilung ÖffentlichkeitsarbeitPostfach 3640, D-76021 Karlsruhe Tel. 07247/82-2861, info@oea.fzk.de

Elektronische Version:http://www.astroteilchenphysik.de

TitelbildDieser expandierende „Nebel“ mit einem Durchmes-ser von rund 15 Lichtjahren und in einer Entfernungvon rund zehntausend Lichtjahren ist der Überrestder Supernova Cas A (Cassiopeia A), deren Licht dieErde vor rund 330 Jahren erreicht hat. Neben dieserFarbdarstellung einer Aufnahme von Richard Tuffs(MPI Kernphysik, Heidelberg) mit dem VLA Radiotele-skop gibt es optische, infrarote und Röntgenaufnah-men dieses vielstudierten Himmelsobjekts.

Eine Supernova-Explosion wie Cas A wird durch dieImplosion eines massereichen Sterns am Ende seinerEntwicklung ausgelöst, bei der ein Neutronensternoder ein Schwarzes Loch entsteht. Neben der optischsichtbaren Explosion wird sowohl ein starker „Neu-trinoblitz“ wie auch ein Gravitationswellensignalausgesendet. Die ins interstellare Medium laufen-den Stoßwellen von Supernova-Explosionen geltenals wichtige Beschleuniger für die allgegenwärtige„kosmische Strahlung“, deren Erforschung eines derzentralen Anliegen der Astroteilchenphysik ist.

Komitee für Astroteilchenphysik (KAT) http://www.astroteilchenphysik.de

Auf ihrem Workshop „Astroteilchenphysikin Deutschland“ (16.-18.9.2003 in Karls-ruhe) haben die deutschen Astroteilchen-physikerinnen und Astroteilchenphysikereinhellig beschlossen, ein Komitee zurOrganisation und Vertretung der gemein-samen Belange und als Ansprechpart-ner für politische und wissenschaftlicheOrganisationen, Forschungseinrichtun-gen und die Öffentlichkeit einzusetzen.In diesem Komitee für Astroteilchen-physik (KAT) wird angestrebt, der The-menvielfalt der Astroteilchenphysik Rech-nung zu tragen, indem für jeden größe-ren Themenkreis ein Vertreter gewähltwird. Eine Wahlperiode dauert 3 Jahre. Injeder Wahlperiode erfolgt eine Revisionder Einteilung in Themenkreise. Wahlbe-rechtigt sind alle promovierten Astro-teilchenphysikerinnen und Astroteilchen-physiker, die an einer wissenschaftli-chen Einrichtung in Deutschland tätigsind.

Die gewählten Mitglieder des KAT fürdie Wahlperiode Januar 2007 – Januar2010 sind:

• Prof. Dr. J. BlümerVorsitz, Geladene kosmische Strahlung

• Prof. Dr. K. DanzmannGravitationswellen

• Prof. Dr. G. DrexlinNeutrinoeigenschaften

• Prof. Dr. C. HagnerNiederenergie-Neutrinoastrophysik

• Prof. Dr. W. HofmannGamma-Astronomie

• Prof. Dr. J. JochumDunkle Materie

• Prof. Dr. K. LangankeNukleare Astrophysik

• Dr. habil. G. RaffeltTheoretische Astroteilchenphysik

• Dr. Ch. SpieringHochenergie-Neutrinoastrophysik

Zusätzlich sind folgende Ex-Offizio Mitglieder im Komitee vertreten:

• Prof. Dr. M. Bartelmann Rat deutscher Sternwarten

• Dr. T. Berghöfer und C. RülleASPERA

• Prof. Dr. J. BlümerApPEC Steering Committee

• Dr. Ch. SpieringApPEC Peer Review Committee

• Dr. S. Echinger und Dr. P. NickelMax-Planck-Gesellschaft

• Dr. M. HempelProjektträger Astroteilchenphysik

• Dr. S. Krückeberg und Dr. K. ZachDeutsche Forschungsgemeinschaft

• Dr. R. Koepke und Dr. J. RichterBundesministerium für Bildung und Forschung

• Dr. S. Schmidt und Dr. R. OpitzHelmholtz-Gemeinschaftdeutscher Forschungszentren

• Dr. A. RingwaldKET – Komitee für Elementarteilchenphysik

• Prof. Dr. C. Weinheimer KHuK – Komitee für Hadronen und Kerne

Die Broschüre wurde ermöglicht durch die Max-Planck-Institute für Physik und für Kernphysik, das Forschungszentrum Karlsruhe in der Helmholtz-Gemeinschaft, dasBundesministerium für Bildung und Forschung (BMBF) durch den Projektträger DESY, die Deutsche Forschungsgemeinschaft über den SonderforschungsbereichAstroteilchenphysik (SFB-375) und die Europäische Union über die Integrated Large Infrastructure for Astroparticle Science (ILIAS), Kontrakt RII3-CT-2004-506222.

Astroteilchenphysik in DeutschlandEin Forschungsgebietim Aufbruch

Kosmische Spurensuche

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