Kosmische Strahlung - Spektrum der Wissenschaft
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THEMEN DER WISSENSCHAFT Didaktisches Material zu diesem Beitrag: www.wissenschaft-schulen.de Kosmische Strahlung Die Suche nach den Quellen VON CHRISTIAN STEGMANN Aus den Tiefen des Weltraums trifft ein beständiger Strom hochenergetischer Teilchen auf die Erde. Sie weisen die höchsten bekannten Energien auf und enthalten Informationen über extreme Orte des Universums. Die Quellen der bereits vor fast 100 Jahren entdeckten Kosmischen Strahlung konnten bis heute nicht identifiziert werden. Mit Hilfe einer neuen Generation von Experimenten wollen die Astronomen dieses Rätsel nun lösen. Die Entdeckung Als Viktor Hess (1883 –1964) am Morgen des 7. August 1912 die Gondel eines Ballons bestieg (Abb. 2), wusste er nicht, dass er nun ein neues bis dahin unbekanntes Fenster zum Kosmos aufstoßen würde. Sein Aufstieg in große Höhen war der letzte aus einer Reihe von sieben Forschungsfahrten zur Untersuchung des damals noch weitgehend unverstandenen Phänomens der Luftionisation: der Aufspaltung der Luft in positiv und negativ geladene Teilchen durch eine energiereiche ionisierende Strahlung. 24 STERNE UND WELTRAUM März 2006 Die Ionisierung führt dazu, dass selbst gut abgeschirmte Messgeräte eine Restleitfähigkeit in Luft registrieren. Damals vermuteten die Physiker, dass die Ursache für die Luftionisation in der erst seit wenigen Jahren bekannten natürlichen Radioaktivität zu suchen sei. Sie erwarteten, dass mit zunehmender Höhe die Luftionisation über dem Erdboden und damit auch die Konzentration radioaktiver Stoffe abnehmen müsse. Erste Messungen oberhalb des Erdbodens, unter anderem auf dem Pariser Eiffelturm, zeigten jedoch eine viel größe- re Restleitfähigkeit der Atmosphäre, als es aufgrund der bereits gut bekannten Abschwächung radioaktiver Strahlung zu erwarten war. Bereits um 1910 wurde daher erstmalig die Vermutung geäußert, dass die Luftionisation ihre wahre Ursache in einer aus dem Weltraum kommenden Strahlung habe. Bewiesen werden konnte dies jedoch nicht. Mit Hilfe erster Ballonexperimente in Höhen von etwa 2000 bis 3000 Metern bestätigte Viktor Hess im Jahre 1912 die frühen Befunde, dass die Luftionisation nicht in dem erwarteten Maße abnahm. Des weiteren fand er erste Anzeichen für einen Anstieg der Luftionisation. Auf seiner siebten und entscheidenden Ballonfahrt untersuchte Hess erstmals die Luftionisation in einer Höhe von 5000 Metern. Hier maß er einen um ein Vielfaches höheren Wert, der nur durch eine Quelle der ionisierenden Strahlung außerhalb der Erdatmosphäre zu erklären war. Der Beweis war gelungen: Die Ursache der Luftionisation ist tatsächlich Bild: TerraForma/SuW VERITAS, USA MAGIC, La Palma Abb. 1: Eine neue Generation von Teleskopen nutzt aus dem Weltall einfallende Gammaquanten, um nach den Quellen der Kosmischen Strahlung zu fahnden. Auf der nördlichen Hemisphäre beteiligen sich die Teleskope MAGIC (auf der Kanareninsel La Palma) und VERITAS (in den USA) nach der Suche, auf der südlichen Hemisphäre die Systeme HESS (in Namibia) und CANGAROO III in Australien. VERITAS besteht gegenwärtig aus nur einem Teleskop, Ende 2006 sollen vier weitere Teleskope ihren Betrieb aufnehmen. eine Strahlung, die aus dem Weltraum auf die Erde trifft. Für diese Entdeckung der Kosmischen Strahlung erhielt Viktor Hess im Jahre 1936 den Nobelpreis für Physik. HESS, Namibia Abb. 2: Viktor Hess in der Gondel seines Höhenballons. Eigenschaften der Kosmischen Strahlung Die Natur der Kosmischen Strahlung blieb aber noch lange Zeit unverstanden. Viktor Hess vermutete zunächst wegen der großen Durchdringungskraft, dass es sich um hochenergetische elektromagnetische Strahlung handelt, und verwendete die Bezeichung »Ultragammastrahlung«. Letztlich schloss er sich aber, auch wegen der nachfolgenden Forschungsergebnisse, denen an, die den heute üblichen Namen »Kosmische Strahlung« (engl. Cosmic rays) benutzten, den Robert Millikan (1868–1953) vorgeschlagen hatte. Erst im Jahre 1929 gelang es Walther Bothe und Werner Kohlhörster durch erste Koinzidenzexperimente zu zeigen, dass die Kosmische Strahlung aus elek- CANGAROO III, Australien STERNE UND WELTRAUM März 2006 25 ��������������������� ������������������� ���������� �������������� ��������������� �� ������ ������ ������� ������������ �������� �� �� � � �� �� �� �� �� �� ���������� ����� �� � � �� �� �� �� �� �� �������������������� �������������������� ��������� ����������� �������� ��������� Abb. 3: Ein Luftschauer entsteht, wenn ein aus dem Weltall einfallendes Teilchen der Kosmischen Strahlung (»Primärstrahlung«) mit Atomkernen der Erdatmosphäre kollidiert. Ein einfallendes Proton mit E = 1015 eV erzeugt etwa eine Million Sekundärteilchen. Die am Erdboden nachgewiesenen Teilchen bestehen zu 1.7 % aus Leptonen (u. a. Myonen und Neutrinos), zu 0.3 % aus Hadronen (Protonen, Neutronen, p-Mesonen), sowie zu 80 % aus Photonen (Cherenkov- und Fluoreszenzstrahlung). trisch geladenen Materieteilchen besteht und keine elektromagnetische Strahlung ist – die damals einzige bekannte Strahlung aus dem Weltraum. Bothe und Kohlhörster fanden in übereinander gelegten Geiger-MüllerZählrohren gleichzeitige Ereignisse, die nur durch ein und dasselbe Teilchen verursacht worden sein konnten. Für Photonen war das gleichzeitige Ansprechen beider Nachweisgeräte nur indirekt möglich und sehr unwahrscheinlich. Daher waren die gemessenen Zählraten mit der für Photonen erwarteten Koinzidenzzählrate nicht verträglich. Hochenergetische, elektrisch geladene Materieteilchen hingegen konnten beide Nachweisgeräte leicht durchdringen und dabei messbare Signale hinterlassen. Der Nachweis von koinzidenten Ereignissen belegte eindeu26 STERNE UND WELTRAUM März 2006 �� � �� � � �� � �� ������������������ �������������������� tig, dass es sich bei der Kosmischen Strahlung um eine elektrisch geladene Materiestrahlung handelt, einen neuen Boten aus dem Kosmos. Eine neue Experimentiertechnik Einen entscheidenden Schritt weiter in der Erforschung der Natur der Kosmischen Strahlung ging Pierre Auger im Jahre 1938. Er stellte in den Alpen, am Jungfraujoch in 3500 Metern Höhe, mehrere Nachweisgeräte in Abständen von bis zu 300 Metern auf. Mit diesem Aufbau gelang es ihm erstmalig, gleichzeitige Ereignisse in benachbarten Detektoren zu messen. Es schien, als hätten die Ereignisse einen gemeinsamen Ursprung. Auger schloss, dass die Teilchen, die er als Koinzidenzereignisse registrierte, in der oberen Atmosphäre durch ein primäres Teilchen erzeugt wurden. Dieses löst durch eine Wechselwirkung mit einem Luftmolekül eine Lawine sekundärer Teilchen aus, in deren weiterer Entwicklung ein ausgedehnter Luftschauer erzeugt wird, der am Erdboden eine große Fläche überdeckt (Abb. 3). Pierre Auger legte mit dem Nachweis der ausgedehnten Luftschauer den Grundstein zu einer Experimentiertechnik, die heute in dem größten je von Menschen gebauten Observatorium gipfelt, dem Observatorium AUGER, auf das unten näher eingegangen wird. Der französische Physiker folgerte aus seinen Messungen, dass er Luftschauer von Teilchen mit Energien von bis zu 1015 Elektronen- volt nachgewiesen hatte. (Zum Vergleich: Die Energie sichtbaren Lichts liegt im Bereich von 1 eV.) Damit war nicht nur bekannt, dass die Erde von einem steten Strom von elektrisch geladenen Materieteilchen getroffen wird, sondern darüber hinaus, dass die Energien dieser Materiestrahlung diejenigen der bisher bekannten Strahlung aus dem Kosmos um viele Größenordnungen übersteigen. Es sei an dieser Stelle bemerkt, dass die Kosmische Strahlung für viele Jahre die Hauptquelle für hochenergetische Teilchen zum Studium der elementaren Bausteine der Materie war. Erst mit der Entwicklung leistungsfähiger Beschleuniger verlor die Kosmische Strahlung ihre Rolle in der Elementarteilchenphysik. Heute haben wir einen guten Überblick über die Eigenschaften der Kosmischen Strahlung in der unmittelbaren Umgebung der Erde. Sie besteht im Wesentlichen aus Protonen, das heißt Wasserstoffkernen, und einem kleinen Anteil von schweren Atomkernen und Elektronen. Die herausragende Eigenschaft der Kosmischen Strahlung ist sicherlich der gewaltige Energiebereich, den sie über- Glossar Akkretion: Materie, die von einem massereichen kompakten Objekt (Weißer Zwerg, Neutronenstern, Schwarzes Loch) angezogen wird, kann nicht direkt in dieses hineinstürzen. Stattdessen sammelt sie sich aufgrund ihres Drehimpulses zunächst in einer Scheibe an, die das zentrale Objekt umgibt. Dieses Aufsammeln wird als Akkretion bezeichnet. Innerhalb der Scheibe wandert die Materie nun allmählich zum Zentrum, baut dabei ihren Drehimpuls durch Reibung an benachbarten Materieteilchen ab und stürzt schließlich in das Zentrum. Akkretionsscheiben aus Gas und Staub können sehr heiß sein (mehrere Mio. Kelvin) und tragen wesentlich zur optischen, infraroten und Röntgenleuchtkraft aktiver Galaxien bei. Hadronen: Teilchen, die an der Starken Wechselwirkung teilnehmen. Diese besitzt eine sehr kurze Reichweite und vermittelt die Kraft zwischen den Protonen und Neutronen der Atomkerne. Sie wird deshalb auch als Starke Kernkraft bezeichnet. Alle Hadronen sind aus fundamentalen Teilchen, den Quarks, aufgebaut. Je nach Aufbau klassifiziert man die Hadronen als Mesonen oder Baryonen. Erstere bestehen aus einem QuarkAntiquark-Paar (z. B. das p-Meson), letztere aus drei Quarks (z. B. die Protonen und Neutronen der Atomkerne). Elektronenvolt (eV): Befindet sich ein geladenes Teilchen, z. B. ein Elektron, in einem elektrischen Feld, so erfährt es eine Kraft und wird beschleunigt. 1 eV ist die Energie, die ein Elektron gewinnt, wenn es ein elektrisches Feld mit einer Potenzialdifferenz (Spannung) von 1 Volt durchläuft. Teilchenenergien werden zumeist in eV angegeben. Die Energie, die der Masse eines ruhenden Elektrons entspricht, beträgt 511 keV. Wird das Elektron auf 99 % der Lichtgeschwindigkeit beschleunigt, so beträgt seine Gesamtenergie das Siebenfache der Ruhenergie: 3.6 MeV. Röntgen-Doppelsystem: Ein Doppelsternsystem, welches Röntgenstrahlung aussendet. Die Strahlung stammt von Materie, die von dem größeren der beiden Sterne (z. B. einem Roten Riesen oder einem normalen Hauptreihenstern) zu seinem kompakten Begleiter strömt und auf dessen Oberfläche stürzt. Bei dem kompakten Objekt kann es sich um einen Weißen Zwerg, einen Neutronenstern oder ein Schwarzes Loch handeln. Myon: Ein 1937 in der Kosmischen Strahlung entdecktes geladenes Teilchen, welches rund 200-mal so schwer wie ein Elektron ist, jedoch sonst gleiche physikalische Eigenschaften besitzt. Im Gegensatz zum Elektron ist das Myon kein stabiles Teilchen: Ein ruhendes Myon zerfällt im Mittel nach 2.2 Mikrosekunden in ein Das größte Rätsel: die Quellen der Kosmischen Strahlung Auch 90 Jahre nach der Entdeckung der Kosmischen Strahlung ist es noch nicht gelungen, die Orte, an denen die Kosmische Strahlung entsteht und auf die teilweise gewaltigen Energien beschleunigt wird, zu finden. Die Kenntnis der Quellen ist aber ein wesentlicher, wenn nicht sogar entscheidender Beitrag zu einem umfassenden Verständnis der Kosmischen Strahlung und ihrer Rolle bei der Entwicklung unseres Universums. Der überwiegende Teil der Kosmischen Strahlung kann bei dieser Suche keine eindeutigen Hinweise liefern, da die Teilchen im Magnetfeld, das sowohl unser Milchstraßensystem als auch den interga- Myon-Neutrino, ein Elektron und ein Elektron-Antineutrino. Resonanz: Ein kurzlebiger angeregter Zustand eines Hadrons, der über die starke Wechselwirkung in leichtere Hadronen zerfällt und nur eine sehr kurze Lebensdauer besitzt (im Allgemeinen etwa 10–23 s). Seine Zerfallsprodukte werden von Detektoren registriert, und man kann zurückrechnen, welche Masse die Resonanz besessen hat. Resonanzen werden deshalb als eigenständige Teilchen mit höherer Masse interpretiert. Je nach Teilchenart unterscheidet man Nukleonen-, Mesonen- und Baryonenresonanzen. So ist z. B. die Delta-Resonanz mit einer Energie von 1232 MeV ein angeregter Zustand des Protons. Stoßwelle: Eine Grenzfläche, an der sich der Zustand von Materie (Temperatur, Dichte) sprunghaft ändert. In einer Stoßwelle wird die Strömungsenergie, z. B. eines Gases, in thermische Energie umgewandelt: Auf der einen Seite der Stoßfront ist die Temperatur höher als auf der anderen. Schwache Kernkraft: Die für Zerfallsprozesse von Atomkernen verantwortliche Kraft. Sie wirkt zwischen Quarks und Leptonen und wird durch massive Teilchen, die »Vektorbosonen« W+, W– und Zo vermittelt. Ihre elektrischen Ladungen sind positiv, negativ bzw. neutral. Beispiel: Der Zerfall des Neutrons n. Dieses Nukleon besteht aus einem Up-Quark u (Ladung: +2/3) ��� ��� � �������� ���� ���� ���� ������ �������� � ���� ����� ����� ����� ����� ����� ����� � �������� ����� ����� ��� Energiedichte, die durchaus mit anderen Energiedichten in unserer Galaxis, zum Beispiel derjenigen des Sternlichts oder des interstellaren Magnetfelds, vergleichbar ist. Es erscheint naheliegend, dass die Kosmische Strahlung einen wesentlichen Beitrag zur Entwicklung unseres Milchstraßensystems geliefert hat und immer noch liefert. ����������������������� ���������� deckt: Beginnend bei einigen 109 Elektronenvolt (einem tausendstel der Energie, die dem Flügelschlag einer Mücke entspricht) bis hin zu 1020 Elektronenvolt (eine Energie, die ausreicht, einen 1.5 kg schweren Stein im Schwerefeld der Erde um 1 m zu heben). Abb. 4 zeigt das Energiespektrum, das heißt den Fluss von Teilchen der Kosmischen Strahlung als Funktion ihrer Energie. Der Fluss ist ein Maß für die Anzahl der Teilchen der Kosmischen Strahlung, die aus einem Raumwinkelbereich von einem Steradiant in jeder Sekunde auf eine Fläche von einem Quadratmeter fallen. Beträgt der Fluss der Kosmischen Strahlung bei Energien von einem Gigaelektronenvolt noch ein Teilchen pro Quadratzentimeter pro Sekunde, so ist er bereits im Bereich von 1015 Elektronenvolt auf ein Teilchen pro Quadratmeter pro Jahr und im Bereich von 1020 Elektronenvolt schließlich auf ein Teilchen pro Quadratkilometer pro Jahrhundert, insgesamt um 32 Größenordnungen, gefallen. Obwohl die Teilchenflussdichten klein sind, ergibt sich doch insgesamt wegen der sehr großen Teilchenenergien eine ���� ���� ���� ���� ���� ���� ������������� Abb. 4: Die am Erdboden gemessene Intensität der Kosmischen Strahlung in Abhängigkeit von der Energie der Teilchen. Bei Energien von mehr als 1016 eV verläuft das Spektrum steiler als bei kleineren Energien (durchgezogene Kurve). und zwei Down-Quarks d (Ladung jeweils –1/3), kurz: n = (u, d, d). Nach durchschnittlich 616 s, der Halbwertszeit des Neutrons, emittiert eines der Down-Quarks ein W–-Boson und verwandelt sich dabei in ein Up-Quark. Danach sind zwei Up-Quarks und nur noch ein einziges Down-Quark n u u d d d u W– p e– ne vorhanden, kurz: (u, u, d) – ein Proton ist entstanden. Das bei der Wechselwirkung emittierte W– verwandelt sich in ein Leptonenpaar, bestehend aus einem Elektron e– sowie einem elektronischen Antineutrino n–e. Synchrotronstrahlung: Geladene Teilchen (z. B. Elektronen), die sich in magnetischen Feldern bewegen, werden abgelenkt. Dabei senden sie elektromagnetische Wellen aus. Bei relativistischen Teilchen wird diese Strahlung vorzugsweise in Bewegungsrichtung abgegeben. Diese sogenannte Synchrotronstrahlung tritt – je nach magnetischer Feldstärke und Geschwindigkeit des Teilchens – vom Radio- bis zum Röntgenbereich auf. STERNE UND WELTRAUM März 2006 27 Natürliche Teilchenbeschleuniger Bereits 1949 entdeckte der italienische Physiker Enrico Fermi (1901–1954) einen Mechanismus, der Teilchen im Weltall auf hohe Energien zu beschleunigen vermag. Fermi betrachtete die Reflexion von Teilchen an magnetisierten Plasmawolken im Weltall. Wird ein Teilchen an einer derartigen Wolke gespiegelt, so kann es – abhängig von der Relativbewegung zwischen beiden Stoßpartnern – entweder Energie gewinnen oder verlieren. Es zeigt sich aber, dass im statistischen Mittel ein Teilchen immer Energie gewinnt. Der Grund dafür liegt in der etwas größeren Wahrscheinlichkeit für eine frontale Kollision im Vergleich zu einer, bei der das Teilchen die Wolke einholen muss. Der Mechanismus ist aber nicht effizient genug, um damit die Energiedichte der Kosmischen Strahlung zu erklären. Man muss deshalb nach Objekten suchen, in denen die Teilchen bei jeder Spiegelung Energie gewinnen. Als Kandidaten bieten sich die Reste von Supernova-Explosionen an. Explodiert ein Stern als Supernova, so breitet sich eine Stoßwelle in das umgebende Medium aus, die interstellare Materie durchdringen, aufsammeln und vor sich hertreiben kann. Teilchen der interstellaren Materie können mehr28 STERNE UND WELTRAUM März 2006 Der GZK-Effekt A us der mittleren Dichte der kosmischen Hintergrundstrahlung von 412 Photonen/cm3 errechnet man, dass nahezu unabhängig von der Anfangsenergie des Protons seine Energie innerhalb einer Strecke von höchstens 100 Mpc auf 1020 eV sinkt (GZK-Effekt). Ebenso ergeht es schweren Kernen. Die Wechselwirkung der Protonen mit den Photonen der Hintergrundstrahlung ist ein Zufallsprozess. Daher kann man nur eine Wahrscheinlichkeit ausrechnen, mit der ein Teilchen mit bestimmter Anfangsenergie mit einer bei uns gemessenen Energie ankommt. Das Diagramm zeigt, wie die mittlere Energie von Protonen unterschiedlicher Anfangsenergie mit der zurückgelegten Strecke im intergalaktischen Raum abnimmt. Beispiel: Ein Teilchen, das bei uns mit 3.5 1020 eV ankommt und mit 1021 eV gestartet ist, kann nicht viel mehr als 20 Mpc (ca. 65 Mio. Lj) zurückgelegt haben (rote Kurve). 1022 mittlere Energie [eV] laktischen Raum durchdringt, abgelenkt werden. Die Teilchen bewegen sich daher nicht auf geraden Bahnen und verlieren auf ihrem Weg durch den Kosmos jegliche Information über ihren Ursprung. Nur die Teilchen mit den höchsten Energien werden aufgrund ihrer großen Durchdringungskraft nicht wesentlich abgelenkt, und ihre Flugrichtung weist auf ihre Ursprungsregion zurück. Gänzlich unbeeinflusst von galaktischen und intergalaktischen Magnetfeldern bleiben hingegen elektrisch neutrale Teilchen, wie Photonen und Neutrinos, die gemeinsam mit den geladenen Teilchen in den Quellen auf hohe Energien beschleunigt werden. Ihr Nachweis liefert deshalb genaue Informationen über den Herkunftsort. Fragt man nach den möglichen Quellen der Kosmischen Strahlung, so muss man sich darüber klar werden, dass die Beschleunigungsmechanismen nichtthermischer Natur sein können. Unter extremen Bedingungen erreicht thermische Strahlung Energien von maximal 103 Elektronenvolt, viele Größenordnungen weniger als die Energien, die in der Kosmischen Strahlung zu finden sind. Stattdessen müssen kollektive Prozesse eine Rolle spielen, die es erlauben, den Ausfluss an Energie einer Quelle effizient auf eine relativ geringe Anzahl von Teilchen zu übertragen. 1021 1020 1019 1 10 100 Reichweite [Mpc] fach durch die Stoßwelle diffundieren. Ein Teilchen, das, egal von welcher Seite, durch die Stoßwelle dringt, sieht jeweils Materie auf sich zu fliegen und gewinnt durch die Wechselwirkung mit ihr Energie. Als mechanisches Analogon kann ein Tischtennisball betrachtet werden, der zwischen zwei Tischtennisschlägern hin und her fliegt, während sich die Schläger aufeinander zu bewegen. Bei jedem Stoß mit einem der Schläger wird der Ball beschleunigt und gewinnt so Energie. Galaktische Quellen: SupernovaÜberreste sind heute die besten Kandidaten für die Beschleuniger der Kosmischen Strahlung unseres Milchstraßensystems bis hin zu Energien von 1016 Elektronenvolt. Die maximale erreichbare Energie ist im Wesentlichen durch die Lebensdauer von Supernova-Stoßwellen, oder anders gesagt, durch die maximale Beschleunigungszeit von im Mittel etwa 10000 Jahren gegeben. Neben dem attraktiven Beschleunigungsmechanismus sprechen zwei weitere Argumente für die Supernova-Überreste als Beschleuniger. Bei einer erwarteten Rate von einer Supernova-Explosion innerhalb von 30 Jahren in unserer Galaxis muss nur ein Anteil von etwa zehn Pro- 1000 104 zent der Energie der Stoßwelle auf die beschleunigte Materie übertragen werden, um die Energiedichte der Kosmischen Strahlung unseres Milchstraßensystems zu erzeugen. Theoretische Rechnungen zeigen, dass dies leicht möglich sein sollte. Des Weiteren wird durch die Stoßwellenbeschleunigung auf einfache Weise ein universelles Energiespektrum erzeugt, das nicht von den Besonderheiten der Supernova abhängt. Zwar verläuft das Energiespektrum am Ort der Beschleunigung flacher als das auf der Erde gemessene, der Unterschied lässt sich aber durch Energieverluste und eine damit verbundene Aufsteilung des Spektrums verstehen. Neben den Supernova-Überresten gibt es noch weitere mögliche Orte für die Quellen kosmischer Kandidaten: Die gewaltigen elektrischen Felder in den direkten Umgebungen von Pulsaren oder Stoßwellen im Bereich von Pulsarwindnebeln könnten als Beschleuniger fungieren. In Röntgen-Doppelsystemen wird Materie durch ein massereiches kompaktes Objekt, zum Beispiel ein Neutronenstern oder Schwarzes Loch, von einem Begleitstern angezogen (akkretiert). In dem Akkretionsprozess bildet sich eine Scheibe aus Materie um das massereiche Objekt, und senkrecht dazu schießen re- lativistische Materieströme ( Jets) weit in den interstellaren Raum hinaus. Innerhalb der Jets bilden sich Stoßwellen, in denen Teilchen bis zu Energien von 1016 Elektronenvolt beschleunigt werden können. Extragalaktische Quellen: Die akkretierende Komponente eines RöntgenDoppelsystems ist die energieärmere Version von Kernen aktiver Galaxien (Active Galactic Nuclei, AGN). In den AGN befindet sich ein massereiches Schwarzes Loch mit einer typischen Masse von einer Milliarde Sonnenmassen. Das Loch akkretiert Materie aus der Galaxie. In den dabei entstehenden relativistischen Jets mit Längen von bis zu vielen hunderttausend Lichtjahren bilden sich Stoßwellen, die es ermöglichen, Teilchen auf allerhöchste Energien zu beschleunigen. AGN gelten heute als wahrscheinliche Kandidaten für die Beschleuniger der Kosmischen Strahlung bis hin zu den höchsten Energien. Aussterbende Protonen Wir empfangen Licht von AGN, die mehrere Milliarden Lichtjahre entfernt sind. Diese Galaxien können jedoch nicht die Quellen für die Kosmische Strahlung der höchsten Energien sein, die auf der Erde nachgewiesen wird. Auf dem Weg zur Erde durchdringt jede Strahlung der AGN die kosmische Hintergrundstrahlung, die das gesamte Universum gleichmäßig erfüllt. Es handelt sich um eine elektromagnetische Strahlung, die sich etwa 300000 Jahre nach dem Urknall, als das Universum für Licht durchlässig wurde, von der Materie entkoppelte und in der weiteren Expansion des Universums auf die heutige Temperatur von 2.7 Kelvin abgekühlt hat. Die kosmische Hintergrundstrahlung wird daher auch das Echo des Urknalls genannt. Licht kann sie ungehindert durchdringen. Dagegen stellt sie für die Teilchen der höchsten Energien ein nahezu undurch- dringliches Hindernis dar. Bei ProtonenEnergien von etwa 1019 Elektronenvolt steigt die Wahrscheinlichkeit, dass das Proton mit einem Photon der kosmischen Hintergrundstrahlung wechselwirkt, plötzlich drastisch an. Die Energie des Proton-Photon-Systems erreicht die Energieschwelle für die Produktion eines Teilchens, der so genannten Delta-Resonanz, das wiederum in ein Proton oder Neutron und weitere Teilchen zerfällt. Als Folge dieses Prozesses sterben die höchstenergetischen Protonen mit zunehmender Entfernung zu ihren Quellen aus. Unter der Annahme einer gleichmäßigen Verteilung der Quellen im Univer- sum führt die Wechselwirkung mit der kosmischen Hintergrundstrahlung zu einer starken Abnahme des Spektrums der Kosmischen Strahlung bei Energien von etwa 1019 Elektronenvolt. Dieses Phänomen heißt GZK-Effekt, benannt nach Kenneth Greisen, Georgi Zatsepin und Vadem Kuzmin, die in der Mitte der 60er Jahre kurz nach der Entdeckung der kosmischen Hintergrundstrahlung, auf diesen Prozess hingewiesen haben (siehe Kasten links). Der GZK-Effekt wirkt sich nur dann nicht sichtbar aus, wenn die Quellen der höchstenergetischen Kosmischen Strahlung innerhalb einer Entfernung von ma- Nachweis kosmischer Gammastrahlung mit Cherenkov-Teleskopen D ie Lichtgeschwindigkeit innerhalb eines Mediums ist kleiner als die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum. Bewegt sich ein geladenes Teilchen innerhalb eines Mediums schneller als das Licht, so entsteht Cherenkov-Strahlung. Dabei verliert das Teilchen Energie. Ein hochenergetisches Gammaquant, der in der oberen Atmosphäre auf Atome der Luft trifft, erzeugt einen Teilchenschauer (»Sekundärteilchen«). In etwa zehn Kilometern Höhe ist die Teilchendichte am größten, zum Erdboden hin nimmt sie ab. Die Teilchen bewegen sich mit Geschwindigkeiten, die größer als die Lichtgeschwindigkeit innerhalb von Luft sind, und erzeugen dabei Cherenkov-Licht. Dieses wird vorzugsweise innerhalb eines schmalen Kegels ausgestrahlt, welcher um die Einfallsrichtung der Teilchen zentriert ist. Der Kegel beleuchtet am Erdboden ein kreisförmiges Gebiet von etwa 250 Metern Durchmesser. Ein einfallendes Gammaquant mit einer Energie von 1012 Elektronenvolt erzeugt ����������� am Boden etwa 100 Photonen pro Quadratmeter des Cherenkov-Lichts, welche innerhalb weniger Nanosekunden ankommen. Ein Teleskop, welches sich innerhalb des Lichtkegels befindet, und einen ausreichend großen Spiegeldurchmesser besitzt, ist in der Lage, das CherenkovLicht nachzuweisen (Graphik links). Die mit einem einzelnen Teleskop gewonnene Aufnahme des Lichts hat das Aussehen einer Leuchtspur, welche auf die Himmelsposition deutet, von der die Gammastrahlung kam. Die Intensität der Leuchtspur ist umso größer, je höher die Energie des Gammastrahls ist. Um die genaue räumliche Verteilung des Luftschauers zu rekonstruieren, werden mehrere Teleskope benötigt. Deshalb werden zum Beispiel bei den Teleskopen HESS, CANGAROO III und VERITAS mehrere gleichartige Systeme eingesetzt, die wie ein großes Stereoskop arbeiten, indem sie denselben Schauer aus unterschiedlichen Blickwinkeln beobachten (Graphik rechts). ����������� ����������� � ��� ������ �� �� �� ���� ���� ������ �� ��� �� ��� �� �� �� ��� � ����������� ������� STERNE UND WELTRAUM März 2006 29 �� �� �� �� ä �� ������������������������� �� ������ �� �� � � �� � ��������� ��� ximal 150 Millionen Lichtjahren liegen. In dieser, auf astronomischen Skalen eher geringen Entfernung, ist die Anzahl möglicher AGN als Quellen der Kosmischen Strahlung begrenzt. Daher wird auch die Möglichkeit diskutiert, dass die höchstenergetische Kosmische Strahlung nicht von Beschleunigern erzeugt wird, sondern ein Zerfallsprodukt schwerer, bisher unbekannter Teilchen ist. In jedem Fall gibt es heute weder eine ausreichende experimentelle Evidenz für den GZK-Effekt noch für den Ursprung der höchstenergetischen Kosmischen Strahlung. Gammastrahlenastronomie Zur Zeit werden weltweit große Anstrengungen unternommen, um die Quellen der Kosmischen Strahlung zu identifizieren. Verschiedene Experimente fahnden dabei nach hochenergetischer Gammastrahlung, suchen nach hochenergetischen kosmischen Neutrinos oder vermessen das Spektrum der Kosmischen Strahlung bei den höchsten Energien. Die Analyse hochenergetischer Gammastrahlung eignet sich in hervorragender Weise für die Suche. Zum einen werden die Photonen der Gammastrahlung in Magnetfeldern nicht abgelenkt, ihre Flugrichtung zeigt somit direkt zum Ort ihrer Entstehung zurück. Zum anderen werden die Photonen durch Wechselwirkungen hochenergetischer Kosmischer Strahlung in den Quellen erzeugt. Gammastrahlungsquellen sind somit sehr wahrscheinlich auch Ursprungsorte von Kosmischer Strahlung. Unsere Atmosphäre ist undurchsichtig für Gammastrahlung, und die Beobachtung ist direkt nur mit Satelliten oder auf der Erde indirekt durch den Nachweis von Sekundärprodukten möglich. Bei Energien von 106 bis 1010 Elektronenvolt sind die Photonenflüsse noch so groß, dass mit den auf Satelliten realisierbaren Nachweisflächen ausreichend Photonen aufgezeichnet werden können. Oberhalb von 1010 Elektronenvolt hingegen kann 30 STERNE UND WELTRAUM ������������������������� ��� ��������������� März 2006 Gammastrahlenastronomie nur mit bodengestützten Experimenten betrieben werden. Die erfolgreichste Nachweistechnik auf dem Boden ist die der abbildenden Cherenkov-Teleskope: Trifft ein Gammaquant auf unsere Atmosphäre, so bildet sich – ähnlich wie im Falle geladener Teilchen – ein Luftschauer. Die geladenen Teilchen des Luftschauers senden ein bläuliches Licht aus, das so genannte Cherenkov-Licht (siehe Kasten »Nachweis kosmischer Gammastrahlung mit Cherenkov-Teleskopen« auf Seite 29). Teleskope am Erdboden sammeln dieses Licht und bilden es auf eine Kamera ab, die somit ein Bild des Luftschauers in der oberen Atmosphäre aufzeichnet. Der Lichtkegel des Cherenkov-Lichts hat auf dem Boden einen Radius von 120 Metern. Ein Cherenkov-Teleskop kann daher alle Luftschauer nachweisen, deren gedachter Auftreffpunkt auf dem Boden sich innerhalb eines Abstands von bis zu 120 Metern zum Teleskop befindet. Insgesamt ergibt sich somit für ein Cherenkov-Teleskop eine große Nachweisfläche: etwa 50000 Quadratmeter. Auf jeden Luftschauer aus Gammaquanten entfallen jedoch im Mittel 1000 Luftschauer, die von der geladenen Kosmischen Strahlung ausgelöst werden. Die Teilchenkomponente der Kosmischen Strahlung stellt somit einen hohen Untergrund für die bodengebundene Messung von Gammastrahlung dar. Es gibt jedoch charakteristische Unterschiede, die es erlauben, diesen Untergrund zu unterdrücken. Im Unterschied zu den Luftschauern, die von Protonen oder schweren Kernen ausgelöst werden, sind die von Photonen induzierten eng gebündelt. Zudem trifft die Kosmische Strahlung aus allen Raumrichtungen mit gleicher Intensität auf die Erde, wohingegen Gammastrahlung aus der Richtung ihrer Quellen kommt. Die unterschiedliche Form des Luftschauers und die zusätzliche Richtungsinformation ermöglichen es, den Untergrund von geladener Kosmischer Strahlung sehr effizient zu unterdrücken. Den Druchbruch in der bodengebundenen Gammastrahlenastronomie erbrachte im Jahre 1989 die Entdeckung des Krebsnebels im Licht der Gammastrahlung bei Photonenergien oberhalb von 1011 eV. Der Krebsnebel ist auch heute noch die stärkste stetige Gammastrahlungsquelle und dient als die Standardkerze der Gammastrahlungsastronomie, an der neue Experimente überprüft und geeicht werden können. Neuartige Observatorien für den Gammabereich In den letzten Jahren ist eine neue Generation von Gammastrahlungsteleskopen entstanden, mit der es möglich ist, Quellen nachzuweisen, die nur ein Hundertstel so stark strahlen wie der Krebsnebel. Diese Observatorien verteilen sich in idealer Weise auf der Erde, so dass eine vollständige Überwachung des gesamInfrarot Optisch hochenergetische Gammastrahlung Abb. 5: Himmelskarten der mit HESS beobachteten Gammastrahlungsintensitäten aus der Richtung der galaktischen Supernova-Überreste RX J1713.7–3946 (links) bzw. RX J0852–4622 (rechts). Die Konturen geben die jeweils mit dem Satelliten ASCA gemessene Röntgenintensität wieder. (Bild: Aharonian et al./ HESS Collaboration) Abb. 6: Die galaktische Ebene in verschiedenen Wellenlängen. Der dargestellte Ausschnitt reicht von +35° bis –35° galaktischer Länge und von +4° bis –4° in galaktischer Breite. Das obere Band zeigt die Milchstraße im Infrarotlicht, gemessen mit dem Satelliten IRAS. Die Infrarotstrahlung lässt sich im Wesentlichen auf die Emission von Staub zurückführen, der durch das Sternenlicht erwärmt wird. Das mittlere Band zeigt ein optisches Bild. Der größte Teil der Milchstraße ist durch die erwähnten Staubwolken verdeckt. Die Sterne im Vordergrund liegen nahe an unserem Sonnensystem. Das untere Band zeigt denselben Himmelsausschnitt im Licht hochenergetischer Gammastrahlung. Die einzelnen Quellen sind klar zu erkennen. Die große helle Quelle ist der Supernova-Überrest RX J1713.7–3946 (vgl. Abb. 5). (Bild: IRAS Sky Survey Atlas Explanatory Supplement, A. Mellinger, HESS) ten Himmels möglich wird (siehe Abb. 1). Auf der Nordhalbkugel steht auf der Kanaren-Insel La Palma das Teleskop MAGIC (Major Atmospheric Gamma Imaging Cherenkov Telescope). Auf der anderen Erdseite in den Vereinigten Staaten ist das Teleskopsystem VERITAS (Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System) teilweise fertiggestellt. Die Südhalbkugel wird durch das Experiment HESS (High Energy Stereoscopic System) im Khomas-Hochland in Namibia und das System CANGAROO III (Collaboration of Australia and Nippon for a Gamma Ray Observatory in the Outback) in Australien abgedeckt. HESS, VERITAS und CANGAROO III sind stereoskopische Systeme, bestehend aus mehreren Teleskopen, die von einem einzelnen Luftschauer gleichzeitig mehrere Aufnahmen erstellen. Die stereoskopische Beobachtung führt zu einer deutlich verbesserten Untergrundunterdrückung und Rekonstruktion des Gammaquants gegenüber einem Einzelteleskop. Der große Fortschritt in der Empfindlichkeit der Instrumente zeigt sich in der Beobachtungszeit, die nötig ist, um den Krebsnebel zweifelsfrei nachzuweisen. Waren es bei der Entdeckung vor 15 Jahren noch 50 Stunden Beobachtungszeit, so weist ein Experiment wie HESS den Krebsnebel heute innerhalb von nur 30 Sekunden nach. Der Himmel über HESS Gerade mit HESS wurden im letzten Jahr spektakuläre Durchbrüche erzielt. Erstmals gelang es, Bilder von ausgedehnten Quellen im Licht der Gammastrahlung zu erhalten. Abb. 5 zeigt die Himmelskarten der Gammastrahlungsintensitä- ten, die HESS aus der Richtung der Supernova-Überreste RX J1713.7–3946 und RX J0852–4622 registrierte. Die Farbskala ist ein Maß für die Gammastrahlungsintensität. Deutlich ist in beiden Fällen die Schalenstruktur des Supernova-Überrests zu erkennen. Mit dem Nachweis der Schalen als Quellen der Gammastrahlung ist der Beweis gelungen, dass dort Teilchen, entweder Elektronen oder Protonen, durch Stoßwellen bis auf Energien von 1014 Elektronenvolt beschleunigt werden. Es bleibt aber zu zeigen, ob diese Supernova-Überreste die lange gesuchten Beschleuniger der Protonen, des überwiegenden Teils der Kosmischen Strahlung, sind und ob sie Teilchenenergien von 1015 Elektronenvolt hervorrufen können. Gammastrahlung kann sowohl von Protonen als auch von Elektronen hoher Energie erzeugt werden. Treten Protonen mit Materie in Wechselwirkung, so entstehen neutrale Pionen, die sofort in Photonen zerfallen. Liegt die Energie der Protonen im Bereich bis zu 1014 Elektronenvolt, so weisen die resultierenden Photonen gerade diejenigen Energien auf, die von HESS nachgewiesen wurden. Hochenergetische Elektronen können ebenfalls Gammaquanten erzeugen, und zwar durch Streuprozesse mit den am Ort der Beschleunigung vorhandenen niederenergetischen Photonen. Dabei übertragen die Elektronen Energie auf die Photonen. Der Beitrag der Photonen aus Elektronstreuprozessen zur gesamten Gammastrahlungsleistung einer Quelle hängt entscheidend von der Stärke der Magnetfelder am Ort der Beschleunigung ab. Starke Felder führen zu einem starken Energieverlust der Elektronen durch Synchrotronstrahlung. Daher wird der Ener- STERNE UND WELTRAUM März 2006 31 ������������� ������������� ���������� Abb. 7: Schematischer Aufbau des Experiments ICECUBE. Es besteht aus mehreren Strängen von Photosensoren, die in einer Tiefe von etwa 2000 Metern unter dem Eis installiert werden. � �� Abb. 8: Die Installation einer Linie von Photosensoren von ICECUBE. Zu sehen ist das Kabel, das zusammen mit den Photosensoren in einem Loch versenkt wird. Das Loch wurde zuvor von einem Heißwasserbohrer gebohrt. (Bild: John Jacobson) ���� ���� ����������������� ��������� ������������� ���� ���� gieverlust durch Streuprozesse stark unterdrückt. Das Magnetfeld im Bereich von Supernovae ist in der Regel nicht ausreichend genau bekannt. Unter sehr plausiblen Annahmen deutet aber die mit HESS gemessene Gammastrahlung auf Beschleunigungsprozesse von Protonen in den beiden großen Supernova-Überresten hin. Es scheint sich zu bestätigen, dass Supernova-Überreste Quellen Kosmischer Strahlung sind. Ob der zweifelsfreie Nachweis möglich ist, werden die Messungen und Untersuchungen in den nächsten Jahren zeigen. Ein weiterer großer Durchbruch gelang ebenfalls mit HESS im letzten Jahr. In der ersten empfindlichen Durchmusterung des inneren Teils der Milchstraße entdeckte HESS 15 neue Quellen hochenergetischer Gammastrahlung (Abb. 6), wodurch sich die Anzahl bekannter Quellen dieser Art verdoppelte. Erstmalig konnte gezeigt werden, dass es mit bodengebundenen Gammastrahlungs32 STERNE UND WELTRAUM März 2006 experimenten möglich ist, unabhängig von den Ergebnissen aus anderen Wellenlängenbereichen nach Quellen zu suchen und diese auch zu finden. Eine weitere Überraschung der Durchmusterung war der Nachweis von mindestens drei Quellen, die keine bekannte Radio- oder Röntgenquelle als Gegenstück besitzen. Radio- oder Röntgenstrahlung ist in der Regel Synchrotronstrahlung hochenergetischer Elektronen. Es ist möglich, dass die Radio- oder Röntgenstrahlung dieser unbekannten Quellen absorbiert wird und darum bisher nicht nachgewiesen werden konnte. Es kann aber auch sein, dass es sich hier um Quellen handelt, die ausschließlich Protonen beschleunigen, wobei jedoch aufgrund der großen Masse der Protonen die Abstrahlung von Synchrotronstrahlung stark unterdrückt ist. Vielleicht handelt es sich bei den unbekannten Quellen um wesentliche bisher nicht bekannte Beschleuniger der Protonen der Kosmischen Strahlung. Zur Zeit wird durch tie- fe Beobachtungen bei anderen Wellenlängen versucht, die Gegenstücke zu den unbekannten Quellen zu finden. Die Gammastrahlenastronomie ist mit den Ergebnissen von HESS in eine neue Phase getreten. Es ist jetzt möglich, detailliert die Morphologie von ausgedehnten Quellen zu untersuchen und empfindliche Durchmusterungen durchzuführen. Außerdem wurden bereits im ersten Jahr des Messbetriebs von HESS viele neue Quellen und Quelltypen entdeckt, auf die hier nicht im Detail eingegangen werden kann. Es ist zu erwarten, dass die Gammastrahlungsexperimente weitere entscheidende Beiträge zur Lösung des Rätsels der Quellen der Kosmischen Strahlung liefern werden. Neutrinoastronomie Um die Quellen der Protonen und Kerne der Kosmischen Strahlung zweifelsfrei zu finden, müssen Teilchen nachgewiesen werden, die ausschließlich bei Wechselwirkungen von Protonen und Kernen wohl bei den Neutrinos aus der Sonne wie auch jenen aus der Supernova handelt es sich um niederenergetische Neutrinos, die nicht von Kosmischer Strahlung erzeugt wurden. Bisher ist es, trotz großer experimenteller Anstrengungen, nicht gelungen, hochenergetische Neutrinos aus einer der wahrscheinlichen Quellen Kosmischer Strahlung zu entdecken. Schon der Nachweis einiger weniger Neutrinos aus Richtung einer möglichen Quelle könnte der direkte zweifelsfreie Beweis für die Beschleunigung Kosmischer Strahlung sein. Neutrinoteleskope Bereits seit einigen Jahren in Betrieb sind die Neutrinoteleskope BAIKAL im sibirischen Baikalsee und AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array) am Südpol. Für derartige Teleskope werden große Volumina transparenter Materie, wie Wasser oder Eis, mit Photosensoren instrumentiert. Große Volumina sind nötig, um bei den erwarteten Neutrinoflüssen vernünftige Zählraten zu erreichen. In den seltenen Fällen, in denen ein Neutrino mit einem Wassermolekül wechselwirkt, erzeugt das dabei entstandene Myon einen Cherenkov-Lichtblitz, den die Photosensoren aufzeichnen. Ein Gitter von Photosensoren erlaubt die Richtungsrekonstruktion des Myons. Für sehr hochenergetische Neutrinos stimmt die Flugrichtung mit derjenigen des erzeugten Myons überein. mit Materie erzeugt werden und deren Nachweis eine Identifikation der Quellen erlaubt. Glücklicherweise stellt die Natur mit den Neutrinos solche Teilchen zur Verfügung. Diese sind elektrisch neutral und weisen ein sehr großes Durchdringungsvermögen auf. Sie spüren ausschließlich die schwache Kernkraft und können daher große Materieansammlungen ohne Wechselwirkung durchdringen. Neutrinos sind ideale Botschafter aus dem Kosmos und erlauben es, nach den Quellen der Kosmischen Strahlung zu suchen. Auf der anderen Seite ist es das große Durchdringungsvermögen oder, anders gesagt, die geringe Wechselwirkungswahrscheinlichkeit, die den Nachweis von Neutrinos zu einer großen experimentellen Herausforderung werden lässt. Um die in der Sonne erzeugten Neutrinos mit Energien von einigen Megaelektronenvolt auf die Hälfte der ursprünglichen Anzahl zu verringern, wäre eine Bleiabschirmung mit einer Dicke von etwa einem Lichtjahr (1016 m) erforderlich. Dass der Nachweis kosmischer Neutrinos dennoch möglich ist, haben Raymond Davis und Masatoshi Koshiba in ihren Pionierarbeiten gezeigt, für die beide im Jahre 2002 mit dem Nobelpreis für Physik geehrt wurden. Davis hat über viele Jahre hinweg Neutrinos vermessen, die uns aus dem Zentrum der Sonne erreichen. Masatoshi Koshiba konnte darüber hinaus mit dem Kamiokande-Detektor erstmalig Neutrinos aus einer Supernova-Explosion, der Supernova SN 1987A, nachweisen. So- Abb. 9: Ein Wassertank des Observatoriums AUGER. Im Hintergrund sind die Gipfel der Anden zu sehen. (Bild: Auger-Kollaboration) Die Experimente müssen jedoch einen hohen Untergrund von Myonen unterdrücken, die in den Luftschauern enthalten sind. Erreicht wird dies zum einen dadurch, dass die Photosensoren der Teleskope tief im Eis beziehungsweise Wasser installiert werden und zum anderen, indem die Experimente nach Myonen suchen, die von unten, aus der Richtung der Erde kommen. Das Teleskop AMANDA zum Beispiel befindet sich in einer Tiefe von etwa 2000 Metern im Eis des Südpols und beobachtet von dort aus den Nordhimmel. Die Myonen aus Luftschauern sind in großer Tiefe stark unterdrückt. Als Untergrund verbleiben aber Myonen aus Wechselwirkungen von Neutrinos, die in der Atmosphäre auf der dem Detektor gegenüber liegenden Erdseite erzeugt werden. Diese sogenannten atmosphärischen Neutrinos sind gut geeignet, um die prinzipielle Funktionsweise der Nachweistechnik zu demonstrieren. Das Experiment AMANDA konnte bis heute eine große Anzahl von etwa 3000 Neutrinos nachweisen und hat damit die Wirksamkeit dieser Nachweistechnik eindrucksvoll belegt. Es wurde aber bei den gemessenen Neutrinos keine signifikante Häufung aus der Richtung einer möglichen STERNE UND WELTRAUM März 2006 33 Literaturhinweise und Internetadressen Claus Grupen: Astroteilchenphysik – Das Universum im Licht der Kosmischen Strahlung. Springer 2001. ISBN 3540-41542-4. Englischsprachige aktualisierte Neuauflage: Astroparticle Physics – The Universe in the Light of Cosmic Rays. Springer 2005. ISBN 3-540-25312-2. (siehe Rezension auf S. 88.) Hans V. Klapdor-Kleingrothaus, Kai Zuber: Teilchenastrophysik. Teubner 1997, ISBN 3-519-03094-2. Michael Burton: Astronomie am Ende der Welt. SuW 12/2004, S. 20. Heinz Völk: Offizieller Beginn des Projekts HESS der Gamma-Astronomie in Namibia. SuW 7/2000, S. 526. Heinz Völk: HESS nimmt Messbetrieb auf. SuW 4/2003, S. 16. Heinz Völk: Gamma-Astronomie mit abbildenden Cherenkov-Teleskopen, Teil 1: Astronomische und physikalische Grundlagen. SuW 11/1999, S. 948. Teil 2: Erste Ergebnisse und Pläne für die Zukunft. SuW 12/1999, S. 1064. Christian Spiering: Neutrinojagd am Südpol. AMANDA und ICECUBE. SuW 12/2004, S. 30. Astroteilchenphysik in Deutschland: www.astroteilchenphysik.de Das Projekt HESS in Namibia: www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS/HESS.html Teleskop MAGIC auf La Palma: http://magic.mppmu.mpg.de/ Very Energetic Radiation Imaging Telescope Array System (VERITAS): http://veritas. sao.arizona.edu/ Teleskop CANGAROO III: http://icrhp9.icrr.u-tokyo.ac.jp/c-iii.html Ausführliche Link-Sammlung zum Thema Kosmische Strahlung: www.mpi-hd.mpg. de/hfm/CosmicRay/CosmicRaySites.html Grundlagen der Teilchenphysik. Lernprogramm des Fachbereichs Didaktik der Physik der Universität Erlangen-Nürnberg: www.didaktik.physik.uni-erlangen.de/ grundl_d_tph/titelseite.html The Cosmic ray connection. The Berkeley Lab Cosmic Ray Telescope Project.Anleitung zum Selbstbau eines Myonen-Detektors. www.lbl.gov/abc/cosmic/ Quelle gefunden. Es handelt sich bei den Neutrinos mit hoher Wahrscheinlichkeit ausschließlich um atmosphärisch erzeugte Teilchen. Am Südpol wird zur Zeit ein noch größeres Neutrinoteleskop aufgebaut. Das Teleskop ICECUBE wird aus einem Kubikkilometer instrumentierten Eises bestehen und die Empfindlichkeit von AMANDA um mehr als eine Größenordnung übertreffen. Es ist geplant, dass das Experiment im Jahr 2010 seinen Betrieb vollständig aufnimmt (Abb. 7 und 8). Die ersten Photosensoren wurden bereits im Eis installiert. Es ist zu erwarten, dass spätestens mit ICECUBE der Nachweis von hochenergetischen kosmischen Neutrinos gelingen wird. Auch auf der nördlichen Hemisphäre der Erde befinden sich große Neutrinoteleskope. Diese suchen den Südhimmel nach Neutrinoquellen ab. Das bereits erwähnte Experiment BAIKAL wird ab 2007 durch das Teleskop ANTARES ergänzt. Es befindet sich etwa 40 Kilometer vor der südfranzösischen Küste nahe Toulon, in einer Tiefe von 2500 Metern. Die Empfindlichkeit dieses Teleskops entspricht in etwa jener des heutigen Experiments AMANDA. ANTARES wird das erste funktionstüchtige Neutrinoteleskop in Salzwasser sein und dient unter anderem als eine notwendige Vorstufe für das einen 34 STERNE UND WELTRAUM März 2006 Kubikkilometer große Neutrinoteleskop, das Projekt KM3NET, im Mittelmeer. KM3NET soll im Jahre 2012 den Messbetrieb aufnehmen. Damit wird in nicht allzu ferner Zukunft eine vollständige Abdeckung des gesamten Himmels mit Neutrinoteleskopen erreicht. Das Observatorium AUGER Sowohl die Neutrinoastronomie als auch die Gammastrahlenastronomie messen im Energiebereich unterhalb von 1018 Elektronenvolt. Aber auch oberhalb von 1018 Elektronenvolt sind zweifelsfrei Teilchen nachgewiesen worden. Diese können nach unserem heutigen Verständnis nur an extremen astrophysikalischen Orten erzeugt werden, wenn nicht gar durch Prozesse entstehen, von denen wir heute noch keine Vorstellung haben. Außerdem scheint der Verlauf des Flusses der Kosmischen Strahlung bei Energien oberhalb von 1019 Elektronenvolt abzuflachen, und bisher zeigt sich kein eindeutiges Anzeichen für den erwarteten GZK-Abfall aufgrund der Wechselwirkung höchstenergetischer Protonen mit der kosmischen Hintergrundstrahlung. Nur ist die Anzahl der gemessenen Ereignisse wegen des geringen Teilchenflusses bei diesen höchsten Energien sehr klein. Oberhalb von 1020 Elektronenvolt sind bisher weltweit nur etwa ein Dut- zend Ereignisse nachgewiesen worden. Mit dem Observatorium AUGER wird es möglich sein, im Energiebereich oberhalb von 1019 Elektronenvolt etwa 100 Ereignisse pro Jahr nachzuweisen und damit die Datenlage in diesem Energiebereich deutlich zu verbessern. Das Spektrum der Kosmischen Strahlung kann dann mit bisher unerreichter Präzision vermessen werden. Unter Umständen können sogar die Quellen dieser höchstenergetischen Strahlung identifiziert werden. Das Experiment befindet sich in der argentinischen Pampa in der Nähe von Malagüe und beobachtet von dort im Wesentlichen den Südhimmel. Um die große Anzahl von Ereignissen in jedem Jahr zu sammeln, wird AUGER (Abb. 9) nach seiner Fertigstellung mit seinen 1600 Nachweisstationen und 24 Fluoreszenz-Teleskopen eine riesige Fläche von rund 3000 Quadratkilometern überdecken (siehe Beitrag ab Seite 36 ff). Das Experiment hat bereits erste kosmische Teilchen mit Energien oberhalb von 1020 Elektronenvolt gemessen. Das Rätsel wird gelöst Wir erleben eine Zeit, in der von verschiedenen Seiten versucht wird, den Ursprung der Kosmischen Strahlung zu enträtseln. Gammastrahlungsexperimente vermessen die möglichen Quellen mit bisher nicht erreichter Präzision. Neutrinoteleskope werden in naher Zukunft die Empfindlichkeit erreichen, die es ermöglichen sollte, erste Quellen hochenergetischer Neutrinos zu entdecken. Und das Observatorium AUGER wird in den nächsten Jahren einen wesentlichen Beitrag zur Frage der Kosmischen Strahlung bei den höchsten Energien liefern. Uns stehen sehr spannende Zeiten bevor, und es ist durchaus möglich, dass das Rätsel der Beschleuniger der Kosmischen Strahlung seinen einhundertsten Geburtstag nicht mehr erleben wird. □ Christian Stegmann forschte am CERN und am DESY-Zeuthen. Bis 2005 war er leitender wissenschaftlicher Mitarbeiter der HESSArbeitsgruppe an der Humboldt-Universität Berlin. Gegenwärtig ist er Professor für Astroteilchenphysik an der Universität Erlangen-Nürnberg. Seine Forschungsschwerpunkte sind Untersuchungen von Supernova-Überresten und Pulsaren im Bereich hochenergetischer Gammastrahlung.
