Kosmische Spurensuche - MPP Theory Group - Max-Planck ...

KosmischeSpurensucheAstroteilchenphysikin DeutschlandEin Forschungsgebietim Aufbruch

TitelbildDieser expandierende „Nebel“ mit einem Durchmesservon 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 Radioteleskopgibt es optische, infrarote und Röntgenaufnahmendieses 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 „Neutrinoblitz“wie auch ein Gravitationswellensignalausgesendet. Die ins interstellare Medium laufendenStoßwellen von Supernova-Explosionen geltenals wichtige Beschleuniger für die allgegenwärtige„kosmische Strahlung“, deren Erforschung eines derzentralen Anliegen der Astroteilchenphysik ist.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.

Kosmische SpurensucheAstroteilchenphysikin DeutschlandEin Forschungsgebietim Aufbruch1

2www.astroteilchenphysik.de

InhaltsverzeichnisEinleitung1 | Kosmologie und Teilchenphysik:Die Welt im Großen und im Kleinen .............................................82 | Neutrinos: Botschafteraus dem Universum unddem Inneren der Materie.................................................................123 | Kosmische Strahlungund die energiereichstenHimmelskörper ...................................................................................184 | Gravitationswellen:am Puls des Universums .................................................................22Kosmologie und Dunkle MaterieTheoretische Teilchenkosmologie:vom Urknall bis heute ...................................................................28Das Weltraumobservatorium Planck:Bilder des Mikrowellen-Himmels ..............................................30Virgo:Supercomputer simulierendie kosmische Strukturentstehung...........................................32Neutrinos, Axionen undNukleare AstrophysikTheoretische Neutrinophysik .....................................................40KATRIN:eine Waage für Neutrinos.............................................................42GERDA:Sind Neutrinos ihre eigenen Antiteilchen? ............................44Double-Chooz:Oszillationen von Reaktorneutrinos .........................................46Supernovae,Hypernovae und verschmelzende Sterne ............................. 48Borexino:Spektroskopie von Sonnenneutrinosmit Borexino und LENA..................................................................50CAST:Axionen aus dem Inneren der Sonne....................................... 52Nukleare Astrophysik:Elementsynthese im Universum ................................................54CRESST:Jagd auf Teilchen der Dunklen Materie ...................................34EDELWEISS:Dunkle-Materie-Teilchen im Kristall.........................................364

Kosmische StrahlungKosmische Strahlung:Das nichtthermische Universum ...............................................58Das Pierre-Auger-Observatorium:Teilchensuche in der argentinischen Pampa ........................60KASCADE-Grande:Luftschauer über Karlsruhe .........................................................62LOPES „sieht“ Radioblitzekosmischer Strahlungsteilchen..................................................64AMS sucht Antimaterie und Dunkle Materie....................... 66Das High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.)zeigt die Galaxis in einem neuen Licht ...................................68GravitationswellenGravitationswellen-Astronomie:Theoretische Berechnung undAstrophysikalische Quellen..........................................................82Geo600 und LISA:den Gravitationswellen auf der Spur .......................................84Anhang1 | Standorte, Forschungsgruppen undKontaktadressen ................................................................................882 | Forschungsförderung undwissenschaftliche Vernetzung .....................................................96MAGIC: das Gammateleskopneuer Technologie............................................................................70GLAST: das Weltraumobservatoriumfür die Gammaastronomie...........................................................72Baikal-NT200, AMANDA und IceCube:Neutrinoastronomie in Wasser und Eis ...................................74ANTARES und KM3NeT:Tiefsee-Neutrinoteleskope im Mittelmeer .............................76Akustische Neutrinosuche:Horchposten für hochenergetische Neutrinos.....................785

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.

Einleitung[1][2][3]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)[4]Abb. 4: Dieses Diagramm veranschaulicht die Anteile der insgesamt im Universum vorhandenenEnergie und Materie. Die uns vertraute Materie trägt hierzu nur etwa 5 % bei. CMB (Cosmic MicrowaveBackground) steht für kosmische Mikrowellenstrahlung. Mit „Baryonen“ meint man die normale Materie.sionen,so genannter Supernovae (Abb. 2,3),die Ausdehnung des Universums mit derZeit zu rekonstruieren.All diese Beobachtungen, die das Verhaltendes Universums zu ganz verschiedenenEpochen seiner Geschichte zeigen,ergeben ein in sich geschlossenes Bilddes Universums (Abb. S. 7). Das aber konfrontiertuns mit großen Rätseln.Das heutige kosmologische Modell legtzunächst die Gesamtdichte aller Materieund Energie im Universum fest. Demnachträgt 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 Lichtaus und verschluckt auch keines,sondernmacht sich ausschließlich über ihreSchwerkraftwirkung bemerkbar. Die Naturder Dunklen Materie ist indes völligunklar. Vermutlich besteht sie aus eineruns unbekannten Art von Teilchen.Den weitaus größten Anteil an der Gesamtdichtevon Materie und Energiemacht aber etwas anderes aus: ein Energiefeld,dasden Kosmos beschleunigt auseinandertreibt. Man nennt dies DunkleEnergie. Sie wirkt also der Materie entgegen,die mit ihrer Schwerkraft die Expansiondes 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 Beobachtungsfundenin Einklang steht, das uns aber vorein großes Rätsel stellt: Die Zusammensetzungdes Universums ist uns zu mehrals 95% unbekannt.Hier berühren sich Kosmologie und Teilchenphysik.Die zentralen Fragen derKosmologie nach der Natur der DunklenMaterie und der Dunklen Energie verlangennach konkreten Vorstellungen derTeilchenphysik, um welche Arten vonTeilchen oder Quantenfeldern es sich beibeiden handeln könnte. Aus der Kosmologieallein können die Antworten nichtkommen. Umgekehrt ergeben sich ausden Theorien über den Aufbau der MaterieErwartungen an das Verhalten desUniversums sowie den Aufbau und dieEntwicklung seiner Strukturen. Hier erwartenwir eine fruchtbare Zusammenarbeitvon Astro- und Teilchenphysik mitweit reichenden kosmologischen Konsequenzen.û Teilchenkosmologie S.289

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 dieSpiralgalaxie M 83. (Foto: ESO)Suche nach den Dunklen TeilchenSchon 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-Galaxienhaufen(Abb.5).Sie waren viel zu schnell,als dass die sichtbare Materie sie mit ihrerSchwerkraft im Haufen hätte halten können.Dazu war zehnmal mehr Materie notwendig.Beobachtungen von Spiralgalaxienbestätigen 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 auseinanderfliegen. In beiden Fällen vermutetman riesige Mengen an Dunkler Materie,die diese Gebilde zusammen halten.Ein wichtiges Instrument zum NachweisDunkler Materie sind auch so genannteGravitationslinsen geworden. Bei diesemPhänomen lenken große Massenansammlungenwie Galaxienhaufen Lichtmit ihrem Schwerefeld ab. Sie wirkendadurch wie gewaltige Linsen. Befindetsich zufällig ein Himmelskörper hintereiner solchen Gravitationslinse, so sehenwir von ihm ein verzerrtes Bild. Aufnahmenvon Gravitationslinsen dienen dazu,die Gesamtmasse in dem Galaxienhaufen(der „Linse“) zu ermitteln. Auch diese10Methode offenbart die gewaltigen Mengenan 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 mutmaßlichzusammengesetzt ist, sehr viel kleinersein als die des Lichts.Wäre sie der Lichtgeschwindigkeitvergleichbar, wären kosmischeStrukturen bis etwa zur Größe vonGalaxien durch die rasche Bewegung derTeilchen zerstört worden. Insbesondereschließt man aus der Verteilung der Galaxienim Raum, dass die kleinsten Strukturenzuerst entstanden sind und erst nachfolgenddie 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 Eigenschaftender Dunklen Materie erhalten. Sokann man in aufwändigen Computersimulationenverfolgen, wie sich in der Evolutiondes Universums erst die Galaxiengebildet haben, die sich dann zu den riesigenGalaxienhaufen 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.32Der Theorie der kosmischen Inflation zufolgeentstanden die Dichteschwankungenim frühen Universum aus Quantenfluktuationen,die innerhalb kürzester Zeit aufkosmologische Skalen vergrößert wurden.û Teilchenkosmologie S. 28Dabei sollten auch Gravitationswellen entstandensein, deren Entdeckung eine Herausforderungfür zukünftige Experimentedarstellt.û Geo600/LISA S. 84Nach einer noch jungen Hypothese ist esauch denkbar, dass sich Teilchen der DunklenMaterie in den Galaxienzentren, woihre Dichte besonders hoch ist, gegenseitigvernichten können. Ist dies tatsächlich derFall, so müsste man die hierbei frei werdendeGammastrahlung mithilfe geeigneterTeleskope nachweisen können.û H.E.S.S. S.68 û MAGIC S.70 û GLAST S.72

EinleitungAbb. 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)Doch worum handelt es sich bei der DunklenMaterie? Neutrinos galten lange Zeitals Kandidaten für sie.Das kann man heuteausschließen, wie später noch erläutertwird. An dieser Stelle müssen die Teilchenphysikerden Kosmologen zu Hilfe kommenund Vorschläge machen, welche Artvon Teilchen überhaupt in Frage kommen.Umgekehrt zieht die Kosmologie das Standardmodellder Teilchenphysik in Zweifel.Der heute wohl vielversprechendstenHypothese zu Folge könnte es sich um Elementarteilchenhandeln, deren Existenzdie Theorie der Supersymmetrie fordert.Um einige der von ihr vorgeschlagenenTeilchen nachzuweisen,sind bereits Experimentein Planung und im Bau, wie etwader Large Hadron Collider am CERN.Gleichzeitig laufen Experimente odersind im Aufbau, mit denen man die Teilchender Dunklen Materie direkt nachweisenwill. Da diese Partikel mit der normalenMaterie nur sehr schwach wechselwirken,müssen diese Experimenteunter extremen Bedingungen stattfinden.So werden einige im Gran-Sasso-Labor installiert, wo sie eine 1,5 km dickeGesteinsschicht des Appenin vor unerwünschtenStörteilchen aus dem Kosmosabschirmt.û CRESST S.34 û EDELWEISS S.36Dunkle Energie beschleunigtdie ExpansionWährend Teilchenphysiker und Kosmologenbei der Frage nach der Natur der DunklenMaterie konkrete Lösungsansätze vorschlagen,ist die Lage bei der DunklenEnergie erheblich mysteriöser. Damit siedie beobachtete beschleunigte Ausdehnungdes Universums verursachen kann,muss ihr Druck negativ sein. Das alleinläuft zwar der Intuition zuwider, ist abertheoretisch möglich. Bestimmte Artenpostulierter Quantenfelder können tatsächlicheinen negativen Druck erzeugen,der so wirkt, als verursache er eine abstoßendeGravitation. Modelle dafür zu konstruieren,ist Aufgabe der Teilchenphysik.Allerdings bleibt hier ein erheblicherSpielraum offen, weil konkrete experimentelleEinschränkungen fehlen.û Teilchenkosmologie S. 28Der für die beschleunigte Expansion notwendigenegative 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 Materiemussten bei ihrer Entstehung gegendie allgemeine Ausdehnung des Universumsanlaufen. Abhängig vom Modell fürdie Dunkle Energie bildeten sich dieseStrukturen früher oder später in der kosmischenGeschichte, und entsprechendwerden auch die Zentralbereiche dieserGebilde mehr oder weniger dicht. Computersimulationensind hier zu einemwichtigen Werkzeug der Kosmologengeworden.û Virgo S.32Auf welche Weise können wir mehr überdie Dunkle Energie erfahren? Zum einenwerden Kosmologen genauer herausfinden,wie sich die Expansion des Universumsseit dem Urknall entwickelt hat.Beobachtungen bestimmter Sternexplosionen(Supernovae vom Typ Ia) unddes schwachen Gravitationslinseneffektesgroßer kosmischer Strukturen erscheinenhierfür derzeit am besten geeignet.Ferner wird das Studium der erwähntenindirekten Auswirkungen der DunklenEnergie auf die kosmischen Strukturenden Zusammenhang zwischen Teilchenphysik,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 zu seinem Ende verstehen.11

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)2 | Neutrinos: Botschafteraus dem Universum unddem Inneren der MaterieSchon seit mehreren Jahrzehnten interessierensich verstärkt Physiker und Kosmologenfür eine Art von Teilchen: dieNeutrinos. Sie sind Außenseiter im Zooder Elementarteilchen. Mit normaler Materiegehen sie nur eine extrem schwacheWechselwirkung ein, was ihren Nachweiserheblich erschwert. So wäre beispielsweiseeine mehrere hundert Lichtjahredicke Bleischicht nötig, um Neutrinosabzuschirmen, die in Fusionsprozessenin der Sonne entstehen. Außerdemist ihre Ruhemasse ungewöhnlichgering. Bis Mitte der 1990er-Jahre nahmendie Physiker sogar an, dass dieseTeilchen masselos sind. Neutrinos entstehenbeispielsweise in Kernreaktionenund spielen eine zentrale Rolle im Spannungsfeldzwischen Elementarteilchenphysik,Astrophysik und Kosmologie.12Geisterteilchen als kosmischeBotschafterWegen der enormen Durchdringungsfähigkeitglaubten viele Physiker, manwürde diese 1930 von Wolfgang Paulipostulierten „Geisterteilchen“ nie nachweisenkönnen. Dennoch gelang dieserstmals Mitte der 1950er-Jahre denamerikanischen Physikern Clyde Cowanund Fred Reines. Mit einer Apparatur, diesie „Poltergeist“ nannten, registriertensie Neutrinos aus dem Hanford-Kernreaktor(Abb. 8). Heutzutage werden sie ingroßer Zahl bei Kernkollisionen in Teilchenbeschleunigernerzeugt (Abb. 9 und 10)und lassen sich auch anschließend nachweisen.Mittlerweile ist es mit unterschiedlichenExperimenten möglich,zum Beispiel Neutrinosnachzuweisen, die im Innern derSonne entstehen. Die Sonnenmodelle ließensich mit Hilfe des gemessenen Neutrinostromsgenau überprüfen. Mittlerweilesind sogar die kleinen jährlichenIntensitätsschwankungen des Sonnenneutrino-Flussesaufgrund der Elliptizitätder Erdbahn messbar. Von entscheidenderBedeutung für die Astrophysikist, dass die schwache Wechselwirkungder Neutrinos einen Blick ins Innere vonHimmelskörpern ermöglicht, das unssonst verborgen bleibt.û Borexino/LENA S. 50

EinleitungAbb. 9: Reaktion eines von unten kommenden (unsichtbaren) Neutrinos mit einem Proton (p). Hierbei entstehenein negativ geladenes Myon (µ – ), ein Proton und ein angeregtes Meson D*. Letzteres zerfällt rasch inein D 0 -Meson und ein Pi-Meson (π + ). (Foto: CERN)Abb. 10: Im europäischen TeilchenlaboratoriumCERN wird ein Beschleunigerexperiment zur Untersuchungvon Neutrinos aufgebaut. In diesem „CERNNeutrinos to Gran Sasso-Experiment“ (CNGS) werdenProtonen aus dem SPS-Beschleuniger auf einMaterial (Target) geschossen. Hierbei entstehenMyon-Neutrinos, die anschließend durchs Erdinnerefliegen. Im 730 km entfernten Gran-Sasso-Laboratoriumwerden die ankommenden Myon-Neutrinosnachgewiesen. Aus der Anzahl der ankommendenTeilchen lässt sich ermitteln, wie viele der Myon-Neutrinos sich auf dem Weg in Elektron- oderTau-Neutrinos umgewandelt haben. Der OPERA-Detektor im Gran Sasso soll zum ersten Mal die beiNeutrinooszillationen entstehenden Tau-Neutrinosdirekt nachweisen.13

Abb. 11a: Falschfarbenbildder Sonne im „Licht“ derNeutrinos. Es entstand ausdem Sonnenneutrino-Fluss,gemessen mit dem japanischenDetektor Super-Kamiokande.Die Winkelauflösungist allerdings sehr gering,so dass die sichtbare Sonnenur ein kleiner Punkt imZentrum dieses Bildes ist.(Foto: B. Svoboda, LSU)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 Wasservolumengelegentlich Elektronen, die ihrerseits Lichtblitze (Tscherenkowlicht) aussenden, das von den rund 12 000 Lichtsensoren (Photomultiplier-Röhren) aufgefangenwird. (Foto: Kamioka Observatory, Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokyo)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 Neutrinoblitzsetzt eine Energiemenge in Neutrinosfrei, die rund 15% des Massenäquivalentseiner Sonnenmasse entspricht.û Supernovae S. 48Eine historisch bislang einmalige Messunggelang in diesem Zusammenhangam 23.Februar 1987,als rund zwanzig Neutrinosvon der Supernova 1987A (Abb. 12)14nachgewiesen werden konnten. Diesgelang mit dem japanischen KamiokandeII Detektor, dem Vorläufer des in Abb. 11dargestellten Super-Kamiokande Observatoriums,sowie mit dem amerikanischenIMB Detektor und dem sowjetischenBST 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 empfindlichereInstrumente braucht, um diesenextrem seltenen Prozess zu finden.û Borexino/LENA S. 50In unserer Galaxie ereignen sich pro Jahrhundertnur 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 beobachten,sondern erstmals sehr wahrscheinlichauch mit Neutrinodetektoren undvielleicht sogar mit Gravitationswellen-Detektoren. Dies würde unsere Kenntnissesolcher Sternexplosionen bedeutenderweitern.û Borexino/LENA S. 50 û Baikal/AMANDA/IceCube S.74 û Geo600/LISA S.84Die systematische Untersuchung derSonnenneutrinos und die Entdeckung

EinleitungAbb. 12: Als am 23. Februar 1987 in der Großen Magellanschen Wolke die Supernova 1987A aufleuchtete, konnten auch einige Neutrinos von ihr nachgewiesenwerden. 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)der Neutrinos von der Supernova 1987Asind erst der Beginn der Neutrinoastronomie.Vor allem die rätselhaften astrophysikalischenBeschleuniger der energiereichenkosmischen Strahlung solltennach gängiger Vorstellung auch im „Neutrinolicht”hell leuchten. Da Neutrinos ingalaktischen und intergalaktischen Magnetfeldernnicht abgelenkt werden (imGegensatz zu den Protonen und Atomkernender kosmischen Strahlung), würdeeine Neutrinomessung direkt auf denUrsprungsort am Himmel deuten.Neutrinoteleskope haben indes wegender seltsamen Eigenschaften dieser Teilchenkeinerlei Ähnlichkeit mit optischenTeleskopen. Forscher suchen sich geeigneteMedien, wie Wasser, Eis oder organischeFlüssigkeiten, in denen eintretendeNeutrinos schwache Lichtblitze auslösen.Diese beobachten sie dann mitempfindlichen Detektoren. Das bishergrößte Neutrinoteleskop existiert amSüdpol, wo in der AMANDA genanntenAnlage 677 Photomultiplier ein Volumenvon etwa 0,1 Kubikkilometer antarktischesEis überwachen. Mit dem Ausbauzum Kubikkilometer großen IceCube-Experiment (4800 Photomultiplier) wurdeinzwischen begonnen. Im Mittelmeersind ähnliche Experimente geplant oderbereits als Prototypen gebaut.û Baikal/AMANDA/IceCube S.74 û ANTARES S.76Verwandlungskünstler der QuantenweltWie passen Neutrinos in das heutebekannte Baukastensystem der Elementarteilchen?Alle normale Materiebesteht aus Quarks, die sich aufgrundder „starken Wechselwirkung“ oder„Farbkraft“ untrennbar zu Protonen undNeutronen verbinden. Diese lagern sichzu Atomkernen zusammen und umgebensich aufgrund der elektromagnetischenWechselwirkung mit einer Hülleaus Elektronen. Kern und Elektronenhüllekennzeichnet die Atome,die Bausteineder uns bekannten Materie (Abb. 13).Diese bekannten Mitglieder des Teilchenzooswerden heute in drei Familieneingeteilt. Die erste Familie bildet dienormale Materie. Sie besteht aus UpundDown-Quarks sowie Elektronen undElektron-Neutrinos. Letztere unterliegenweder der elektromagnetischen nochder Farbkraft, sondern „spüren“ lediglichdie schwache Kraft und die Gravitation.15

Abb. 13: Alle normale Materie ist aus Quarksund Elektronen aufgebaut. (Grafik: CERN)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 Protonenund zwei Elektronen zu einem Heliumkern(zwei Protonen, zwei Neutronen)verschmelzen. Bei diesen Fusionsreaktionenwird Energie frei, und es entstehenauch zwei Neutrinos. Auf dieseWeise erzeugt die Sonne ihre Energie,und deshalb leuchtet sie auch im „Neutrinolicht“,das uns direkt aus ihrem Zentralbereicherreicht (Abb. 11a).û Borexino/LENA S. 50Es ist ein bisher unerklärtes Rätsel derElementarteilchenphysik, dass es nebendieser vierköpfigen Teilchenfamilie nochzwei weitere Familien gibt. Deren Mitgliederhaben größere Massen. Andersals ihre Verwandten aus der ersten Familiebilden sie aber keine stabile Materie.Man kann im Labor lediglich kurzlebigeMaterie herstellen, die teilweise aushöheren Familien besteht (Abb. 14).16Das mittelschwere Pendant des Elektrons,das Myon, wurde zuerst in der kosmischenStrahlung nachgewiesen. DasTauon oder Tau-Lepton wurde bei Experimentenin Teilchenbeschleunigern entdeckt;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-Neutrinoweiter. Allerdings, und das kennzeichnetNeutrinos, ändern sie unterwegsihre Familienzugehörigkeit. Bei derumgekehrten Reaktion kann das Neutrinoals Elektron auferstehen, das seineReise ursprünglich als Myon begonnenhatte. Neutrinos können periodisch ihreFamilienzugehörigkeit wechseln, weshalbman von Neutrinooszillationenspricht.Diese Eigenschaft löste das so genannteSonnenneutrino-Rätsel. Es bestand darin,dass man wesentlich wenigerElektron-Neutrinos von der Sonne registrierteals es die Sonnenmodelle vorhersagten(Abb. 15). Der Grund besteht darin,dass die Neutrinos auf dem Weg von derSonne zur Erde ihre Familienzugehörigkeitwechseln, das heißt ein Teil derElektron-Neutrinos wandelte sich inMyon- und Tau-Neutrinos um. Sie fehltenalso nur scheinbar im erwartetenFluss der Elektron-Neutrinos.Heute sind diese Oszillationen in vielfältigerWeise nachgewiesen. So treten sieganz deutlich bei Neutrinos auf, die alsSekundärprodukte bei Kollisionen derkosmischen Strahlungsteilchen mitAtomkernen in der Erdatmosphäre entstehen.Neutrinooszillationen kann es aber nurgeben, wenn diese Teilchen nicht verschwindendeRuhemassen besitzen. Erstder Nachweis von Oszillationen in densolaren und atmosphärischen Neutrinoflüssensowie mittlerweile in irdischenExperimenten bewies, dass Neutrinosnicht, wie früher gedacht, masselos sind,etwa wie Photonen. Ihre winzigen Massenwerteund großen Familienmischungenwerfen aber neue Rätsel auf, weil siein theoretischen Ansätzen zur Erklärungvon Neutrinomassen nicht erwartet wurden.Die genauere Untersuchung derOszillationen zwischen den drei Familienin neuen Experimenten und ein fundamentalestheoretisches Verständnis desUrsprungs der Neutrinomassen ist einHauptanliegen der modernen Neutrinophysik.û Theoretische Neutrinophysik S. 40û Double Chooz S.46

1. Familie Up u2. Familie Charm cQuarksLeptonenLadung +2/3 Ladung -1/3 Ladung -1 Ladung 0Down d Elektron eStrange se-Neutrino νMyon µ µ-Neutrino νeµEinleitung3. Familie Top tBottombTauon τ τ-Neutrino ντGravitationSchwache WechselwirkungElektromagnetische WechselwirkungStarke WechselwirkungAbb. 14: Die bekannten elementaren Grundbausteine derMaterie bestehen aus drei Familien von Quarks, Elektronenund 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 Standardmodellder Teilchenphysik unvollständig sein muss.Abb. 15: Der amerikanische Physiker Ray Davis registrierteals Erster Neutrinos von der Sonne und stießdabei auf das Sonnenneutrino-Rätsel. Sein Detektorbestand aus einem großen mit Tetrachloräthylengefüllten Tank, in dem die Neutrinos bei Kernreaktionenwenige Argon-37-Isotope erzeugen, die mit einerhochsensitiven Methode nachgewiesen wurden.Davis erhielt hierfür 2002 den Nobelpreis für Physik.Gewogen und zu leicht befundenKönnten Neutrinos die Dunkle Materiedes Universums sein? Die im Urknall desUniversums entstandenen Neutrinoshaben heute eine Dichte von 110 Neutrinospro Kubikzentimeter für jede der dreiFamilien. Somit tragen Neutrinos ingeringem Maße zur Dunklen Materiebei. Es ist daher von größter Wichtigkeit,die Absolutmassen der Neutrinos experimentellzu bestimmen – ein extremschwieriges Unterfangen. Zudem messenalle bisherigen Experimente lediglichdie Massendifferenzen zwischenjeweils zwei Neutrinoarten.û KATRIN S. 42 û GERDA S. 44Kosmologische Präzisionsbestimmungenermöglichen es,die Summe der Neutrinomassenauf indirektem Wege starkeinzuschränken. Sicher ist man sichdarin, dass die Massen sehr gering sind.Damit müssen sich diese Teilchen im frühenUniversum sehr schnell bewegthaben. Aus diesem Grunde muss selbstein kleiner Anteil von Neutrinos die kosmischeStrukturbildung (Galaxien undGalaxienhaufen) sichtbar anders beeinflussthaben, als man es vom Hauptanteilder Kalten Dunklen Materie erwartet,deren Teilchen langsam waren. Ausder Beobachtung der Galaxienverteilungkann man demnach etwas über dieMassen der Neutrinos erfahren. Das Universumdient gewissermaßen als „Neutrinowaage”.Warum gibt es Materie?Entgegen anfänglicher Vermutungenstellen Neutrinos also nur einen sehrkleinen Teil der Dunklen Materie. Gleichwohlhaben sie wahrscheinlich eine entscheidendeRolle bei der Entstehung dergewöhnlichen Materie im Urknall gespielt.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 Materieartengegenseitig vernichtet, und esgäbe im heutigen Universum nur Strahlung.Es muss daher kurz nach demUrknall einen kleinen Überschuss anMaterie gegenüber Antimaterie gegebenhaben. Warum?Des Rätsels Lösung steckt möglicherweisein einer vermuteten Eigenschaftder Neutrinos: Diese sind wahrscheinlich– im Gegensatz zu den elektrischgeladenen Bausteinen der Materie –gleichzeitig ihre eigenen Antiteilchen.Diese Zwitterrolle ermöglicht denMechanismus der so genannten Leptogenese,bei dem die kleinen Neutrinomassenfür die Existenz aller Materieund damit unsere eigenen Existenz verantwortlichsind. Es ist daher von größterBedeutung herauszufinden, ob Neutrinosund Antineutrinos tatsächlich identischsind.û Theoretische Neutrinophysik S. 40Derzeit lässt sich dies nur durch dieBeobachtung extrem seltener radioaktiverKernzerfälle (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 teilchenphysikalischenUrsprung der Neutrinomassenzu klären.û GERDA S. 44Ein besseres Verständnis der Neutrinosgewährt uns gleichzeitig neue Einblickein den Mikrokosmos der elementarenQuanten wie in den Ursprung des Universumsim Großen.17

Abb. 16: Teilchen der kosmischen Strahlung lösen inder Hochatmosphäre eine Lawine von Sekundärteilchenaus. (Grafik: CERN)3 | Kosmische Strahlungund die energiereichstenHimmelskörper18Astronomie und Kosmologie üben aufdie Öffentlichkeit eine starke Faszinationaus. Ein Grund hierfür sind die brillantenHimmelsaufnahmen der modernen Teleskope.Für jeden Spektralbereich, vonden Radiowellen bis hin zu Röntgenstrahlen,gibt es heute leistungsfähigeInstrumente. In der Öffentlichkeit vergleichsweiseunbemerkt geblieben isthingegen bislang der Schwarm hochenergetischerTeilchen, 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 kosmischeStrahlung auch die Wolkenbildungbeeinflusst und damit für unserKlima mit verantwortlich ist.Die Astroteilchenphysik hat seit kurzemden Bereich der hochenergetischenStrahlung erschlossen und wird damitfaszinierende Einblicke in die energiereichstenVorgänge im Universum bekommen.Teilchenbeschuss aus dem AllDer 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 Vermutung,dass energiereiche Teilchen ausdem Kosmos dies bewirken. Dann müsste,so folgerte Hess, die elektrische Leitfähigkeitin großer Höhe ansteigen. Zwischen1911 und 1913 stieg der wagemutigeForscher mit Freiballonen in Höhenvon über 5000 Meter auf und konnte denvorhergesagten Effekt tatsächlich nachweisen(Abb. 17). Damit lieferte er denBeweis, dass kosmische Strahlungsteilchenin die Atmosphäre eindringen unddarin Atome ionisieren. Den Begriff kosmischeStrahlung prägte 1924 der amerikanischePhysiker Robert Millikan.Heute ist bekannt, dass die kosmischeStrahlung im Wesentlichen aus Atomkernenmit ganz unterschiedlichen Energienbesteht. Diese sind mitunter umviele Zehnerpotenzen höher als in dengrößten Teilchenbeschleunigern auf derErde (Abb. 18). Die energiereichsten Atomkerne,die man bislang registriert hat,

EinleitungAbb. 17: Historisches Foto von Victor Hess kurz vor einem seiner Aufstiegeim Forschungsballon.Abb. 18: Das Energiespektrum der Teilchen der kosmischenStrahlung erstreckt sich über 13 Zehnerpotenzen. Insbesonderedie Herkunft der Teilchen mit höchsten Energien ist ungewiss.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 Universumszusammen.Auf der Suche nach denkosmischen BeschleunigernBei all den Fortschritten der vergangenenJahrzehnte ist immer noch weitgehendunbekannt,welche Himmelskörperdie Teilchen beschleunigen und auf welcheWeise dies geschieht. Eines ist aberklar: Die physikalischen Prozesse müssensich fundamental von denen unterscheiden,die beispielsweise für das sichtbareLicht der Sterne verantwortlich sind.Letztere nennt man „thermische Strahlung.“Ihre Energie wächst mit der Temperaturdes leuchtenden Himmelskörpers.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 kommen.Hierfür müssen andere Mechanismenverantwortlich sein, die man alsnicht thermisch bezeichnet.û Kosmische Strahlung S.58Das energiereichste Ereignis im Universum,der Urknall, scheidet als Herkunftsquelleaus. Aus dem Anteil radioaktiverKerne mit „kurzen“ Zerfallszeiten in derkosmischen Strahlung kann man nämlichschließen, dass zwischen der Erzeugungder 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 spekuliertman auf einen Ursprung in fernenGalaxien.Das Studium der kosmischen Strahlungist auch fast hundert Jahre nach Hess’Ballonflügen immer noch ein schwierigesUnterfangen.Wenn ein hochenergetischesTeilchen in die Atmosphäre eindringt,so stößt es in 20 bis 30 km Höhemit einem Atomkern zusammen. Diebeiden Kerne zerplatzen, und neue Teilchenwerden frei, die weiter in Richtung19

5 LichtjahreAbb. 19: Elektrisch geladene Teilchen werden in deninterstellaren Magnetfeldern unseres Milchstraßensystemsabgelenkt. Nur Teilchen mit den höchstenEnergien sowie die neutralen Neutrinos fliegenauf geradlinigen Bahnen.Abb. 20: In den Schockwellen von Supernova-Überresten,wie dem hier gezeigten Cassiopeia A, werdenTeilchen beschleunigt. Diese Aufnahme ist eineÜberlagerung von Bildern der WeltraumteleskopeChandra (Röntgen, blau und grün), Hubble (optisch,gelb) und Spitzer (mittleres Infrarot, rot). Das kompaktetürkise Objekt (im Kästchen) ist der nur imRöntgenbereich sichtbare Neutronenstern.(Foto: NASA/JPL-CalTec/O.Krause)Abb. 21: Auch Pulsare sind kosmische Teilchenbeschleuniger.Hier zu sehen ist die nahe Umgebungdes Pulsars im Krebsnebel, aufgenommen mitden Weltraumteleskopen Chandra und Hubble.(Foto: NASA/ESA)Erdboden rasen. Diese treffen erneut aufAtomkerne und lösen weitere Teilchenaus. Erst wenn die Energie des Primärteilchensin dieser Kaskade aufgebraucht ist,kommt der Prozess zum Erliegen. Auf derErde kommt ein so genannter Luftschaueran. 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 einigenMilliarden Elektronenvolt wird einSatellit noch von vielen Teilchen proSekunde getroffen. Für die kosmischenBeschleuniger in unserer Galaxis sindaber Energien bis zu 10 15 Elektronenvoltcharakteristisch. Von ihnen kommt amOberrand der Atmosphäre gerade nochein Teilchen pro Jahr und Quadratmeteran. Bei den allerhöchsten Energien oberhalbvon 10 20 eV erreicht uns etwa nochalle hundert Jahre ein Teilchen pro Quadratkilometer.Ein Satelliteninstrumentmit einer etwa einen Quadratmeter großenMessfläche müsste hundert MillionenJahre auf den ersten „Treffer“ warten.20Die einzige, heute gangbare Alternativezu Weltraumexperimenten besteht darin,am Boden Stationen aufzubauen, mitdenen sich die Luftschauerteilchen nachweisenlassen. Aus ihren Eigenschaftenlässt sich dann auf Art und Energie desPrimärteilchens rückschließen. Doch dieseArt der Beobachtung ermöglicht esnicht, die Quelle eines Primärteilchens zuermitteln oder gar Bilder von Himmelskörpernherzustellen. Magnetfelder iminterstellaren Raum lenken die elektrischgeladenen Teilchen von ihren Bahnen abund verschleiern somit jegliche Richtungsinformation.Allenfalls bei denenergiereichsten Teilchen besteht dieHoffnung, einzelne Quellen am Himmellokalisieren zu können (Abb. 19).Rätsel der höchsten EnergienDie Herkunft der energiereichsten Teilchenim Universum zählt mit zu denSchlüsselfragen der modernen Astrophysik.Die heißesten Kandidaten sindSupernovae (Abb. 20). Bei einem solchenEreignis entfernt sich eine ExplosionsoderSchockwelle mit einigen zehntausendKilometern pro Sekunde vom Vorläuferstern.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 Teilchenin ihren extrem starken Magnetfeldernbeschleunigen (Abb. 21).Die Beschleunigung in Supernova Schockwellenreicht aber nach heutigem Wissennicht aus,um die allerhöchsten in der kosmischenStrahlung gemessenen Energienzu erklären. Größere und stärkere Schockwellentreten wahrscheinlich in Teilchenstrahlenaktiver 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. Innerhalbdieses Abstandsradius gibt es abernur sehr wenige Galaxien um unserMilchstraßensystem herum,die als kosmischeBeschleuniger überhaupt in Fragekommen.

EinleitungAbb. 22: Die mächtigstenTeilchenbeschleuniger sindvermutlich aktive Galaxien,in deren Zentrum ein riesigesSchwarzes Loch sitzt,das zwei Teilchenstrahlen(Jets) erzeugt. (Foto: NRAO)Abb. 23: Das Band der Milchstraße in drei verschiedenenSpektralbereichen: Im Infraroten (oben) siehtman interstellare Staubwolken, im Optischen dominiertdas Sternlicht und in dem Bereich extremhoher Gammaenergie sieht man die „kosmischenBeschleuniger“, vor allem Supernova-Überreste.(Fotos: Oben S. L. Wheelock et al., Mitte: A. Mellinger)Eine erst kürzlich veröffentlichte Hypothesevermutet einen ganz anderenUrsprung für einen Teil der kosmischenStrahlung. Sie könnte vielleicht bei Zerfällensehr schwerer und bisher unbekannterElementarteilchen oder andererRelikte aus dem Urknall entstehen.Die neuen InstrumenteMit einer neuen Generation von Messinstrumentenuntersuchen Astroteilchenphysikerheute und in naher Zukunftdiese rätselhaften Teilchen. In Argentinienentsteht derzeit das Pierre-Auger-Observatorium, eine riesige Anlage, beider zahlreiche Detektorstationen aufeiner Fläche von über 3000 km 2 verteiltwerden. Mit ihm werden die Luftschauerregistriert, um daraus die Energien, Einfallsrichtungenund andere Eigenschaftender kosmischen Strahlungsteilchenbei allerhöchsten Energien genau zu vermessen.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. 66Bei niedrigeren Energien ist dies wegender Ablenkung in den interstellaren Magnetfeldernnicht 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 Strahlungnoch im Umfeld ihres Entstehungsortesmit interstellarem Gas oder mitStrahlung in Wechselwirkung treten.Anders als die Teilchen selbst breiten sichdie Gammaquanten und Neutrinos geradlinigaus. Sie erlauben es also, dieQuellen zu identifizieren und sogar Himmelsaufnahmenanzufertigen.û H.E.S.S. S.68 û MAGIC S.70 û GLAST S.72û Baikal/AMANDA/IceCube S.74û ANTARES S.76Hochenergetische Gammastrahlung wirdmit modernen Anlagen beobachtet. Sienutzen die Atmosphäre gewissermaßenals Leuchtschirm. Dringt ein Gammaquantin die Atmosphäre ein, so entstehenbei Kollisionen mit Atomkernen elektrischgeladene 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 hochenergetischerGammastrahlung zu erstellen.û H.E.S.S. S.68 û MAGIC S.70Diese Generation neuer Instrumentewird in den kommenden Jahren vieleRätsel der kosmischen Strahlung klären– und sehr wahrscheinlich wird sie neueFragen aufwerfen. Interessant an diesemForschungsgebiet sind auch die vielenSynergien 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 Potentialdifferenzvon 1 V beschleunigtwird. Die Quanten (Photonen) dessichtbaren Lichts haben ebenfallsEnergien von rund 1 eV.In den größtenirdischen Beschleunigern werdenEnergien bis zu 10 12 eV erreicht.Die energiereichsten Teilchender kosmischen Strahlungerreichen fast 10 21 eV.!21

4 | Gravitationswellen:am Puls des UniversumsUnter den durchweg recht jungen Bereichender Astroteilchenphysik ist die Gravitationswellenforschungam jüngsten.Ihre Wurzeln reichen jedoch weit zurück,bis ins Jahr 1915. Damals vollendete Einsteindie 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 Bewegungvon Licht und Materie. Auch dieErde beispielsweise krümmt die umgebendeRaumzeit. Eine vorbeifliegendeRaumsonde wird hierin abgelenkt undauch die Bahn des Mondes ist eine Folgeder Raumkrümmung.22Wenn Massen sich beschleunigt bewegen,erzeugen sie in der RaumzeitgeometrieStörungen, die wellenartige mitLichtgeschwindigkeit den Raum durcheilen.Das sind Gravitationswellen. Mankann sich dies ähnlich vorstellen, wiesich ausbreitende Wellen auf einemTeich, in den man einen Stein geworfenhat. Der Durchgang einer Gravitationswelleäußert sich durch rhythmische Stauchungenund Dehnungen des Raums, dasheißt die Abstände zwischen Objektenim Raum ändern sich.û Theorie Gravitationswellen S. 82Einstein selbst glaubte, der Effekt sei soklein,„dass man Gravitationswellen wohlnie beobachten wird“, wie er 1916 in seinerArbeit 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 Leistungenvon 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 Größenim Universum. Zwei kompakte Neutronensternebeispielsweise, die sich imAbstand von hundert Kilometern miteiner Periode von einer HundertstelSekunde umkreisen, erzeugen eine Leistungvon 10 45 Watt. In dieser Größenordnungliegt auch die in Form von Gravitationswellenabgestrahlte Leistungbei einer Supernova. Ereignisse dieser Artwollen Gravitationsphysiker messen.

EinleitungAbb. 24 und 25: In dieser Computersimulation bewegen sich die Gravitationswellen nach dem Zusammenprallzweier 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 GravitationswellendetektorenGEO600 oder LISA beim Durchgang einer Gravitationswelle aufzeichnen würden.Erst dann kann in den Detektordaten gezielt nach Signalen gesucht werden.Doch selbst bei einer im kosmischenMaßstab vergleichsweise nahen Supernovain einer Nachbargalaxie verändertdie entstehende Gravitationswelle denAbstand zwischen Erde und Sonne nurum den Durchmesser eines Wasserstoffatoms,und das auch nur für wenige tausendstelSekunden. Für kürzere Messstreckenist die Stauchung entsprechendkleiner:Der Abstand zwischen Testobjekten,die einen Kilometer voneinanderentfernt sind, ändert sich nur um einTausendstel des Durchmessers einesProtons. Diese extrem geringe Längenänderungverdeutlicht die technischenHerausforderungen beim Bau eines Gravitationswellen-Detektors.Gravitationswellen gehören zu denwenigen von der Allgemeinen Relativitätstheorievorhergesagten Phänomenen,die bislang nicht direkt nachgewiesenwerden konnten. Die erste zweifelsfreieMessung wäre somit eine weitereglänzende Bestätigung von EinsteinsTheorie. Gleichzeitig enthalten GravitationswellenInformationen über Vorgängeim Kosmos, die man auf keine andereArt und Weise erhalten kann.Indirekter und direkter NachweisAuf indirektem Wege ließen sich Gravitationswellenbereits nachweisen. Diebeiden amerikanischen RadioastronomenRussell Hulse und Joseph Taylor entdeckten1974 ein sehr seltenes Objekt:zwei sich eng umkreisende Pulsare. Dadie Astronomen von beiden KörpernRadiopulse mit äußerst genauer Periodeempfingen,eigneten sich die beiden Körpergewissermaßen als sehr genaugehende kosmische Uhren. Für ein solchesSystem sagt die Allgemeine Relativitätstheorieeinen merklichen Energieverlustdurch die Abstrahlung von Gravitationswellenvoraus. Als Folge davonmüssten sich die beiden Sterne einanderannähern und immer schneller einanderumkreisen. Diese Abnahme der Umkreisungsdauerkonnten Hulse und Tayloraus der jahrzehntelangen Beobachtungder Radiopulse nachweisen. Ihr Wertstimmt exakt mit der relativistischenVorhersage überein.Gravitationswellen-Astronomie wird jedocherst 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 schwerenAluminiumzylinder. Ziel war es,23

Abb. 26: Das Weltrauminterferometer LISA wird aus drei Satelliten bestehen, dieein Dreieck mit fünf Millionen Kilometer Kantenlänge aufspannen. Diese Computergrafikzeigt, wie die Satelliten aus der Trägerrakete austreten und ihrenFormationsflug beginnen.Abb. 27: Die optischen Komponenten des Gravitationswellen-DetektorsGEO600 müssen exakt justiert werden. Nur so ist es möglich, die minimalenRaumverzerrungen zu messen, die eine Gravitationswelle hervorruft.Gravitationswellen zu messen, die querdurch den Zylinder laufen und diesendabei zu Vibrationen anregen. Die dadurcherzeugten Verformungen desZylinders wollte Weber mit Hilfe hochempfindlicherVerstärker nachweisen.Ein eindeutiger Nachweis gelang ihmjedoch nicht.Anfang der 1970er-Jahre erkannte man,dass ein Michelson-Interferometer idealgeeignet sein sollte, die von Gravitationswellenerzeugten Effekte nachzuweisen.Es misst die Phasenverschiebungzwischen zwei Lichtwellen, diejeweils einen von zwei Interferometerarmendurchlaufen. 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 einem24Photodetektor überlagert. Hier entstehtein Interferogramm. Läuft eine Gravitationswelledurch die Anlage hindurch, soverändern sich kurzzeitig die Längen derbeiden Lichtwege. Dadurch sind die beidenLichtwellen nicht mehr in Phase,wassich in einem Flimmern des Interferogrammsäußert.Weltweit gibt es derzeit vier Anlagen,die nach diesem Prinzip arbeiten. Dazugehört das deutsch-britische ProjektGEO600. û Geo600/LISA S. 84Die Vielzahl der Antennen ermöglicht es,die Quellen von Gravitationswellen amHimmel zu lokalisieren. Aufgrund einerVielzahl natürlicher Störquellen könnendiese Interferometer nur im Frequenzbereichvon 1 Hz bis 10 000 Hz messen. Dieeinzige Chance, auch Gravitationswellenmit geringerer Frequenz erfassen zu können,besteht in der Messung im Weltraum.Dies soll mit LISA (Laser InterferometerSpace Antenna), einem Gemeinschaftsprojektvon NASA und ESA, abcirca 2015 möglich sein. Bereits heutesind Testsatelliten im Bau, die voraussichtlich2009 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 rotierendenPulsaren liefern hierzu völlig neueErkenntnisse. Diese dienen dazu, optimaleAlgorithmen und Suchstrategienzu entwickeln, um in den Detektordatensolche Signale zu finden.

EinleitungAbb. 28: Das südlich von Hannover gelegene GEO600. Man erkennt die beiden senkrecht zueianderliegenden, 600 Meter langen Arme des Interferometers und das Zentralhaus, in dem sich Laser, Strahlteilerund Signalaufnahme befinden.Die energiereichstenVorgänge im KosmosGravitationswellen werden zwar vonallen beschleunigt bewegten Körpernausgesandt, aber die Chance, sie nachzuweisenbesteht nur bei den energiereichstenVorgängen im Kosmos.Voraussichtlichlassen sich folgende Objektebeobachten. û Theorie Gravitationswellen S.82Supernovae Typ II: Wenn ein massereicherStern seinen Brennstoff verbrauchthat, bricht sein Kernbereich zu einemNeutronenstern zusammen, während erseine äußere Hülle mit großer Geschwindigkeitins All abstößt. Hierbeiwerden auch Gravitationswellen abgestrahlt.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 Neutronensternenund/oder Schwarzen Löchern:Die von diesen Systemen abgestrahltenGravitationswellen sollten Frequenzenzwischen etwa 10 und 100 Hzbesitzen und ebenfalls nachweisbarsein. Besonders spektakulär müsste dasSignal von zwei verschmelzenden kompaktenObjekten sein. Deren Häufigkeitist aber noch unsicher.Schnell rotierende Neutronensterne:Auch diese Körper senden Gravitationswellenaus, sofern sie nicht vollkommensymmetrische Kugelform besitzen. Dietypischen Frequenzen liegen hier zwischen10 und 1000 Hz.Der Urknall: Die Entstehung des Universumsim Urknall war der heftigste Vorgangin der Geschichte des Kosmos.Nach heutigen Theorien sollten damalsauch Gravitationswellen entstandensein, die heute das Universum als allgegenwärtigesRauschen durchziehen.Die heutige Generation erdgebundenerEmpfänger kann dieses Signal nichtnachweisen. Vielleicht wird dies mit demWeltraum-Interferometer LISA oder einerspäteren Generation von Gravitationswellen-Observatorienmöglich sein.Mit der Messung von Gravitationswellen,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.25

Astroteilchenphysik in DeutschlandKosmologie undDunkle Materieû Theoretische Teilchenkosmologie:vom Urknall bis heuteû Das Weltraumobservatorium Planck:Bilder des Mikrowellen-Himmelsû Virgo:Supercomputer simulierendie kosmische Strukturentstehungû CRESST:Jagd auf Teilchen der Dunklen Materieû EDELWEISS:Dunkle-Materie-Teilchen im Kristall

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 Prozentdominieren 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.Theoretische Teilchenkosmologie:vom Urknall bis heuteUmlaufgeschwindigkeit von Gas und Sternen um dasZentrum der Milchstraße.Wenn die Galaxis nur sichtbareMaterie enthielte, würden die Geschwindigkeitenmit wachsendem Abstand vom Zentrumabnehmen. In Wirklichkeit bleiben sie aber nahezukonstant. Dies ist ein deutlicher Hinweis auf die Gravitationswirkungvon Dunkler Materie.Etwa 370 000 Jahre nach dem Urknall, als sich dieersten Atome bildeten, wurde das Universum „durchsichtig“für die kosmische Hintergrundstrahlung. AmHimmel erscheint sie als Strahlungsfeld mit vielenFlecken. Diese Fluktuationen sind die Ursprünge derheutigen Galaxien und Galaxienhaufen. Dieses Diagramm(Leistungsspektrum) zeigt die Größenverteilungder Fluktuationen. Es birgt Informationen überdie Dunkle Materie und Dunkle Energie (WMAP-Collaboration).Die Dunkle Energie erfüllt das Universumund führt dazu, dass es heute beschleunigtexpandiert. Die Dunkle Materiemacht sich in vielen astrophysikalischenBeobachtungen aufgrund ihrer Schwerkraftwirkungbemerkbar, ist aber völligunsichtbar. Diese beiden rätselhaftenPhänomene lassen sich nur verstehen,wenn wir die Physik des Großen mit derdes Kleinen zusammenführen. Hier sinddie theoretischen Konzepte vereinheitlichterTheorien gefragt – Superstringtheorien,Theorienmit zusätzlichen Raumdimensionenoder auch ganz neue Ideen.Vielleicht wird die Dunkle Energie sogarzu einem zentralen Teil im großen Puzzleeiner vereinheitlichten Beschreibung allerfundamentalen Naturkräfte.Dunkle Energie – kosmologischeKonstante oder Quintessenz?Von der Dunklen Energie wissen wir bislanglediglich, 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 dynamischeDunkle Energie nennt man Quintessenz.Erstaunlich ist in beiden denkbarenFällen, dass ihr Wert sehr klein ist. Diezeitliche Variation der Dunklen Energie,beschrieben durch ein zeitlich veränderlichesKosmonfeld, hätte weitreichendeKonsequenzen: Eine derartige „fundamentaleWechselwirkung“ mit kosmischerReichweite könnte dazu führen,dass Naturkonstanten in Wirklichkeitnicht konstant sind, sondern sich imLaufe von Jahrmilliarden ändern. Aucheine winzige Verletzung des Äquivalenzprinzips,wonach alle Körper gleichschnell fallen, wäre dann möglich.Die Herausforderung an die theoretischePhysik, den winzigen Wert einer KosmologischenKonstante zu erklären oderden Ursprung des Kosmonfelds derQuintessenz zu begründen, ist gewaltig.Es gibt eine Vielzahl von Ansätzen, diesim Rahmen der Superstringtheorie oderdurch Effekte zusätzlicher Raumdimensionenzu lösen. Alternative Ideen innerhalbder Gravitationstheorie könnten zueiner effektiven Konstante oder einemeffektiven Skalarfeld führen. Die Einschränkungder Vielzahl der Modelledurch kosmologische Beobachtungen isteine herausragende Aufgabe für diekommenden Jahre.Dunkle Materie – Teilchender Supersymmetrie?Astrophysikalische Beobachtungen habendazu 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 Teilchenphysik28Kontakt: Prof. Dr. Christof Wetterich · Institut für Theoretische Physik · UniversitätHeidelberg · Philosophenweg 16 · 69120 Heidelberg · Tel. 06221/549-340c.wetterich@thphys.uni-heidelberg.de

sagt in der Tat die Existenz eines stabilen,massiven Teilchens, oft WIMP genannt,vorher. Ein aus diesen Teilchen bestehendesGas könnte die gesamte Menge derDunklen Materie erklären. Auch eineErweiterung der Quantenchromodynamik,welche die Kräfte zwischen denQuarks beschreibt,sagt die mögliche Existenzeines sehr leichten Teilchens voraus:das Axion, ein weiterer Kandidat fürdie Dunkle Materie. Es gibt zur Zeit zweiMöglichkeiten, Hinweise auf die Existenzdieser Teilchen zu bekommen: Entwederdurch Experimente am zukünftigenLarge 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 zwischender Dunklen Materie und der DunklenEnergie gibt. Sie könnte bei ausreichenderStärke die Entstehung der Galaxienund Galaxienhaufen beeinflussthaben. Für das detaillierte quantitativeVerständnis dieser Strukturentstehungsind auch die Eigenschaften der Neutrinoswichtig – insbesondere ihre nochunbekannte Masse.Baryonische Materie – Asymmetrieim UrknallKurz nach dem Urknall müssen Materieund Antimaterie in fast gleichen Anteilenexistiert haben. Stoßen Teilchen dieserbeiden Materiearten zusammen, sovernichten sie sich und gehen vollständigin Strahlung auf. Dass es heute dennochMaterie und damit auch uns Menschengibt, verdanken wir einem winzigenÜberschuss von Baryonen über Antibaryonen.Wiekam sie zustande? Dies isteine der brennenden Fragen der theoretischenTeilchenkosmologie. Die Ursachehierfür könnten schwere Neutrinos oderandere superschwere, unentdeckte Teilchengewesen sein, die unmittelbar nachdem Urknall zerfallen sind. Auch sogenannte Phasenübergänge oder Teilchenproduktionin den Anfangsphasendes Universums werden heute diskutiert.Das inflationäre Universum – von derUnordnung zur OrdnungNach derzeitigen Modellen setzte unmittelbarnach dem Urknall eine rasante,so genannte inflationäre Expansiondes Raumes ein. Sie ist Gegenstandintensiver theoretischer Forschungen.Während der Inflation entstanden ausQuantenfluktuationen winzige Schwankungenin der Geometrie des Raums, diesich in der heute beobachtbaren kosmischenHintergrundstrahlung widerspiegeln.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 wurden.Der Schlüssel zum Verständnis diesesVorgangs liegt in der Entwicklungneuer theoretischer Methoden, genauer:in der Entwicklung der Quantenfeldtheorieaußerhalb des Gleichgewichtes.Unterstützt werden diese theoretischenEntwicklungen durch Experimente. Amzukünftigen LHC und am RHIC in Brookhavenwerden schwere Atomkerne vonBlei oder Gold mit extrem hohen Geschwindigkeitenaufeinander geschossen.Dabei entsteht ein Energieball, wie erMillionstel Sekunden nach dem Urknallexistierte. Hierbei will man den vorhergesagtenPhasenübergang vom Quark-Gluon-Plasma zu Hadronen, den „normalenTeilchen“ unserer Welt, beobachten. AusblickFortschritte in der Theorie der Elementarteilchenund der zwischen ihnen wirkendenKräfte sind zentrale Aufgaben für einkohärentes Bild unseres Universums.Eine Vielzahl von Initiativen in Deutschlandgeht diese Herausforderungen dertheoretischen Teilchenkosmologie an.Ein virtuelles Institut (Virtual Institute forParticle Cosmology, VIPAC) der Helmholtz-Gemeinschaftwurde kürzlich gegründet.Mehrere Sonderforschungsbereicheder Deutschen Forschungsgemeinschaftund Exzellenz-Cluster imRahmen der bundesweiten Exzellenz-Initiative stehen zur Entscheidung an.Eine konzentrierte Anstrengung kann dieinternational hoch angesehene Teilchenkosmologiein Deutschland in eine führendePosition im weltweiten Wettbewerbbringen.➥ Aktivitäten der theoretischen Teilchenkosmologie:DESY (Hamburg), Max-Planck-Institute für Gravitationsphysik(Golm) und für Physik (München), UniversitätenBielefeld,Bonn,Heidelberg,Köln und MünchenKosmologie und Dunkle MaterieBerechnete 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-Modellemit unterschiedlichen Anteilen früher Dunkler Energie (rot, blau). ZukünftigeBeobachtungen sollen zwischen diesen Möglichkeiten unterscheiden.Bei der Kollision von zwei Gold-Atomkernen imRHIC-Beschleuniger entsteht eine Fülle neuerTeilchen. Mit solchen Experimenten simuliert manBedingungen, wie sie Millionstel Sekunden nachdem Urknall existierten (Foto: BNL).29

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 LändernEuropas einschließlich Deutschlands sowie den USA und Kanada sind daran beteiligt.Das Weltraumobservatorium Planck:Bilder des Mikrowellen-HimmelsSchematische Entwicklungsstufen des Universums.Nach dem Urknall entstand die kosmische Hintergrundstrahlungund aus den ersten Fluktuationen imUrgas bildeten sich die Galaxien. Wegen der endlichenLaufzeit des Lichts schauen wir beim Blick insUniversum in dessen Vergangenheit zurück (Grafik:WMAP).Die Mikrowellen-Hintergrundstrahlungist die älteste Kunde, die wir aus demUniversum empfangen. Winzige Temperaturschwankungenin dieser Reliktstrahlungbergen eine Fülle von Informationenüber den Urzustand des Universumsund seine Entwicklung. Diesem„kosmischen Fingerabdruck“ überlagertsind aber Signale aus späteren Epochendes Kosmos. Sie stammen vor allemvon 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 Temperaturetwa 370 000 Jahre nach demUrknall bis auf circa 3 000 Kelvin gefallenwar, entstanden die ersten Atome, unddamit 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, warendamals schon angelegt und erscheinenals winzige Temperaturschwankungenin dem Mikrowellenhintergrund.Ihre Abweichung von der mittleren Temperatur,die 2,7 Kelvin beträgt, liegt imBereich von Millionstel Grad. Diese Fluktuationenwurden 1992 mit dem SatellitenCOBE (Cosmic Background Explorer)entdeckt und bilden eine der wichtigstenInformationsquellen über das Universum.Seit 2002 studiert das amerikanischeWeltraumteleskop Wilkinson-MAPLinks:Test eines Prototypen von Planck; Rechts: Modelldes Satelliten mit angedeutetem Strahlengang überdie beiden Teleskopspiegel zur Fokalebene (Foto: ESA).30Kontakt: Dr. Torsten Enßlin · Max-Planck-Institut für AstrophysikKarl-Schwarzschild-Straße 1 · 85741 Garching · Tel. 089-30000-2243ensslin@mpa-garching.mpg.de

diese Strahlung. Planck wird die Detailgenauigkeitdieses Satelliten um dasDreifache und die Empfindlichkeit etwaum das Zehnfache steigern. Außerdemwird der beobachtete Wellenlängenbereichum das Dreifache erweitert undneben der Temperatur auch die Polarisationdes Mikrowellenhintergrunds gemessen.Plancks Instrumenteund BeobachtungsweisePlanck wird 1,5 Millionen Kilometer vonder Erde entfernt stationiert. Von dortaus kann er – Erde und Sonne immer inseinem Rücken – die Mikrowellenstrahlungungehindert 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) zwischendrei und 0,3 Millimetern. Dabeiwerden verschiedene Detektoren verwendet.Das LFI setzt Transistoren ein,das HFI Bolometer, welche die Erwärmungdurch 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 vollständigabbilden.Störende VordergründeIn der zeitlichen Entwicklung des Universumsbildeten sich nach der Emissionder Mikrowellenstrahlung die kosmischenStrukturen. Sie erscheinen unsheute als Vordergrundobjekte und sinddem Strahlungsfeld überlagert. DieseStrukturen müssen zunächst sorgfältigaus den Aufnahmen entfernt werden,bevor sich die reine Mikrowellenstrahlunganalysieren lässt. Zu diesen Strukturengehören weit entfernte Galaxienmit vielen jungen Sternen, deren Strahlungin den Mikrowellenbereich hineinverschoben erscheint. Außerdem durchquertdie Mikrowellenstrahlung häufigGalaxienhaufen. Dabei werden ihrePhotonen durch die heißen Elektronendes Galaxienhaufens zu kleineren Wellenlängenhin gestreut. Deshalb werfenGalaxienhaufen bei Wellenlängen vonmehr als 1,4 mm einen Schatten, währendsie bei kleineren Wellenlängenleuchten. Auch die Milchstraße emittiertMikrowellenstrahlung durch verschiedeneMechanismen, zu denen die Synchrotronstrahlungschneller Elektronenund die Wärmestrahlung interstellarerStaubwolken gehört.Diese Vordergrundobjekte lassen sichzuverlässig vom Mikrowellenhintergrundtrennen, weil sie bei verschiedenenWellenlängen unterschiedlich hellstrahlen. Während bei großen Wellenlängendie Synchrotronstrahlung überwiegt,dominiert bei kleinen Wellenlängendie Wärmestrahlung. Dazwischenliegt ein Fenster, in dem der Mikrowellenhintergrundbesonders hell ist. Deswegenist der breite Wellenlängenbereichvon Planck so wichtig: Er ermöglichtes, den Mikrowellenhintergrundpräzise freizulegen.Was die genaue Bestimmung kosmologischerParameter stört, ist gleichzeitigeine hoch willkommene Informationsquellefür 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 Astrophysik(MPA) in Garching vertreten. Diedortige Gruppe ist für die Simulationwissenschaftlicher Daten verantwortlich– ein unentbehrliches Hilfsmittel beider Vorbereitung auf die Datenauswertung.Daneben wird am MPA die Steuerungssoftwarefür die gesamte Datenanalyseentwickelt. Die Kosmologiegruppeam MPA bereitet sich intensivauf die wissenschaftliche Auswertungder Planck-Daten vor.Die Daten,die Planck ab Anfang 2008 liefernsoll, werden es erlauben, die Eigenschaftendes Universums im Großensehr genau festzulegen. Damit wird diesesTeleskop das kosmologische Standardmodellweiter präzisieren. Die Forschererhoffen sich insbesondere mehrInformationen über die Rätsel der DunklenMaterie und der Dunklen Energiesowie die Frühphase des Universums.Darüber hinaus wird Planck eine Fülleastronomisch höchst wertvoller Datenliefern. Deutschland trägt durch Simulation,Analyse und Interpretation derDaten wesentlich zu diesem zentralenkosmologischen Projekt bei.http://planck.mpa-garching.mpg.de • Kosmologie und Dunkle Materie➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institut fürAstrophysik (Garching), Institut für TheoretischeAstrophysik der Universität HeidelbergIn 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 Galaxienhaufen.Die Entdeckungsrate ist trotz des intensiven Hintergrunds sehr hoch.31

Die Ursuppe aus Materie und Strahlung des frühen Universums zeigte winzige Dichteschwankungen,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 größtenSimulationen des Universums durchgeführt.Virgo – Supercomputer simulierendie kosmische StrukturentstehungDie obere Abbildung visualisiert die heutige großräumigeStruktur 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 vorausgesagteVerteilung der leuchtenden Galaxien aufder gleichen Skala, wobei sich rote Galaxien bevorzugtin Gruppen und Haufen finden, während dienoch sternbildenden blauen Galaxien die Filamentebevölkern.Die winzigen Temperaturfluktuationender kosmischen Mikrowellenstrahlungrepräsentieren die Dichteschwankungendes Universums etwa 370 000 Jahre nachdem Urknall. Mit numerischen Simulationenentwickelt man diesen einfachenAnfangszustand weiter und schlägt damiteine Brücke vom Urknall bis zumkomplexen Zustand des heutigen Universums.Ein Vergleich mit der beobachtetenMaterieverteilung überprüft danndie zugrundeliegende Vorstellung überdie Natur des Universums und die Entstehungder Galaxien. Dunkle Materieund Dunkle Energie spielen eine entscheidendeRolle.Der größte Teil der Materie im Universumbesteht offenbar aus bisher nochnicht identifizierten, schwach wechselwirkendenElementarteilchen. Die Gravitation,die von diesen Teilchen ausgeübtwird und der sie selbst folgen, ist entscheidendfür 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 Anziehungin einem expandierenden Universumund erhält so ein Modell der kosmischenStrukturentstehung. Man benötigtallerdings sehr effiziente Berechnungsverfahren,um die Gravitationskraft zwischenallen Teilchen genau zu bestimmen.Einfache Algorithmen skalieren mit demQuadrat der Teilchenzahl und sind deshalbfür 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 neuartigeVerfahren und Computerprogrammeentwickelt, um die geballte Rechenleistungund den gesamten Speicherparallel vernetzter Supercomputer zunutzen. Der Zusammenschluss vielerComputer ermöglicht, den dynamischenBereich kosmischer Simulationen erheblichzu steigern, wenn auch um den Preisgroßer Komplexität der Berechnungsprogrammeselbst, die auch die Kommunikationder Prozessoren und die Verteilungder Daten und der Rechenschrittesteuern.Die Millennium-SimulationIm Jahr 2005 hat das Virgo-Konsortiumdie bisher größte Simulation der kosmischenStrukturbildung vorgestellt, mitmehr als 10 Milliarden Teilchen. Ein Superrechnerder Max-Planck-Gesellschaft inGarching mit 512 Prozessoren benötigtedafür fast einen Monat,wobei der gesamteHauptspeicher von 1 Terabyte geradenoch ausreichte. Diese „Millennium-Simulation“ liefert eine detaillierte Beschreibungkosmischer Strukturbildung32Kontakt: Dr. Volker Springel · Max-Planck-Institut für AstrophysikKarl-Schwarzschild-Str. 1 · 85741 Garching · Tel. 089/30000-2238volker@mpa-garching.mpg.de

über einen Zeitraum von fast 14 MilliardenJahren, vom frühen Universum bisheute,in einem Raumgebiet,das mehr als2,3 Milliarden Lichtjahre Kantenlängeumfasst. Dies entspricht dem Volumender größten bisher durchgeführten systematischenGalaxienbeobachtungen, 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“ prüfenund weiterentwickeln.sum zu Massenfluktuationen auf großenSkalen führen. Ob diese charakteristischenMuster den Prozess der Strukturentstehungallerdings bis heute überlebthaben, lässt sich nur mit Rechnungenwie der Millennium-Simulation klären.Numerische Simulationen liefern auchdie genaue nichtlineare Massenverteilung,die sich aus der kosmischen Strukturentstehungmit Kalter Dunkler Materieergibt. Dieser entscheidende Schritterlaubt beispielsweise, die gravitativeLichtablenkung an Massenkonzentrationenwie Galaxienhaufen präzise zuberechnen. Ein Vergleich mit Beobachtungendieser Gravitationslinseneffektenen, die dann etwa mit den vom H.E.S.S.-oder MAGIC-Gammateleskop gemessenenStrahlungsflüssen verglichen werden. AusblickDie Weiterentwicklung der Simulationsprogrammeund die raschen Fortschritteder Computertechnologie erlauben inZukunft noch präzisere Modelle kosmischerStrukturentstehung. Insbesonderesollte es möglich werden, die komplexePhysik der Sternentstehung und desgleichzeitigen Wachstums superschwererSchwarzer Löcher direkt in Computermodelleeinzubeziehen. Schon heutesind die Simulationen unverzichtbarerwww.mpa-garching.mpg.de/galform/virgo • Kosmologie und Dunkle MaterieSimulationen von Galaxienkollisionen zeigen die Entstehungelliptischer Galaxien und das gleichzeitigeWachstum superschwerer schwarzer Löcher in ihrenZentren. Einströmendes Gas regt letztere währendder Kollision zu Quasar-Aktivität an.Hochaufgelöste Simulationen der Dunklen Materie in Galaxienhaufen zeugen von der reichen Substruktur inHalos und erlauben die Bestimmung der Dunklen Materiedichte in deren Zentren.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-liefert eine neuerliche Überprüfung derkosmologischen Modelle.Auch die Bestimmung der inneren Strukturgalaktischer Halos beruht fast ausschließlichauf Simulationen. Mit konkretenteilchenphysikalischen Modellender Dunklen Materie kann man dann dieAnnihilationsraten der Teilchen berech-Bestandteil astrophysikalischer Theoriebildung.Diese Bedeutung wird nochsteigen, gerade für die Galaxienentstehungmit ihrem besonders komplexenZusammenspiel vielfältiger physikalischerProzesse.➥ Deutsche Gruppen, die Strukturbildungnumerisch simulieren: AstrophysikalischesInstitut Potsdam (AIP) und Max-Planck-Institutfür Astrophysik (Garching)33

Es gibt im Universum mindestens fünfmal mehr unsichtbare Dunkle Materie als normale baryonischeMaterie. 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.CRESST – Jagd auf Teilchender Dunklen MaterieEin Tieftemperatur-Kalorimeter des CRESST-Experiments:ein Saphir-Kristall mit aufgebrachtem supraleitendemFilm aus Wolfram. Der Kristall hat eineKantenlänge von 4 cm und wiegt etwa 250 g. Er wirdbei etwa 0,01 Kelvin betrieben.Unterhalb einer kritischen Temperatur verliert dersupraleitende Film sehr schnell vollständig seinenelektrischen Widerstand. Wird der Film bei seiner kritischenTemperatur stabilisiert, führen kleine Temperaturschwankungenzu großen und damit messbarenSchwankungen im elektrischen Widerstand.34Woraus die Dunkle Materie besteht, istbisher nicht geklärt. Eine Reihe von Beobachtungenhat aber zu der Erkenntnisgeführt, dass sie wohl aus unbekanntenElementarteilchen besteht. Diese Teilchenkönnen nur sehr schwach mit normalerMaterie in Wechselwirkung tretenund sollten etwa die Masse eines schwerenAtomkerns haben. Sie werden WIMPsgenannt, für „Weakly Interacting MassiveParticles.“ Auch Teilchenphysiker erwartenaus 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 naheam absoluten NullpunktEine Möglichkeit zum Nachweis derDunklen Materie ergibt sich aus der Vermutung,dass die Teilchen an Atomkernenstreuen und dabei einen messbarenRückstoß auf den Kern übertragen. Allerdingspassiert 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 sprichwörtlicheStecknadel 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 Temperaturerhöhungdes 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 betriebenwerden.Ein solcher Detektor besteht aus Kristallenaus hochreinem Saphir (Al 2 O 3 ) oderKalziumwolframat (CaWO 4 ), auf diedünne Filme eines supraleitenden Materialsaufgebracht werden. Unterhalbeiner gewissen kritischen Temperaturverschwindet schlagartig der elektrischeWiderstand dieser Supraleiter. Stabilisiertman die Temperatur des dünnen Filmesbei dieser kritischen Temperatur, sowird bei kleinen Temperaturschwankungendessen Widerstand sehr starkschwanken. Auf diese Weise wirkt dersupraleitende Film als höchst empfindlichesThermometer für Temperaturänderungenum einige Millionstel Grad.Kontakt: 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

Das Nachweisprinzip der CRESST-Detektoren beruhtauf zwei Effekten: Einer Temperaturerhöhung undgleichzeitig erzeugtem Szintillationslicht.Die CRESST-Detektoren und der zu ihrer Kühlung notwendigeKryostat 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.CRESST misst mit den CaWO 4 -Kristallengleichzeitig auch Lichtblitze,die bei einemZusammenstoß eines WIMPs mit einemAtomkern entstehen. Dieses Phänomenheißt Szintillation. Interessanterweise istdas Verhältnis von Licht zu Wärme abhängigdavon,ob Alpha-,Beta-,Gammastrahlung(ausgelöst von radioaktiven Zerfällenoder 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 gemessen.Damitsteigt die Sensitivität für kleineZählraten und kleine Wirkungsquerschnitteum viele Größenordnungen.Diese Art von Detektoren sind dahergeeignet,um nach sehr kleinen Wirkungsquerschnittenzu 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 Gewichtverwendet. Mit einer gesamteneffektiven Messzeit von 10 kg-Tagen konntebisher kein WIMP-Signal nachgewiesenwerden. Aus diesem Nullresultat ließensich Obergrenzen der Wechselwirkungsstärke(Wirkungsquerschnitt) undmögliche WIMP-Massen ableiten. BisMitte 2006 wird das Experiment erweitert.Danach können bis zu 33 Detektorenund damit 10 kg Absorbermasseverwendet werden, wodurch die bishererreichte Empfindlichkeit um weiterezwei Größenordnungen steigen wird.Damit werden weitere große Bereichetheoretischer Vorhersagen experimentellzugänglich.Gleichzeitig werden weitere Maßnahmengetroffen,um die Detektoren gegenstörende Strahlung abzuschirmen. InsbesondereNeutronen werden mit Hilfeeines halben Meter dicken Mantels ausPolyethylen vom Instrument ferngehalten.Auch Myonen aus der kosmischenStrahlung stören die Messung erheblich.Zwar verringert die 1,5 km dicke Gesteinsschichtder Abruzzen über demLabor den Myonen-Fluss um das Millionenfache.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. Ausblick auf EURECAWenn sich die Detektoren in der jetzigenAusbaustufe bewähren, werden die Wissenschaftlerversuchen, die Experimenteauf Absorbermassen von insgesamt biszu einer Tonne auszubauen. Dies wirdnur in einer größeren Kooperation möglichsein. Deshalb wurde aus den ProjektenCRESST und EDELWEISS eine Initiativefür ein gemeinsames NachfolgeprojektEURECA auf europäischer Ebenegestartet.Ziel ist es, die Teilchen der Dunklen Materiedirekt nachzuweisen.Wenn gleichzeitigan Beschleunigeranlagen neue Elementarteilchengefunden 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 mutmaßlichenTeilchen der Dunklen Materieunauffindbar, so sind vermutlich ganzneue Erklärungsansätze erforderlich, diewir uns mit unserem heutigen Verständnisvon Gravitation, dem Aufbau des Universumsund der Materie noch nicht vorstellenkönnen.➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institut fürPhysik (München), Universität Tübingen,Technische Universität München35http://wwwvms.mppmu.mpg.de/cresst • Kosmologie und Dunkle Materie

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 seltenenSignalen. Mit der neuen Experimentkonfiguration, wie sie im Jahre 2005 aufgebautwurde, soll die bisherige Empfindlichkeit um das Hundertfache erhöht werden.EDELWEISS:Dunkle-Materie-Teilchen im KristallTestmontage der inneren von insgesamt drei Kupferhüllendes neuen Kryostaten mit einem Fassungsvermögenvon 100 Litern für bis zu 110 Bolometer-Detektoren.Das Messprinzip. Bei einem Stoß eines WIMPs miteinem Germaniumkern im Detektor wird die deponierteEnergie sowohl als Temperaturerhöhung aneinem Wärmesensor wie auch als Ladungssignal anden Elektroden registriert.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 sieriesige Wolken gebildet, in denen Galaxienwie unser Milchstraßensystem„schweben“. Demnach sollte sich dieErde in dieser Wolke bewegen und einirdischer Detektor ständig von einer großenZahl von WIMPs durchströmt werden.Wegen der verschwindend geringenWahrscheinlichkeit für eine Wechselwirkungstößt 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 Souterrain)befindet sich im Laboratoire Souterrainde Modane im französisch-italienischenFréjus-Tunnel. Dort schirmt die1780 Meter mächtige Gesteinsschichtder Alpen das Experiment gegen störendekosmische Strahlung ab. Als Detektorendienen Germanium-Halbleiterkristallemit einer Masse von je 320 g, diebis auf 0,017 Kelvin gekühlt sind. Stößtein WIMP mit einem Germanium-Atomkernzusammen, so überträgt es auf denKern einen Rückstoß und deponiertdabei Energie. Dies führt zu zwei Effekten.Zum einen erhöht sich die Temperaturim Kristall geringfügig und zum anderenwird das Kristallmaterial in derUmgebung des Stoßprozesses ionisiert.Das heißt, einige Atome verlieren ihreElektronen.Das Temperatursignal wird über einenkleinen Spezialsensor, der auf den Detektoraufgeklebt ist, ausgelesen. Hierbeinutzt man aus, dass eine Temperaturerhöhungzu einem größeren elektrischenWiderstand in diesem Sensor führt. DasIonisationssignal wird ebenfalls an denKristalloberflächen ausgelesen. Hierzudient eine nur 100 nm dünne Aluminium-Elektrode,an die eine Spannungvon einigen Volt angelegt wird. Für jedesEreignis nimmt man sowohl den Temperaturanstiegals auch das Ionisationsbzw.Ladungssignal gleichzeitig auf.Eine Herausforderung besteht darin,Störeinflüsse wie radioaktive Zerfälle, beidenen Elektronen und Gammaphotonenemittiert werden, herauszufiltern. Diesist möglich, weil die Elektronen undGammaphotonen bei gleichem Energieeintragstärker mit den Elektronen imKristall wechselwirken als die WIMPsoder Neutronen. Dies führt dementsprechendzu deutlich mehr Ionisation als beiden WIMPs und Neutronen, die an denKernen stoßen. Hingegen ist das Wärmesignalnur von der deponierten Gesamt-36Kontakt: Dr. Klaus Eitel · Forschungszentrum Karlsruhe · Institut für KernphysikPostfach 3640 · 76021 Karlsruhe · Tel. 07247/82-3701 · klaus.eitel@ik.fzk.de

energie abhängig. Auf diese Weise lassensich 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.In einem ersten Messzyklus in den Jahren2000 bis 2003 mit drei Kristallen undeiner gesamten effektiven Messzeit von62 kg-Tagen wurde kein WIMP-Signal gefunden.Daraus ergeben sich Obergrenzenfür die Wechselwirkungsstärke (Wirkungsquerschnitt)und mögliche WIMP-Massen.Obwohl bislang noch kein WIMP nachgewiesenwurde, lassen sich bereits einige Bereiche der Wirkungsquerschnitteund Massen ausschließen. OffeneKurven beschreiben Bereiche ausgeschlossener Parameter(zu großen Wirkungsquerschnitten hin), derpink umrandete Bereich beschreibt mögliche Parameteraufgrund eines Hinweises auf ein Signal imDAMA-Experiment, das im Gran Sasso-Untergrundlabordurchgeführt wurde.In einer zweiten Experimentkonfiguration,deren Aufbau Ende 2005 abgeschlossenwurde, soll die bisherige Empfindlichkeitum etwa zwei Größenordnungengesteigert werden. Damit gelangtman zu Wirkungsquerschnitten imBereich von 10 -8 Pikobarn (1 pb=10 -36 cm 2 ).Dann werden erstmals große Bereichetheoretischer Erwartungen experimentellzugänglich. Um dieses Ziel zu erreichen,muss die effektive Messzeit gesteigertwerden, was durch erheblich mehrDetektormaterial erreicht wird. EDEL-WEISS-2 soll bis zu 110 Germanium-Detektorenmit jeweils 320 g Masse enthalten,die in einem neu entwickelten 100-Liter-Kryostaten untergebracht werden.Aufgrund der enormen Empfindlichkeitssteigerungtreten allerdings bishervernachlässigbare Untergrundquellenins Blickfeld. Wegen der guten Abschirmungdurch das Gestein erreichendurchschnittlich zwar nur etwa vier kosmischeMyonen pro Quadratmeter undTag das Experiment (an der Erdoberflächewären es 10 Millionen). Diese Myonenkönnen aber beim Durchgang durchumgebendes Material hochenergetischeNeutronen erzeugen, die im Detektorebenfalls ein Störsignal auslösen, dastückischerweise einem WIMP sehr vielmehr ähnelt als radioaktiver Untergrund.Deshalb müssen die Detektorenvon einem hermetischen Zähler umgebenwerden, der alle Myonen in der Experimentumgebungnachweist. Aufgrundder massiven Abschirmung der Detektorenmit Kupfer, 20 cm dickem Blei und 50cm dickem Polyethylen beträgt die zuüberdeckende Fläche des von den deutschenGruppen gebauten und betriebenenMyonzählers für das EDELWEISS-2Experiment rund hundert Quadratmeter. AusblickMit der neuen Generation von Experimentenzur direkten Suche nach DunklerMaterie erzielen wir in den nächstenJahren eine bisher unerreichte Empfindlichkeitund stoßen erstmalig in großeBereiche vor, in denen supersymmetrischeModelle WIMPs vorhersagen. Tiefunter der Erde könnten wir damit einemder großen Rätsel der Kosmologie auf dieSpur kommen und die Natur der DunklenMaterie aufdecken.➥ Deutsche Beteiligungen: ForschungszentrumKarlsruhe, Universität Karlsruhe (TH)http://edelweiss.in2p3.fr • Kosmologie und Dunkle MaterieDetailansicht eines Germanium-Bolometers mit aufgeklebtem Wärmesensor. Deutlich erkennbar die Kupferhalterungdes Detektors sowie die Signalkabel.37

Astroteilchenphysik in DeutschlandNeutrinos, Axionen undNukleare Astrophysik

û Theoretische Neutrinophysikû KATRIN:eine Waage für Neutrinosû GERDA:Sind Neutrinos ihre eigenen Antiteilchen?û Double-Chooz:Oszillationen von Reaktorneutrinosû Supernovae,Hypernovae und verschmelzende Sterneû Borexino:Spektroskopie von Sonnenneutrinosmit Borexino und LENAû CAST:Axionen aus dem Inneren der Sonneû Nukleare Astrophysik:Elementsynthese im Universum

Die winzigen Massen der Neutrinos, ihre erst teilweise erforschten „Mischungen“ und dieVermutung, sie seien ihre eigenen Antiteilchen und verantworteten den kosmischen Überschussvon Materie über Antimaterie, sind fundamentale Fragen der Teilchenphysik und Kosmologie.Mehrere Gruppen in Deutschland widmen sich den theoretischen Grundlagen dieser Themenund fördern zugleich die Fortentwicklung der experimentellen Projekte.Theoretische NeutrinophysikDurch Massenmischungen kann ein Neutrino unterwegsseinen Flavor wechseln. In diesem Beispiel trittdas Teilchen abwechselnd als Myon- oder Tau-Neutrinoauf.Beim neutrinolosen Doppel-Betazerfall werden vonbestimmten Kernen zwei Elektronen emittiert. Dieserextrem seltene Prozess ist nur möglich, wenn Neutrinosihre eigenen Antiteilchen sind.Trotz des spektakulären Erfolgs der theoretischenTeilchenphysik, die Kräfte zwischenden Bausteinen der Materie imRahmen des Standardmodells zu verstehen,bleiben wesentliche Fragen offen. Esgibt bisher nur Hypothesen für die Naturder Dunklen Materie und der DunklenEnergie. Selbst die Frage, warum Elementarteilchenüberhaupt Massen besitzen,ist nicht endgültig geklärt. Erstaunlich istauch, dass Neutrinos viel geringere Massenbesitzen als etwa die Elektronen. Darüberhinaus wird vermutet, dass Neutrinosihre eigenen Antiteilchen sind, wasüberraschenderweise erklären könnte,warum es überhaupt Materie im Universumgibt. Die theoretische Neutrinophysikversucht, diese weitgespannten Fragenin einen größeren begrifflichen Rahmeneinzuordnen, quantitativ zu fassen,experimentelle Überprüfungsmöglichkeitenaufzuzeigen und astrophysikalischeoder kosmologische Konsequenzen zuerarbeiten.Flavoroszillationen:Kleine Massen – große WirkungQuarks, Neutrinos und die geladene Leptonentreten in jeweils drei Varianten(Generationen bzw. Flavors) auf. Schonvon den Quarks ist das Phänomen der„Teilchenmischung” oder „Flavorverletzung”bekannt. Im Falle der Neutrinosbedeutet dies, dass etwa das Elektron-Neutrino ν e aus einer quantenmechanischenÜberlagerung dreier Massenwertem 1 , m 2 und m 3 besteht. Bei gleicher Energiehat dann jeder dieser Bestandteileeine andere Geschwindigkeit. Dies führtzu Interferenzen, weil die Bewegung vonQuanten als Wellenphänomen zu verstehenist. Beispielsweise geht das ν e nacheiner gewissen Strecke in ein ν µ 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 Größenordnungvon 1 eV.Das Elektron-Neutrino ν e hat zu rundzwei Dritteln den Massenwert m 1 und zurund einem Drittel den Massenwert m 2 .Das Reaktor-Neutrinoexperiment DoubleChooz, das derzeit vorbereitet wird,könnte zum ersten Mal auch einen kleinenBestandteil an m 3 im ν e entdecken.In diesem Fall treten völlig neue „Dreiflavor-Oszillationen“auf.Es gibt eine Vielzahl von komplexenOszillationseffekten. So verändern sichdie Oszillationslängen, wenn NeutrinosMaterie durchqueren. Die theoretischeNeutrinophysik hat den Formalismusgeschaffen, die Vielfalt der Möglichkeitenzu ordnen und neue Strategien zu entwickeln,umdie „Neutrino-Mischungsmatrix“gänzlich aufzuklären.40Kontakt: Prof. Dr. Manfred Lindner · Max-Planck-Institut für KernphysikSaupfercheckweg 1 · 69117 Heidelberg · Tel. 06221/516-800 · lindner@mpi-hd.mpg.de

Obwohl Neutrinos vergleichsweise winzigeMassen besitzen, tragen sie auf Grundihrer hohen Anzahl (mit etwa 330 Neutrinospro Kubikzentimeter sind sie nachden Photonen die zweithäufigsten Teilchen)signifikant zur Dunklen Materie bei.Wie hoch dieser Beitrag ist, lässt sich mitOszillationsexperimenten nicht bestimmen,wohl aber mit Betazerfalls-Experimenten,wie dem im Bau befindlichenKATRIN.Neutrinos auf der Klipp-Klapp-SchaukelDie Neutrinomischungen unterscheidensich spektakulär von denen der Quarks,was zu völlig neuen Ansätzen für Massenmodellez.B. mit Flavorsymmetriengeführt hat. Eine Frage müssen alleModelle lösen: Warum ist die Masseselbst des schwersten Neutrinos ummindestens sechs Größenordnungenkleiner als die des Elektrons, das wiederumfünf Größenordnungen leichter alsdas Top-Quark ist? Eine elegante Erklärungist 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 Formalismusdrückt das schwere Neutrino dieMasse des leichten wie auf einer Wippezu kleinen Werten.Sowohl unsere bekannten leichten Neutrinoswie auch die vermuteten schwerenPartner müssten jeweils ihre eigenenAntiteilchen sein („Majorana-Neutrinos“).Als Folge müssten bestimmteAtomkerne den „neutrinolosen Doppel-Betazerfall“ aufweisen. Beim normalenDoppel-Betazerfall entstehen zugleichzwei Elektronen und zwei Neutrinos.Wenn jedoch gelegentlich das erste Neutrinogewissermaßen als Antineutrino reabsorbiertwird, verlassen nur zweiElektronen den Kern. Dieser extrem selteneZerfallsmodus wird weltweit fieberhaftgesucht, beispielsweise im GERDA-Projekt, denn in dem abgeschlossenenHeidelberg-Moskau-Experiment warensogar Anzeichen dafür aufgetreten. ImFalle der Bestätigung würde dies sowohlMögliche Neutrino-Massenschemata, wobei der experimentelle Mischungsanteil der Elektron-, Myon- undTau-Flavors in rot, grün und blau angegeben ist. Bisher ist nicht bekannt, ob der m 3 Zustand einenν e -Anteil besitzt, ob das Massenschema „normal“ oder „invertiert“ ist, oder was der Absolutwert der Massenist, denn Oszillationsexperimente zeigen nur Massenunterschiede.die Majorana-Eigenschaft der Neutrinosals auch ihre Massen unabhängig vonOszillationsexperimenten nachweisen.Ursprung der Materie im UniversumDer See-Saw-Mechanismus ist bei Theoretikernbeliebt, weil er wie nebenbei einfundamentales kosmologisches Problemlöst, nämlich den Überschuss anMaterie über Antimaterie. Ohne dieseAsymmetrie hätten sich Materie undAntimaterie kurz nach dem Urknall vollständigannihiliert, und es gäbe heutenur Photonen und Neutrinos im Universum.Die schweren „Klipp-Klapp-Partner“der leichten Neutrinos, die manwegen ihrer großen Masse im Labornicht erzeugen kann, wären unter denextremen Bedingungen des frühen Universumsentstanden. Ihre unvermeidlichenZerfälle führen später zwangloszur Materie-Antimaterie-Asymmetrie,und das ironischerweise gerade deshalb,weil sie ihre eigenen Antiteilchen sind!Dieser als Leptogenese bekannte Mechanismusist eines der heißesten Themender theoretischen Neutrinophysik. Die imfrühen Universum relevanten Parameterstehen in konkreten Theorien der Neutrinomassenund -mischungen meist mitParametern in Verbindung, die in Oszillationsexperimentenoder im neutrinolosenDoppel-Betazerfall gemessen werdenkönnen. Somit kann man verschiedeneteilchenphysikalische Modelle daranmessen, ob sie den kosmischen Materieüberschusserfolgreich erklären. AusblickEine wichtige Erweiterung des Standardmodellsbesteht in der „Supersymmetrie“,die ihrerseits ganz neue Teilchenvorhersagt. Typischerweise führt diesauch zur Flavorverletzung, beispielsweisein Myonzerfällen, deren Rate dannstark von Neutrinoparametern abhängenkann. Teilchenbeschleuniger wie derLarge Hadron Collider (LHC) am CERN inGenf oder der zukünftige InternationalLinear Collider werden weiterführendeErkenntnisse liefern. Präzisionsmessungenin der Neutrinophysik in Kombinationmit den Quarkmassen und -mischungenversprechen langfristig wichtige Einblickein die Struktur der zugrundeliegendenMassenmatrizen. Die beobachteten Regelmäßigkeitenlegen fundamentale Zusammenhängeund neue Symmetriennahe. Die speziellen Eigenschaften derNeutrinos testen aber auch spekulativeIdeen etwa über zusätzliche Raumdimensionenoder Strings. Derartige Überlegungenführen dann auf die noch tiefergehende Fragestellung, warum es überhauptdrei Teilchenfamilien gibt. Noch istdas Gesamtbild nicht absehbar, zu demsich die neuen Erkenntnisse der Neutrinophysikund der Kosmologie und dieerwarteten Entdeckungen an den neuenTeilchenbeschleunigern zusammenfügenwerden.➥ Deutsche Gruppen: DESY (Hamburg), UniversitätenDortmund, Würzburg und München, Technische UniversitätMünchen, Max-Planck-Institute für Kernphysik(Heidelberg) und für Physik (München)41Neutrinos, Axionen und Nukleare Astrophysik

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 ForschungszentrumKarlsruhe von mehr als hundert Wissenschaftlern und Ingenieuren aus fünf Staatenaufgebaut wird, nutzt Tritium als Medium für den Betazerfall.KATRIN – eine Waage für NeutrinosDas Energiespektrum von Elektronen aus dem Tritium-Betazerfallzeigt nahe am kinematischen Endpunkteine charakteristische Modifikation in Abhängigkeitvon der Neutrinomasse.Die beim Urknall erzeugten Neutrinossind die häufigsten massebehaftetenTeilchen im Universum: Jeder Kubikzentimeterim Kosmos enthält heute 336Neutrinos. Als Teilchen der Heißen DunklenMaterie haben sie die Entstehungund Evolution großräumiger Strukturenim Universum mit beeinflusst. Die einzigeMöglichkeit, die bislang ungeklärteRolle von Neutrinos als Heiße DunkleMaterie im Universum in einer modellunabhängigenWeise zu bestimmen, istdie genaue Messung der Energieverteilungvon Elektronen aus Betazerfällen.Hier manifestiert sich die Größe der Neutrinomassein einer charakteristischenModifikation des Spektrums nahe amEndpunkt.Paulis „Geisterteilchen“ lebt wieder aufKATRIN nutzt den Effekt, aufgrund dessender Physiker Wolfgang Pauli das Neutrino1930 voraussagte. Beim Betazerfallwandelt sich ein Neutron in ein Proton,ein Elektron und ein (elektronisches Anti-)Neutrino um. Das entstehende Elektronhat keine feste Energie, sondern schwanktvon Null bis zu einer Maximalenergie,diepraktisch der gesamten beim Zerfall freiwerdenden Energie entspricht. Den verbleibendenAnteil übernimmt das Neutrino.Dessen Energie setzt sich wiederaus zwei Bestandteilen zusammen: seinerRuhemasse und seiner Bewegungsenergie.Da sich die Neutrinos nur sehrschwer nachweisen lassen, misst mandie Elektronen. Aus der genauen Beobachtungihres Energiespektrums in derNähe der Maximalenergie kann auf dieNeutrinomasse geschlossen werden. Dadas Neutrino eine Masse hat und damit,gemäß Einsteins berühmter FormelE=mc 2 , eine Mindestenergie mit sichträgt, wird das Energiespektrum in derNähe der Maximalenergie des Betazerfallsmodifiziert sein.Am besten geeignet zur Suche nachEffekten der Neutrinomasse ist molekularesTritium, das eine sehr kleine Übergangsenergievon nur 18,6 keV aufweistund gleichzeitig aufgrund seiner kurzenDas 75 m lange KATRIN-Experiment mit seinenHauptkomponenten, bestehend aus einer fensterlosengasförmigen Tritiumquelle, einer Elektronen-Transportstreckemit aktiven und passiven Tritium-Pumpelementen,dem System aus zwei elektrostatischenSpektrometern und dem Detektor zum Nachweis dertransmittierten Elektronen.42Kontakt: Prof. Dr. Guido Drexlin · Forschungszentrum und Universität KarlsruheInstitut für Experimentelle Kernphysik · Postfach 3640 · 76021 KarlsruheTel. 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

Halbwertszeit von 12,3 Jahren über einesehr hohe Zerfallsaktivität verfügt. Ausdiesem Grund wurden in den letzten 25Jahren weltweit zahlreiche Tritiumexperimentedurchgeführt, zuletzt in Mainz.Sie führen derzeit zu einer Obergrenzefür die Ruhemasse des Elektron-Neutrinosvon 2,3 eV. Um in den kosmologischinteressanten Bereich unterhalb von 1 eVvorzustoßen, ist ein neues Experimenterforderlich, das über eine hundertmalintensivere Tritiumquelle und eine fünfmalbessere Energieauflösung als diebisherigen Experimente verfügen muss.KATRIN ist als ultimatives Tritium-Zerfallsexperimentausgelegt, das eineNeutrinomasse bis herunter zu 0,2 eVfeststellen soll. Bei dieser Methode werdendie Elektronen aus dem Tritium-Betazerfall durch starke Magnetfeldervon 3 bis 6 Tesla entlang der magnetischenFeldlinien von der Quelle bis zumDetektor geführt, ohne dass sie ihreEnergie verändern. Ihre Energie bestimmtein Spektrometer, das gegenüberder 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 10 11 Betazerfälle pro Sekundeliefert, eine Tritium-Pumpstrecke,in der die Moleküle aus der Strahlführungeliminiert werden, ein System auszwei elektrostatischen Spektrometernzur Energieanalyse sowie einem Detektorzum Zählen der transmittierten Elektronen.Das elektrostatische Vorspektrometer ist seit 2004betriebsbereit und dient seither zum Test der Ultrahochvakuum-Technikenund der neuartigen elektromagnetischenStrahlführung.Die Tritiumquelle besteht aus einem10 m langen Stahlrohr, in das mittig gasförmiges,molekulares Tritium eingespeistwird. Wesentliche technologischeHerausforderungen ergeben sich aus dererforderlichen Temperaturstabilität derQuelle: Bei einer mittleren Temperaturvon 27 K dürfen Abweichungen vonmaximal 30 mK auftreten. Darüber hinausist eine Isotopenreinheit von etwa95% gefordert. Die europaweit einzigeInstitution, welche die hohen Anforderungenan Tritiuminventar und Reinheiterfüllt, ist das Tritiumlabor Karlsruhe, andem KATRIN aufgebaut wird.Mit dem Testexperiment TILO (Test Inner Loop) werdenseit Mitte 2005 die Eigenschaften des geschlossenenTritiumkreislaufs untersucht.Die aus der Quelle diffundierenden Tritiummolekülewerden zunächst mit Turbomolekularpumpenabgesaugt und inden geschlossenen Kreislauf zurückgeführt.Eine anschließende kryogene Kaltfallenstreckemit einer Temperatur von5 K garantiert, dass der nachfolgendeSpektrometerbereich von KATRIN tritiumfreibleibt.Die Energieanalyse der Elektronen ausdem Betazerfall erfolgt bei KATRIN inzwei Schritten: Zunächst werden ineinem kleineren Vorspektrometer alleElektronen mit Energien unterhalb von18,4 keV ausselektiert, da sie keine Informationüber die Neutrinomasse tragen.Das Vorspektrometer ist seit 2004 inBetrieb und hat die neuartigen Ansätzebeim Messprinzip von KATRIN erfolgreichverifiziert.In einem großen hochauflösendenHauptspektrometer mit einem Durchmesservon 10 m und einer Länge von24 m wird dann die Energie der Elektronennahe am Endpunkt präzise bestimmt.Technisch anspruchsvoll ist die Forderung,dass beim Betrieb der Spektrometerein Ultrahochvakuum von besser als10 -11 mbar aufrecht erhalten bleibt unddie geforderte Stabilität der Gegenspannungvon 18,6 kV um weniger als einMillionstel schwankt. Die durch dasSpektrometer transmittierten Elektronenwerden schließlich in einem segmentierten,untergrundarmen Silizium-Zähler nachgewiesen. AusblickDer Aufbau von KATRIN wird 2009 abgeschlossensein. Nach Inbetriebnahmeder Gesamtanlage wird das Experimentmehrere Jahre das Spektrum von Tritiumam Endpunkt abscannen, um die Designsensitivitätvon 0,2 eV zu erreichen. ImFalle einer sichtbaren spektralen Modifikationam Endpunkt kann KATRIN dieGröße der Neutrinomasse mit hoher Präzisionfeststellen und so den Anteil derHeißen Dunklen Materie im Universumin einer modellunabhängigen Methodebestimmen. Von großem Interesse fürdie Astroteilchenphysik wird der Vergleichdieser Resultate mit den Ergebnissenvon GERDA und den kosmologischenStudien sein. Hier kann die Zukunftgroße Überraschungen und interessanteErkenntnisse über die Rolle von Neutrinosim Universum bereithalten.➥ Deutsche Beteiligungen: Universität undForschungszentrum Karlsruhe, UniversitätenMainz, Münster und Bonn, Fachhochschule Fulda43http://www-ik.fzk.de/~katrin • Neutrinos, Axionen und Nukleare Astrophysik

Neben Photonen sind Neutrinos die häufigsten Teilchen im Universum. Dennoch bemerkenwir sie nicht, weil sie mit Materie nur schwach wechselwirken. Ihre merkwürdigsteEigenschaft ist jedoch bisher nur ein theoretisches Modell und harrt der Entdeckung:Neutrinos könnten ihre eigenen Antiteilchen sein. Diese Eigenschaft würde eine Fülleneuartiger 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 tatsächlichihre eigenen Antiteilchen sind und welche Ruhemasse sie haben.GERDA – Sind Neutrinos ihreeigenen Antiteilchen?Das italienische Gran Sasso-Untergrundlabor mitden drei großen Experimentierhallen. Der Stern zeigtdie Stelle, an der GERDA aufgebaut wird.ReinraumKryostatWassertankGermaniumdetektorSchematischer Aufbau von GERDA. Die Germaniumdetektorenwerden über einen Reinraum in den Flüssigstickstofftankeingeführt. Ein vakuumisolierterTank mit etwa vier Meter Durchmesser ist von einemWassertank mit etwa zehn Meter Durchmesser eingeschlossen.Beide zusammen schirmen die Störstrahlungaus der Felswand ab. Der Wassertank undder darin befindliche Tscherenkow-Detektor dientdarüber hinaus zum Nachweis von kosmischen Myonen,die Störsignale verursachen können.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 abgeschirmtgegen störende Myonen aus demWeltall, wird im italienischen Gran-Sasso-Labor ein seltener radioaktiverZerfall untersucht, der so genannte neutrinoloseDoppel-Betazerfall.Manche radioaktive Atomkerne sendenbei ihrem Zerfall ein Elektron und einNeutrino aus. Dieser „einfache“ Betazerfallist für ein spezielles Isotop des Germaniums( 76 Ge) aus Gründen der Energieerhaltungverboten. 76 Ge kann jedochradioaktiv zerfallen, indem es zweiElektronen und zwei Neutrinos gleichzeitigemittiert – also zwei gleichzeitigstattfindende Betazerfälle. Dieser „doppelte“Betazerfall ist im Gegensatz zumeinfachen Betazerfall für 76 Ge energetischmöglich. Allerdings ist dies ein sehrseltener Prozess, so dass große experimentelleAnstrengungen unternommenwerden müssen, um ihn zu beobachten.Doch was kann man aus dem Doppel-Betazerfall über die Eigenschaften derNeutrinos lernen?Wenn das Neutrino sein eigenes Antiteilchenist, 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 eigenesAntiteilchen ist und eine Massebesitzt. Emittiert werden folglich nurzwei Elektronen, deren Gesamtenergieder freiwerdenden Reaktionsenergie(Q ββ =2039 keV) entspricht. Dieser Prozesswird neutrinoloser Doppel-Betazerfallgenannt. Misst man nun die Energieder beiden Elektronen mit hoher Genauigkeit,so lässt sich der neutrinolose vomneutrinobegleiteten Doppel-Betazerfallunterscheiden. Beobachtet man den neutrinolosenDoppel-Betazerfall, so mussdas Neutrino sein eigenes Antiteilchensein. Mehr noch: Über die Rate des neutrinolosenDoppel-Betazerfalls lässt sichauch eine effektive Neutrinomasse bestimmen.Hochreines Germaniumin doppelter FunktionFür den Nachweis des neutrinolosenDoppel-Betazerfalls müssen in GERDAzwei wesentliche experimentelle Problemegelöst werden: Die Energiemessungder Elektronen muss mit hoher Präzisionerfolgen, und radioaktive Störstrahlungmuss weitgehend unterdrückt werden.Ungefähr 30 bis 40 Kilogramm 76 Ge sinderforderlich, um Halbwertszeiten voneinigen 10 26 Jahren zu beobachten.44Kontakt: Dr. Stefan Schönert · Max-Planck-Institut für KernphysikSaupfercheckweg 1 · 69117 Heidelberg · Tel. 06221/516-476stefan.schoenert@mpi-hd.mpg.de

Das Problem der präzisen Energiemessunglässt sich für 76 Ge elegant lösen:Aus Germanium lassen sich Halbleiterdetektorenherstellen, die eine sehr guteEnergieauflösung haben. Für GERDA werdensolche Detektoren aus angereichertemGermanium hergestellt. Die Halbleiterdetektorenbestehen zu 86% ausdem zu untersuchenden Isotop 76 Ge. DieQuelle des Doppel-Betazerfalls, nämlichdas Isotop 76 Ge,ist somit wesentlicher Bestandteildes Halbleiterdetektors: Quelleund Detektor sind quasi identisch!Die größte experimentelle Herausforderungliegt in der Unterdrückung vonStörstrahlung der natürlichen Radioaktivitätund der kosmischen Strahlung.Schon die Halterung, in der ein Germaniumdetektornormalerweise eingefasstist, enthält zu viel Radioaktivität – selbstwenn er aus den reinsten bekanntenMaterialien hergestellt wird. In GERDAwerden die Germaniumdetektoren daher„nackt“ betrieben: Das Material inder direkten Umgebung der Detektorenwird auf ein Minimum von wenigenGramm reduziert. Diese Detektorenmüssen auch gegen die Strahlung derLaborwände abgeschirmt werden, wobeidiese Abschirmung ebenfalls allerhöchsteReinheitsanforderungen erfüllenmuss. Hierfür werden verflüssigterStickstoff und hochreines Wasser verwendet.Stickstoff ist eines der reinstenbekannten Materialien überhaupt. Inverflüssigter Form ist seine Dichte ausreichend,um die Strahlung von außenabzuschirmen. Darüber hinaus übernimmter gleichzeitig die notwendigeKühlung der Germaniumdetektoren bei77 Kelvin. Wasser kann ebenfalls gutgereinigt werden, muss aber, da es weiteraußen sitzt, weniger anspruchsvolleReinheitsanforderungen erfüllen.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)Ziel ist es, die Ereignisrate, die durchStörstrahlung im Energiebereich umQ ββ =2039 keV verursacht wird,um einenFaktor hundert im Vergleich zu bisherigenExperimenten zu reduzieren. Diesentspräche einer Untergrundrate von10 -3 /(kg· keV· Jahr). Aufgrund dieses niedrigenUntergrunds würden schonwenige Ereignisse ausreichen, um denneutrinolosen Doppel-Betazerfall mithoher Signifikanz nachzuweisen. Betrügezum Beispiel die Halbwertszeit von76 Ge für den neutrinolosen Doppel-Betazerfall2,2·10 25 Jahre - wie in einem Vorgängerexperimentbehauptet - so wärenschon in Phase I von GERDA mit 15 kg 76 Geund nur einem Jahr Messzeit ca. sechsZerfälle untergrundfrei zu beobachten.Falls keine neutrinolosen Doppel-Betazerfällewährend einer Messzeit vonetwa drei Jahren mit 30 kg 76 Ge (Phase II)beobachtet werden, wäre die Halbwertszeitfür den neutrinolosen Doppel-Betazerfallvon 76 Ge größer als 2·10 26 Jahre.Um die Empfindlichkeit des Experimentsweiter zu steigern, würde dann eine weiterePhase von GERDA folgen, wobei dieMasse der 76 Ge-Detektoren auf einige100 kg vergrößert würde.Anordnung aus neun „nackten“ Germaniumdetektorenfür die erste Phase des Experiments. AusblickGERDA befindet sich zurzeit im Aufbau.Etwa 18 kg 76 Ge liegen bereits in Formvon Detektoren vor.Weitere 38 kg existierenals Rohmaterial, das nun zu Detektorenverarbeitet werden muss. Der Kryotankfür den Stickstoff und der Wassertankwerden 2006 gebaut. Messbeginnsoll im Jahr 2007 sein. Durch sukzessivesHinzufügen weiterer Germaniumdetektorenlässt sich die EmpfindlichkeitSchritt für Schritt steigern.➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutefür Kernphysik (Heidelberg) und für Physik(München), Universität Tübingen45http://www.mpi-hd.mpg.de/GERDA • Neutrinos, Axionen und Nukleare Astrophysik

Mit dem Projekt Double Chooz in den französischen Ardennen bereiten Wissenschaftleraus Frankreich, Deutschland, Russland und den USA ein Experimentvor, das unser Wissen über Neutrinooszillationen und die fundamentalenEigenschaften dieser Teilchen vervollständigen soll. Ein leistungsstarkes Kernkraftwerkdient als intensive Neutrinoquelle, die von zwei Detektoren mitunterschiedlichem Abstand zu den Reaktorblöcken beobachtet wird.Double Chooz:Oszillationen von ReaktorneutrinosLage der beiden Double-Chooz-Detektoren relativ zuden Kernkraftwerken.Grafik der wichtigsten Elemente eines Detektors vonDouble Chooz. Im Zentralteil (gelb) befindet sich derAcrylbehälter mit der Szintillatorflüssigkeit, den diePhotomultiplier beobachten.46Neutrinoexperimente haben vor allemin den letzten Jahren enorme Fortschritteerzielt. So ist mittlerweile erwiesen,dass Neutrinos eine Ruhemasse besitzen.Außerdem wissen wir, dass es mindestensdrei Neutrinoarten gibt. Besonderswichtig ist, dass diese Teilchenihre Familienzugehörigkeit wechselnkönnen. Man spricht von Neutrinooszillationen,weil sich die Familienzugehörigkeitbei der Ausbreitung eines Neutrinosperiodisch 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 anderenbeschreiben, wobei der Mischungswinkeldie maximale Wahrscheinlichkeitfür einen solchen Übergang angibt. DoubleChooz soll die Suche nach dem dritten,bisher unbekannten Mischungswinkelfortsetzen und damit die kompletteBeschreibung der Neutrinooszillationenzwischen den drei Familien erlauben.Einfang von Neutrinos aus einemKernkraftwerkFür dieses Unterfangen benötigt manintensive Neutrinoquellen. Im Falle vonDouble Chooz wurde ein Kernkraftwerkmit zwei Reaktoren in Chooz (Frankreich)gewählt, in denen bei radioaktiven ZerfällenAntineutrinos freigesetzt werden.Ein typischer Leistungsreaktor emittiertmehr als 10 20 Antineutrinos pro Sekunde.Aufgrund ihrer schwachen Wechselwirkunglegen diese Teilchen zum Beispielin Wasser im Mittel etwa 30 Lichtjahrezurück, bis sie zum ersten Malwechselwirken. Nur aufgrund der großenAnzahl an Neutrinos können diese Teilchenin empfindlichen Detektoren nachgewiesenwerden. 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 Unsicherheitbestimmt 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 lediglichaus deren thermischer Leistungbestimmt werden – und das mit deutlichenUnsicherheiten.Das Konzept von Double Chooz siehteine Relativmessung mit zwei weitgehendbaugleichen Detektoren vor. Einerdavon befindet sich in 150 bis 250 MeterAbstand von den beiden Reaktorblöckendes Kraftwerks. Er dient der genauen Vermessungdes Antineutrino-Flusses ohneden Einfluss von Oszillationseffekten.Der zweite Detektor steht in etwa einemKontakt: Prof. Dr. Lothar Oberauer · Physik Department E 15 · Technische UniversitätMünchen · James-Franck-Straße · 85748 Garching · Tel. 089/289-12509lothar.oberauer@ph.tum.de

Kilometer Abstand von den Reaktoren.Dort werden, wenn der dritte Mischungswinkelgroß genug ist,Oszillationenüber einen bisher nicht beobachtetenOszillationskanal auftreten: die Umwandlungvon 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 nachgewiesenenElektron-Antineutrinos in beidenDetektoren vergleicht. Zusammen mitden relativen Abständen der Detektorenzum Kraftwerk errechnet sich dann dernoch unbekannte dritte Mischungswinkel.Falls innerhalb der Messgenauigkeitkein Effekt beobachtet werden sollte,kann eine verbesserte Obergrenze angegebenwerden.NachweisprinzipFür die Messungen macht man sichzunutze, dass Protonen einen äußerstkleinen, aber messbaren Anteil der Antineutrinoseinfangen können. Dabei wirddas Proton in ein Neutron umgewandeltund ein Positron, das Antiteilchen desElektrons, freigesetzt. Weil diese Reaktionumgekehrt zum Betazerfall mitNeutrinoemission abläuft, spricht manauch vom inversen Betazerfall. Im Detektorwerden dann Neutron und Positronals Signatur für den seltenen Neutrinoeinfanggemessen.Als Target dienen 10 Tonnen Flüssigszintillatorpro Detektor in einem Tank ausdurchsichtigem Acrylglas. Sowohl dasNeutron als auch das Positron erzeugeneinen kurzen Lichtblitz, den 500 Photosensorenregistrieren. Hierbei machtman sich zunutze, dass der Blitz des Neutronsetwas später erfolgt als der desPositrons. Dies gilt als sicheres Indiz füreinen Neutrinoeinfang. Ein hocheffizienterNachweis des Neutrons ist derentscheidende Punkt bei dieser Methode.Er basiert auf den Eigenschaften desElements Gadolinium. Das ist im innerstenTeil des Detektors in der Szintillatorflüssigkeitgelöst und fängt Neutronensehr effizient ein. Bei jeder Absorptionentsteht ein Gammastrahlungsblitz, dernachgewiesen wird. Das gemeinsame,aber verzögerte Auftreten von Positronund Neutron erlaubt es, das Neutrinosignalaus dem unerwünschten Untergrundherauszufiltern.Beide Detektoren werden zudem unterirdischaufgebaut, um sie gegen die kosmischeStrahlung abzuschirmen.Für denfernen Detektor existiert bereits einLabor, das von etwa 100 Meter Felsgesteinüberdeckt ist. Labor und Abschirmungfür den nahen Detektor müssennoch errichtet werden. Trotz der Abschirmunglassen sich aber gerade die besondersstörenden Myonen der Höhenstrahlungnicht vollständig stoppen. Deshalbwerden die Aufbauten von Veto-Detektoren umgeben.Sie ermöglichen es,von Myonen ausgelöste Signale von deninteressierenden Neutrinoereignissenzu trennen. AusblickDer Aufbau der Detektoren soll 2008abgeschlossen sein. Dann wird DoubleChooz mit bisher unerreichter Empfindlichkeitnach dem dritten Mischungswinkelder Neutrinos suchen. Das Potenzialzukünftiger Neutrinoexperimentemit Beschleunigern, welche die Oszillationeneines Neutrinostrahls über einemehrere hundert Kilometer lange Streckebeobachten sollen, ist besonders von derGröße dieses Winkels abhängig.Es besteht großes Interesse an der vollständigenKenntnis des Mechanismusder Oszillationen zwischen allen dreiNeutrinofamilien. Die vollständige Erforschungder fundamentalen Eigenschaftendieser Elementarteilchen isthilfreich zur Beantwortung der Frage, obNeutrinos für den Überschuss der Materiegegenüber Antimaterie im Universumverantwortlich sind.➥ Deutsche Beteiligungen: Technische UniversitätMünchen, Universitäten Tübingen und Hamburg,RWTH Aachen, Max-Planck-Institut für Kernphysik(Heidelberg)http://doublechooz.in2p3.fr • Neutrinos, Axionen und Nukleare AstrophysikDie 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.47

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 hierbeiNeutrinos und Gravitationswellen davon. Zukünftige Beobachtungen solcher „sterbenden Sterne“und der mit ihnen verwandten Gamma-Ray Bursts versprechen ungeahnte Einblicke in den Zustandvon 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.Supernovae, Hypernovae undverschmelzende SterneSupernovae sind die gewaltigsten undhellsten Explosionen im Universum. Siekünden von der Geburt von Neutronensternenbeim Kollaps von Sternen. Gammastrahlen-Blitze(Gamma-Ray Bursts,GRBs) sind noch energiereicher. Sieentstehen vermutlich, wenn besondersmassereiche Sterne am Ende ihres Lebenszu Schwarzen Löchern zusammenbrechenoder zwei Neutronensternekollidieren. Neutrinos spielen bei all diesenVorgängen eine entscheidende Rolle.Die numerische Berechnung von Supernovaeund GRBs gehört zu den aufwändigstenSimulationen, die gegenwärtigauf Supercomputern gemacht werden.Sie ermöglichen es, astronomische Beobachtungenzu interpretieren und zukünftigeSignale von den Gravitationswellen-Detektorenzu analysieren.Neutrinoblitze von sterbenden SternenZwei Dutzend Neutrinos, die am 23. Februar1987 von drei Detektoren eingefangenwurden, kamen von einer Supernovain der Großen Magellanschen Wolke,einer 170 000 Lichtjahre entferntenNachbargalaxie unserer Milchstraße.Stunden bevor die Stoßwelle der Explosiondie auseinanderfliegenden Sterntrümmerhell aufleuchten ließ, war dortdas Zentrum des sterbenden Riesensternszu einem Neutronenstern kollabiert.Rund 10 58 Neutrinos hatten dieBindungsenergie der Sternleiche mitnur 20 Kilometern Durchmesser undder Dichte von Atomkernmaterie abgestrahlt.Energie und Dauer des gemessenenNeutrinopulses entsprach den Erwartungen,dieZahl der nachgewiesenenTeilchen war jedoch viel zu gering, umGenaues über die Vorgänge im Sterninnernzu erfahren.Die Prozesse, die zur Explosion einesmassereichen Sterns führen, sind nachwie vor nicht gut verstanden. Computermodellelegen aber nahe, dass Neutrinosdabei die entscheidende Rolle spielen,denn wenige Prozent der Neutrinos, dieder entstehende Neutronenstern in einemintensiven Blitz abstrahlt,werden inder Sternmaterie weiter außen wiederabsorbiert. Dadurch verursacht der Neutrinostromdort heftige Konvektion, bisschließlich eine Stoßwelle mit hoherGeschwindigkeit den Stern zersprengt.Dreidimensionale Computersimulation einer Supernova.Die Bilder zeigen die durch Neutrinos verursachteKonvektion um den entstehenden Neutronenstern.Wegen rechentechnischer Grenzen kann dieNeutrinophysik in solchen Simulationen derzeit nurnäherungsweise behandelt werden.48Bislang funktioniert dieser „neutrinogetriebeneMechanismus“ in Computermodellenallerdings nur bei relativ kleinenSternen, die durch ihre Gravitationrelativ schwach gebunden sind. Oberhalbvon etwa elffacher Sonnenmasseerscheint diese Neutrinoheizung zuschwach. Numerische Simulationen miteiner ausreichend genauen Beschreibungder Neutrinophysik können gegenwärtigjedoch nur unter vereinfachenden undeinschränkenden Annahmen, beispielsweisemit axialer Symmetrie, durchgeführtwerden. Dreidimensionale Modelle,die für eine zuverlässige Rekonstruktionnotwendig wären, sind mit der Lei-Kontakt: Dr. Hans-Thomas Janka · Max-Planck-Institut für AstrophysikKarl-Schwarzschild-Str. 1 · 85741 Garching · Tel. 089/30000-2228hjanka@mpa-garching.mpg.de

stungsfähigkeit heutiger Supercomputernicht möglich. Insbesondere beimNeutrinotransport stößt die Modellierungan algorithmische wie rechentechnischeGrenzen.Ein spektral und zeitlich mit guter Auflösungaufgezeichnetes Neutrinosignaleiner Supernova könnte der Theorie entscheidendeImpulse verleihen. Denn ausden gemessenen Neutrinodaten lässtsich der vom Neutronenstern abgestrahlteNeutrinoblitz rekonstruieren.Dabei müssen Neutrinooszillationen,dieauf dem Weg vom Innern der Supernovazum irdischen Detektor das Signal verändern,berücksichtigt werden. CharakteristischeEigenschaften der Neutrinoemissionwürden wichtige Hinweise aufdie dynamischen Vorgänge und thermodynamischenBedingungen im Zentrumder Sternexplosion liefern. In Galaxienwie unserer Milchstraße ereignen sichschätzungsweise zwei bis drei Supernovaepro Jahrhundert.Hypernovae – Ende im Schwarzen LochSterne mit mehr als etwa 25 Sonnenmassenbrechen 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 innerhalbvon Sekunden oder Minuten ineinem riesigen Strudel mehrere Sonnenmassenstellaren Gases und setzt gewaltigeEnergien frei. Die dadurch ausgelösteHypernova ist mehr als zehnmal stärkerals eine gewöhnliche Supernova undstößt entlang der Rotationsachse enggebündelte Gasströme, so genannte Jets,mit mehr als 99,995 Prozent der Lichtgeschwindigkeitaus. Beobachtungen liefernHinweise, dass diese Jets die Quellenvon GRBs sind. HochenergetischeProtonen, die in den Jets beschleunigtwerden, erzeugen in einer Reihe von TeilchenreaktionenNeutrinos mit Energienim GeV- und TeV-Bereich.Zeitlicher Verlauf der Leuchtkräfte (oben) und mittlerenEnergien der Neutrinoemission bei der Explosioneines Sterns mit der zehnfachen Masse der Sonne.Durchgezogene Linien: Elektron-Neutrinos, gestrichelt:zugehörige Antineutrinos, gepunktet: MyonundTau-Neutrinos. Beim Zeitpunkt null ist der Neutronensternentstanden.Schwarze Löcher entstehen auch, wennzwei Neutronensterne oder ein Neutronensternund ein Schwarzes Loch kollidieren.Die beiden umkreisten sich zuvorin einem engen Doppelsystem und strahltenGravitationswellen ab.Dadurch verlorensie Energie und näherten sich einanderan, bis sie miteinander verschmolzen.Auch in diesem Fall kann das SchwarzeLoch zwei ultrarelativistische Jets aussenden.Jüngst beobachtete kurze Gammablitze,die nicht einmal zwei Sekundendauerten, besitzen Eigenschaften,wie sie Modelle vorhersagen.Obwohl Kollisionen kompakter Doppelsternesehr selten sind – sie ereignensich ähnlich wie Hypernovae in unsererMilchstraße vermutlich alle hunderttausendJahre nur einmal – zählen sie zu deninteressantesten Quellen für Gravitationswellen.Sie erzeugen derart starkeStörungen der Raumzeit, dass die nächsteGeneration von Detektoren sie bis inHunderte von Millionen Lichtjahren Entfernungnachweisen wird. Zusammenfassung und AusblickNeutrinos und Gravitationswellen ausexplodierenden Sternen versprechenneue Einblicke in bislang verborgeneVorgänge bei der Geburt von Neutronensternenund Schwarzen Löchern. Bissolche Messungen Realität werden,bleibt den Theoretikern wertvolle Zeit,ihre Modelle und Vorhersagen weiter zuverfeinern. Nicht nur die Beschreibungder Neutrinophysik in dreidimensionalenComputersimulationen muss verbessertwerden. Gegenwärtig werdenauch große Anstrengungen unternommen,die Effekte der Relativitätstheoriemit höherer Genauigkeit zu berücksichtigen.Ein weiteres Ziel wird sein, dieBedeutung von Magnetfeldern bei Sternexplosionenintensiver zu untersuchen.➥ Deutsche Arbeitsgruppen, die sich mit Supernovaeoder Gamma-Ray Bursts beschäftigen, sindan den Max-Planck-Instituten für Astrophysik(Garching), für Physik (München) und für Gravitationsphysik(Golm) sowie an der InternationalUniversity Bremenhttp://www.mpa-garching.mpg.de/hydro • Neutrinos, Axionen und Nukleare AstrophysikComputersimulation von zwei verschmelzenden Neutronensternen über eine Zeitspanne von vier tausendstelSekunden. Die Sternmaterie heizt sich bis zu 300 Milliarden Grad auf.49

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.Spektroskopie von Sonnenneutrinosmit Borexino und LENAModell des Borexino-Experiments. Der Detektor ist ineinem Stahltank mit etwa 18 m Durchmesser untergebracht.Der zwiebelartige Aufbau zur Abschirmunggegen 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.Blick ins Innere der Stahlkugel, auf der die 2200Photomultiplier montiert sind.Im Zentralbereich der Sonne wird Energiedurch das Verschmelzen von Wasserstoffzu Helium freigesetzt. Bei diesenFusionsprozessen werden auch Elektron-Neutrinos emittiert. Da Neutrinos mitMaterie nur sehr schwach wechselwirken,können sie die Sonnenmaterie ungehindertpassieren. Auf der Erdoberflächetreffen etwa 60 Milliarden solareNeutrinos pro Quadratzentimeter undSekunde auf, dennoch sind sehr große,gegen kosmische Strahlung abgeschirmteDetektoren nötig, um sie nachzuweisen.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 einesFlüssigszintillator nach. Dringen Neutrinosin die Flüssigkeit ein, so können sie inseltenen Fällen an Elektronen gestreutwerden. Dabei entstehen Lichtblitze, dievon Photosensoren registriert werden.Diese Nachweismethode hat zwei Vorteile:Sie funktioniert für alle Neutrinoarten(Flavors), und sie ist auch für Neutrinosmit geringer Energie empfindlich,da es keine Energieschwelle für die Neutrino-Elektron-Streuunggibt. Nachteiligdaran ist, dass man ein Neutrinosignalvon Untergrundereignissen, die durchradioaktive Zerfälle hervorgerufen werden,nicht unterscheiden kann. Es istdaher notwendig, den Detektor ausMaterialien von höchster Reinheit aufzubauenund diesen sehr gut gegen radioaktiveStrahlung 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 7 Be beteiligtist. Das Besondere an den hierbei entstehendenNeutrinos ist, dass sie monoenergetischsind (Energie von 863 keV).Sie sind für Modelle des Sonneninnerensehr wichtig. Bisher ist nur der hochenergetischeTeil des solaren Neutrinospektrumsoberhalb von 5 MeV für Spektroskopiezugänglich (Super-Kamiokande,SNO). Die niederenergetischen Neutrinosließen sich bisher nur mit Hilferadiochemischer Experimente (Chlor-Experiment, GALLEX, GNO, SAGE) nachweisen.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 italienischenAbruzzen. Dort verringert dasdarüber liegende Gebirge den Fluss ankosmischer Strahlung auf etwa ein Millionstel.Der Aufbau des Detektors erfolgtnach dem „Zwiebelschalenprinzip“: Von50Kontakt: Prof. Dr. Lothar Oberauer · Physik Department E 15 · Technische UniversitätMünchen · James-Franck-Straße · 85748 Garching · Tel. 089/289-12509lothar.oberauer@ph.tum.de

außen nach innen werden in konzentrischenSchichten immer reinere Materialienzur Abschirmung verwendet, um soim Zentrum des Detektors möglichstwenig störenden Untergrund zu haben.Das aktive Detektorvolumen besteht aus300 m 3 hochreiner organischer Flüssigkeit(basierend auf einem Mineralölderivat) ineinem Nylonballon von 8,5 m Durchmesser.Umgeben ist es von 1000 m 3 organischerAbschirmflüssigkeit. Das Szintillationslichtregistrieren 2200 Photomultipliermit Lichtkonzentratoren, die auf derInnenseite einer Stahlkugel mit 14 mDurchmesser montiert sind. Der gesamteAufbau befindet sich in einem Stahltankmit etwa 18 m Durchmesser, der2000 m 3 Reinstwasser zur Abschirmunggegen natürliche radioaktive Strahlungaus der Umgebung enthält. In diesemTank sind 208 Photomultiplier angebracht.Sie registrieren Lichtblitze, dievon Myonen im Wasser erzeugt werden.Auf diese Weise trennt man Myonen-Ereignisse von Neutrinoereignissen.Eine große experimentelle Herausforderungbesteht darin, die Konzentration anradioaktiven Verunreinigungen in demFlüssigszintillator auf ein Niveau vonetwa 10 -16 g/g zu reduzieren.Hierfür werdenverschiedene speziell entwickelteReinigungsmethoden eingesetzt. Dazugehören Wasserextraktion, Destillation,Säulenchromatographie und Spülen mithochreinem Stickstoff. Um die Reinheitder verwendeten Detektormaterialienund die Effizienz der Reinigungsmethodenzu testen, wurde ebenfalls im Gran-Sasso-Untergrundlabor ein Prototypdetektor(Counting Test Facility, CTF) mitetwa vier Tonnen Flüssigszintillator aufgebaut,der von 1000 Tonnen Wasserabgeschirmt wird.Erste Tests der CTF mit kleinen Szintillatorprobenübertrafen die Erwartungenan die Lichtausbeute sogar. Es ist vorgesehen,den Borexino-Detektor zuerst mithochreinem Wasser zu füllen und verschiedeneweitere Tests vorzunehmen.Der Prototypdetektor CTF, bestehend aus vier Tonnen Szintillator in einem Nylonballon mit zwei Meter Durchmesser,umgeben von hundert Photosensoren, die das Szintillationslicht registrieren.Gleichzeitig werden Szintillatorprobenin der CTF einem endgültigen Test unterworfen,bevor mit dem Austausch desWassers durch den Szintillator begonnenwird. Bis Anfang 2007 soll die Datennahmebeginnen.Schematische Darstellung des geplanten LENA-Detektors. Ausblick – auf Borexino folgt LENAFür 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 Flüssigszintillatorbestehen, der von etwa 12 000 Photosensorenumgeben ist. Mit einem solchenDetektor kann man sehr effektivNeutrinos und Antineutrinos aus verschiedenenQuellen nachweisen. MitLENA wird es möglich sein, das Spektrumder niederenergetischen solaren Neutrinossehr präzise zu bestimmen und darüberhinaus Neutrinos von Supernovaein unserer Galaxis mit großer Teilchenstatistikzu 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 Protonzerfallsuchen, der von verschiedenensupersymmetrischen Theorien (SUSY)vorhergesagt wird. Nimmt man die heutigeObergrenze für diesen Zerfall, soerwartet man in LENA etwa vier Ereignissepro Jahr. Bei Nichtbeobachtung undeiner Messzeit von zehn Jahren könnteman eine Mindestlebensdauer des Protonsvon 4 · 10 34 Jahren angeben, was indem Bereich liegt, der von supersymmetrischenModellen vorhergesagt wird.Möglich wäre auch der Nachweis vonNeutrinos aus dem Zerfall von Uran undThorium in der Erdkruste. Das würdeHinweise auf die Verteilung dieser Elementeim 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.➥ Deutsche Beteiligungen: Technische UniversitätMünchen, Max-Planck-Institut für Kernphysik(Heidelberg)51http://borex.lngs.infn.it • Neutrinos, Axionen und Nukleare Astrophysik

Seit rund 25 Jahren suchen Physiker nach einem hypothetischen Teilchen – dem Axion.Einerseits könnte es als Relikt des Urknalls einen Teil der bisher nicht identifiziertenDunklen Materie erklären, andererseits würde es ein fundamentales Problem desStandardmodells der Elementarteilchenphysik lösen. Das Experiment CAST am CERNsucht nach Axionen, die im Inneren der Sonne entstehen würden.CAST – Axionen aus dem Inneren der SonneAxionen aus dem Innern der Sonne erreichen die Erdenach etwa acht Minuten. Dort können sich die Teilchenin einem sehr starken Magnetfeld in Röntgenphotonenumwandeln 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 Röntgenstrahlungbezeichnet.Die Idee des Axions geht auf ein grundlegendesProblem der Teilchenphysik zurück:die Erhaltung der „CP-Symmetrie“in der Quantenchromodynamik (QCD).Diese Theorie beschreibt die starkeWechselwirkung zwischen Quarks undlässt eigentlich den Bruch des fundamentalenCP-Symmetrieprinzips erwarten.Es besagt, dass die Naturgesetzeunverändert bleiben, wenn in Experimenteneine Raumspiegelung (ParitätsoperationP) und eine Änderung der elektrischenLadung („Charge Conjugation“C, also die Überführung eines Teilchensin sein Antiteilchen) vorgenommen wird.Die Verletzung der CP-Symmetrie wurdezwar beobachtet, aber nicht im Zusammenhangmit der QCD. Dieser eklatanteWiderspruch zwischen Theorie und Experimentließe sich durch die Existenzeines neuen Elementarteilchens lösen,des Axions, das 1978 postuliert wurde.Ähnlich den Neutrinos wären Axionenextrem schwach wechselwirkende, elektrischneutrale Teilchen mit einer Lebensdauervon bis zu 10 25 Sekunden. InAnbetracht des Alters des Universumsvon 13,7 Milliarden Jahren (entsprechend4,3 · 10 17 Sekunden) wären Axionen damitquasi stabile Teilchen, die nicht zerfallenkönnen. Diese Eigenschaften erschwerenihren experimentellen Nachweis.Es gab bereits viele Versuche, Axionen zuentdecken. Nullresultate zusammen mitkosmologischen und astrophysikalischenBeobachtungen schränken die möglichenParameterbereiche ein. Heute istbekannt, dass Axionen eine Masse vonweniger als ein Elektronenvolt habenmüssen – sofern sie überhaupt existieren.Verwandlung des Axionsin RöntgenstrahlungNeue technische Entwicklungen habenes ermöglicht, die Empfindlichkeit zumNachweis von Axionen so weit zu erhöhen,dass experimentell in bislang verschlosseneParameterbereiche vorgedrungenwerden 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 elektromagnetischenFeld geladener Teilchen im heißenKern der Sonne entstehen. Anschließendwürden diese Teilchen die Sonne ungehindertverlassen. Auf der Erde ließen siesich dann mit einer trickreichen Anordnungauf folgende Weise nachweisen.Wenn ein Axion in ein starkes Magnetfeldgerät, kann es sich in ein Photonumwandeln. Die Energie bzw. Wellenlängedes neuen Photons hinge dabei vonder Energie des ehemaligen Axions ab.52Kontakt: Dr. Markus Kuster · Technische Universität Darmstadt · Institut fürKernphysik · 64289 Darmstadt · Tel. 06151/16-2321 · markus.kuster@cern.ch

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.Bei CAST wird davon ausgegangen, dassbei dieser Umwandlung ein Röntgenphotonentsteht. Die Empfindlichkeit desExperiments hängt im Wesentlichen vonder Länge und der Stärke des verwendetenMagnetfeldes 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 erzeugt.Der Magnet ist beweglich montiert,so dass er für drei Stunden am Tagwie ein Fernrohr der Sonne am Himmelfolgen kann. Während der restlichen Zeitzeichnen die Nachweissysteme Hintergrunddatenauf. An seinen beiden Endenbefinden sich hochempfindliche Detektoren.Sie sollen jene Röntgenstrahlungnachweisen, die bei der Umwandlungvon Axionen entsteht.Das CAST Detektorsystem mit der höchstenSensitivität wurde in Deutschlandentwickelt und ist ein Röntgenteleskop,bestehend aus einer Spiegeloptik undeinem abbildenden pn-CCD zum Nachweisder Röntgenphotonen. Beide Komponentenwurden ursprünglich fürWeltraum-Röntgenteleskope vom Max-Planck-Institut für extraterrestrischePhysik und vom gemeinsamen Halbleiterlaborder Max-Planck-Institute fürPhysik und extraterrestrische Physik gebautund anschließend für ihren Einsatzbei CAST optimiert.Das Röntgenteleskop von CAST. Die Spiegeloptikbefindet sich links in der konischen Röhre, an derenrechten Ende der CCD-Detektor angebaut ist. 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 Axionenhindeutet, konnte bisher nichtgemessen werden. Allerdings ist es denPhysikern von CAST bereits damit möglich,den Parameterbereich, in dem Axionenexistieren können, stärker als bishereinzuschränken. So konnte der Parameter,der die Stärke der Wechselwirkungvon Axionen mit einer Masse von wenigerals 0,02 eV mit gewöhnlicher Materiebeschreibt, um einen Faktor 5 gegenüberfrüheren Experimenten verbessertwerden. Die Datennahme mit einem verbessertenSystem hat begonnen. EinNachweis des Axions mit CAST wäre einsensationeller Erfolg der theoretischenund experimentellen Teilchenphysik.➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutefür extraterrestrische Physik (Garching) und fürPhysik (München), Technische Universität Darmstadt,Universitäten Frankfurt und Freiburg53http://cast.mppmu.mpg.de • Neutrinos, Axionen und Nukleare Astrophysik

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 mehrereexperimentelle und theoretische Gruppen an diesen Fragestellungen.Nukleare Astrophysik:Elementsynthese im UniversumSupernovae 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.).Alte Sterne im Halo der Milchstraße zeigen eine Häufigkeitsverteilungder 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.Kernphysikalische Prozesse spielen eineentscheidende Rolle in der Evolution desUniversums. So spiegeln sich Kernstruktureffekteund die Dynamik von Kernreaktionendirekt in den verschiedenenEntwicklungsstufen von Sternen, in demVerlauf von Sternexplosionen und in derHäufigkeitsverteilung der Elemente imUniversum wider. Die nukleare Astrophysikbefasst sich heute mit einer Reihevon Schlüsselfragen. Dazu zählt die Entstehungder chemischen Elemente, diePhysik stellarer Explosionen, die KernundMischungsprozesse im Innern derSterne und das Verständnis von kompaktenObjekten wie Weißen Zwergen undNeutronensternen. Auch thermonukleareExplosionen auf den Oberflächen dieserObjekte, die sich als Novae oder Röntgenausbrüchebemerkbar machen, sindvon zentraler Bedeutung für die moderneAstrophysik.Sternentwicklung und SupernovaeSterne wie unsere Sonne gewinnen Energie,indem sie Wasserstoff zu Heliumfusionieren. In etwa sechs Milliarden Jahrenwird sich unser Tagesgestirn zueinem Roten Riesen aufblähen undHelium zu Kohlenstoff und Sauerstoffverbrennen. Um die Entwicklung vonSternen in ihren verschiedenen Entwicklungsphasenzu modellieren, ist es notwendig,die Wirkungsquerschnitte derKernreaktionen bei den im Sterninnerenrelevanten Energien zu kennen. Auf diesemGebiet gelang es in den letzten Jahrenmit unterschiedlichen Methoden,Kernreaktions-Wirkungsquerschnitte fürdie relevanten Energien zu bestimmen.Darüber hinaus wurden mikroskopischeModelle für die Beschreibung der astrophysikalischwichtigen Kernreaktionenentwickelt.Massereiche Sterne durchlaufen nachdem Wasserstoff- und Heliumbrenneneine Sequenz von weiteren Brennphasen,in denen sie Kohlenstoff, Neon, Sauerstoffund schließlich Silizium verbrennen.Diese Fusion stoppt mit der Produktionvon Elementen aus dem Massenbereichvon Eisen. Dann kollabiert das Sternzentrum,und es entsteht eine Supernovavom Typ II. Hierbei stößt der Stern seineäußere Hülle ab und schleudert die Nuklide,die während der verschiedenen hydrostatischenBrennphasen produziert wordensind,ins Weltall.Die Dynamik des Kollapseswird weitgehend durch die Elektroneneinfangratean Kernen bestimmt.Ihre Messung und theoretische Bestimmunggehört heute zu den vorrangigenAufgaben der nuklearen Astrophysik.Nukleosynthese im s-, r- und p-ProzessAlle 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 Process)läuft in Umgebungen mit relativgeringen Neutronendichten ab, bei-54Kontakt: Prof. Dr. Karlheinz Langanke · Gesellschaft für Schwerionenforschung64291 Darmstadt · Karlheinz Langanke · Tel. 06159/71-2747. k.langanke@gsi.de

spielsweise in Roten Riesen. Dort sind dieBeta-Halbwertszeiten kürzer als die Neutroneneinfangzeiten.Im Prinzip lässt dieBeobachtung der hierbei entstehendenrelativen Elementhäufigkeiten Schlüsseauf die Eigenschaften der astrophysikalischenUmgebung (Temperatur, Neutronendichte,konvektives Mischen) zu. SolcheAnalysen scheitern aber oft an unzureichendenexperimentellen Wirkungsquerschnittenfür den Neutroneneinfangoder an der Unkenntnis von Halbwertszeitenangeregter Kernzustände.Erst in jüngerer Vergangenheit gelang es,viele der wichtigen Neutroneneinfangratenmit ausreichender Genauigkeit zumessen.Der zweite Reaktionspfad, der r-Prozess(Rapid Neutron Capture Process), läuft inBereichen mit extremer Neutronendichte,wie in Supernovae Typ II, ab. Der Reaktionspfadläuft hierbei durch sehr neutronenreicheKerne, von denen vielekernphysikalische Eigenschaften experimentellnicht bekannt sind.In letzter Zeitist es zumindest gelungen, die Halbwertszeiteiniger wichtiger r-Prozesskernein der Massengegend um 130 zu messenund die Massen relevanter Kerneerstmals zu bestimmen.Es gibt noch einen dritten Prozesspfad,den p-Prozess. In ihm entstehen die protonenreichenKerne zwischen Selen undQuecksilber. Dieser Prozess ereignet sichin Supernovae Typ II, wenn energiereicheGammaphotonen schwere Kerne ausdem s- und r-Prozess aufbrechen. DasProzessnetzwerk ist äußerst kompliziertund umfasst etwa 2000 Kerne und mehrals 20 000 Reaktionen. Wegen diesergroßen Zahl müssen die notwendigenReaktionsraten theoretisch, beispielsweiseim Rahmen eines statischen Modells,abgeschätzt werden. Deshalb ist esvon größter Bedeutung, diese Reaktionsratendurch experimentelle Daten vonSchlüsselreaktionen auf eine solide BasisNuklidkarte 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.zu stellen. Mit Hilfe von Beschleunigernist es bereits gelungen, wichtige Wirkungsquerschnitteund Eigenschaftenvon zumeist stabilen Kernen zu messen.Neutronensterne und Weiße ZwergeDie nukleare Astrophysik befasst sichauch mit dem Aufbau von Neutronensternen.Das sind kompakte Sternrestemit einem Radius von etwa 10 km,in demrund eine Sonnenmasse vereint ist. DerAufbau dieser exotischen Himmelskörperist noch ziemlich unbekannt. Dasbetrifft insbesondere den Zentralbereich.Denkbar ist dort eine neuartigeForm von Quarkmaterie. TheoretischeArbeiten zu Neutronensternen und dichterMaterie führen verschiedene Gruppendurch.Ein weiteres aktuelles Gebiet ist dasexplosive Wasserstoffbrennen auf derOberfläche von kompakten Objekten. Eswird ausgelöst durch den Massenflusseines nahen Begleiters auf den kompaktenStern. Ist dies ein Weißer Zwerg, sostößt dieser wiederholt seine äußereSchale ab (Nova), bei einem Neutronensternkommt es zu wiederholtem Röntgenausbruch(X Ray Burst). Die Dynamikdieser explosiven Ereignisse wird durchteilweise selbstverstärkende Kernreaktionenund Reaktionsketten (ThermonuclearRun Away) bestimmt. Um diese zumodellieren ist die Kenntnis von Massen,Halbwertszeiten und insbesondere Reaktionswirkungsquerschnittevon protonenreichenKernen bis an die Grenze der Stabilitätnotwendig. AusblickZukünftig wird es mit der Anlage FAIR ander GSI in Darmstadt möglich sein, mitvielen astrophysikalisch wichtigen, kurzlebigenKernen zu experimentieren undderen Eigenschaften zu bestimmen.Diese weltweit einzigartigen Möglichkeitenwerden auch helfen, Kernmodellezu entwickeln und zu testen. Sie sindnötig, um vorherzusagen, wie Kernprozesseunter den in astrophysikalischenObjekten häufig anzutreffenden extremenBedingungen ablaufen. Auch dieFortsetzung der erfolgreichen Arbeit ananderen Forschungseinrichtungen istunabdingbar. So müssen Schlüsselreaktionendes hydrostatischen Brennensmit größerer Genauigkeit gemessenwerden. Hierfür benötigt man Niederenergie-Beschleunigermit hoher Strahlintensitätund -güte. Hierzu können Präzisionsexperimentemit Elektronen undPhotonen am SDalinac an der TU Darmstadtindirekt beitragen, die Reaktionendes p-Prozesses besser zu verstehen.Diese Entwicklungen müssen von theoretischenArbeiten begleitet werden.➥ Deutsche Beteiligungen: GSI Darmstadt, ForschungszentrumRossendorf, ForschungszentrumKarlsruhe, Universitäten Bochum, Frankfurt, Gießen,Mainz, Rostock, TU Darmstadt.55Neutrinos, Axionen und Nukleare Astrophysik

Astroteilchenphysik in DeutschlandKosmischeStrahlungû Kosmische Strahlung:Das nichtthermische Universumû Das Pierre-Auger-Observatorium:Teilchensuche in der argentinischen Pampaû KASCADE-Grande:Luftschauer über Karlsruheû LOPES „sieht“ Radioblitzekosmischer Strahlungsteilchenû AMS sucht Antimaterie und Dunkle Materieû Das High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.)zeigt die Galaxis in einem neuen Lichtû MAGIC: das Gammateleskop neuer Technologieû GLAST: das Weltraumobservatoriumfür die Gammaastronomieû Baikal-NT200, AMANDA und IceCube:Neutrinoastronomie in Wasser und Eisû ANTARES und KM3NeT:Tiefsee-Neutrinoteleskope im Mittelmeerû Akustische Neutrinosuche:Horchposten für hochenergetische Neutrinos

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. Wechselwirkungenmit dem ionisierten thermischen Gas und mit Magnetfeldern spielen hierbei eineentscheidende Rolle. An diesen Fragestellungen arbeiten Gruppen an mehreren deutschenUniversitäten und Forschungsinstituten.Kosmische Strahlung:Das nichtthermische UniversumGeladene Teilchen p + der kosmischen Strahlung folgenirregulären 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 E th des thermischen Plasmas (dem Gas). Eswird dann zu höheren Energien beschleunigt, wohindie Verteilung einem Potenzgesetz folgt.Ein entscheidendes Merkmal der kosmischenStrahlung ist ihre nichtthermischeNatur.Was bedeutet das? Der größte Teilder Materie im Weltall befindet sich imthermischen Gleichgewicht. Das bedeutet,dass die Teilchen beispielsweise ineinem Gas so häufig miteinander zusammenstoßen,dass sich ihre kinetischenEnergien eng um eine mittlere Energiegruppieren, die der Temperatur diesesSystems entspricht. In einem stark verdünntenGas können aber andere Einflüsse,wie die Wechselwirkung von elektrischgeladenen Ionen mit Magnetfeldern,die Energieverteilung des Gasesdominieren. Ein Medium mit einer solchennichtthermischen Energieverteilungenthält dann viel mehr energiereicheTeilchen als in der thermischen Verteilung.Die Physik nichtthermischerWechselwirkungen auf die Teilchen derkosmischen Strahlung anzuwenden istVoraussetzung, um deren Quellen undAusbreitung zu verstehen.Dass die kosmische Strahlung nichtthermischerNatur ist, zeigt sich an der Energieverteilungder Teilchen. Sie folgteinem Potenzgesetz der Form E -n . Bis zuEnergien von etwa 10 15 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 Magnetfeldliniender Quellen auf schraubenartigenBahnen herumlaufen (gyrieren) und mitAtomen oder Lichtquanten zusammenstoßen,senden sie Radio-, Röntgen- undGammastrahlung sowie hochenergetischeNeutrinos aus. Beobachtungen indiesen Bereichen ermöglichen es daher,die Quellen der kosmischen Strahlungaufzufinden. Kosmische Strahlungsteilchenmit Energien unterhalb von etwa10 20 eV werden in den interstellarenMagnetfeldern stark abgelenkt, so dassihr Ursprung nicht mehr erkennbar ist.Das ermöglicht eine vereinfachte Beschreibung,in der man den Teilchentransportmit der Hydrodynamik des ionisiertenthermischen Gases und dem elektromagnetischenFeld koppelt. Die Theoriebehandelt einerseits die Dynamik dieserrelativistischen Teilchenkomponente, andererseitsstellt sie die Verbindung zurnichtthermischen Radio- und Röntgenastronomieher. Sie bildet somit auch dieGrundlage der Gamma- und Neutrinoastronomie.Hier zeigt sich eine starkeWechselbeziehung zwischen Experimentund Theorie.Beschleunigung in MagnetfeldernFür Teilchen mit Energien bis zu knapp10 20 eV ist ein entscheidendes Elementder Theorie die Wechselwirkung dergeladenen Teilchen mit irregulären Magnetfeldern.Dabei ändern sich die Richtungender Bahnen und eventuell auchdie Energien der Teilchen. Zugleich sinddie Magnetfelder in Wolken aus ionisier-58Kontakt: Prof. Dr. Heinrich Völk · Max-Planck-Institut für KernphysikSaupfercheckweg 1 · 69117 Heidelberg · Tel. 06221/516-295heinrich.voelk@mpi-hd.mpg.de

tem Gas (einem Plasma) „eingefroren“.Das heißt sie werden von dem Plasma,das sich unter Umständen sehr schnellbewegen kann, mitgezogen. In einfachsterForm lassen sich solche Vorgängemit Hilfe von Transportgleichungenbehandeln, in denen man die kosmischenTeilchen wie ein Gas behandelt,das sich unter dem Einfluss von Diffusion,Konvektionund Kompression beziehungsweiseExpansion bewegt.injiziert und dann in den Magnetfeldernbeschleunigt werden. Dieser komplexeInjektionsprozess ist für Ionen, wie Protonenoder allgemein nukleare Teilchen,im Prinzip gut verstanden. Für Elektronenist er aber noch weitgehend ungeklärtund wird deshalb meist phänomenologischbehandelt.Die beschleunigten Teilchen bleibenanfangs im Inneren des SNR zurück undkönnen darin mit Gasteilchen oderPhotonen zusammenstoßen. Dann leuchtetder SNR als Gamma- oder als Neutrinoquelle.Gleichzeitig emittieren diebeschleunigten Elektronen Synchrotron-Theoretisch erheblich schwieriger liegtder Fall, wenn sich eine Stoßwelle mitrelativistischer Geschwindigkeit ausbreitet.Solche Situationen liegen wahrscheinlichin den Jets von aktiven Galaxienvor, die man unter anderen als Quellender kosmischen Strahlungsteilchenmit den allerhöchsten Energien vermutet.Ihre theoretische Behandlung ist einaktives Spezialgebiet der Hochenergie-Astrophysik in Deutschland. 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 Zusatzannahmendamit vergleichen lässt. Die GammateleskopeH.E.S.S. und MAGIC sindderzeit mit dieser Aufgabe beschäftigt.Die Theorie der Teilchenbeschleunigungoberhalb einiger 10 15 eV steht noch inden Anfängen. Die theoretische Untersuchungvon extragalaktischen Jet-Quellen ist eine schwierigere Aufgabe,weil der zugrundeliegende gasdynamischeVorgang so außerordentlich komplexund deshalb noch keineswegs vollverstanden ist. Die theoretische Behandlungdieser nichtthermischen Prozesseim Allgemeinen ist eine außerordentlicheHerausforderung für die Theorie,deren Bedeutung für die Astrophysik,Kosmologie und Teilchenphysik gar nichtüberschätzt werden kann.Kosmische StrahlungTheoretische Berechnung der Teilchenbeschleunigung und Gammaemission des Supernova-Überrestes CassiopeiaA. Die Kurven zeigen die spektrale Energieverteilung der Inversen Compton-Strahlung (IC), der nichtthermischenBremsstrahlung (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.➥ Deutsche Arbeitsgruppen zur Theorie der kosmischenStrahlung: Universitäten Bochum, Erlangen,Hamburg, Wuppertal und Würzburg, Max-Planck-Institute für Astrophysik (Garching), für extraterrestrischePhysik (Garching), für Kernphysik (Heidelberg)und für Radioastronomie (Bonn)Die meisten theoretischen Modellegehen von solch einer Transportgleichungaus. Sie liegt auch der so genanntenTheorie der diffusiven Teilchenbeschleunigungan Stoßwellen zugrunde,die allgemein als der wichtigste Prozessfür die Erzeugung der kosmischen Strahlungangesehen wird. Dies betrifft insbesonderedie Explosionswolken vonSupernovae. Ein solcher so genannterSupernova-Überrest (Supernova Remnant,SNR) bildet an seiner Außenseiteeine gewaltige Stoßwelle, die in dasinterstellare Medium hineinläuft. Dabeiwird das Gas komprimiert und aufgeheizt,und es führt ein Magnetfeld mitsich. Teilchen aus dem heißen Gas hinterder Stoßwelle können in die Stoßfrontstrahlung vor allem im Radio- und Röntgenbereich.Mit Hilfe dieser Theorie ließensich mehrere SNR 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 Gammaquellebeobachtet wurde.59

Das Pierre-Auger-Observatorium hat die Untersuchung der höchstenergetischen kosmischenStrahlung zum Ziel. Das Observatorium wird aus je einer 3000 km 2 großen Detektoranlage aufder 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 amBau und Betrieb des Observatoriums.Das Pierre-Auger-Observatorium:Teilchensuche in der argentinischen PampaLageplan 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 einzelnenFluoreszenzteleskope.In der kosmischen Strahlung existierenTeilchen mit ultrahohen Energien oberhalbvon 10 20 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 unbekannterTeilchen (möglicherweise derDunklen Materie) entstehen. Der Nachweisder Teilchen ist sehr aufwändig, weilsie sehr selten sind: Bei diesen Energienerwartet man ungefähr ein Teilchen proQuadratkilometer und Jahrhundert. Dahersind riesige Detektorflächen nötig,um ausreichend viele dieser Teilchen zufinden. Dies geschieht indirekt über dievon ihnen in der Erdatmosphäre ausgelöstenKaskaden von Sekundärteilchen, denLuftschauern. Höchstenergetische Luftschauerenthalten viele Milliarden Sekundärteilchen,die am Erdboden eine Flächevon mehr als 50 km 2 überdecken können.Schauerdetektoren undFluoreszenzteleskopeDas Pierre-Auger-Observatorium ist dieweltweit größte Anlage für die Messungvon kosmischer Strahlung der höchstenEnergien. Erstmals wird bei ihm aucheine Hybridtechnik angewandt: Oberflächendetektorenmessen die Sekundärteilchen,und große Teleskope registrierenFluoreszenzlicht, das die Sekundärteilchenin der Atmosphäre über demSchauerfeld erzeugen. Diese simultaneNachweismethode reduziert erheblichdie systematischen Unsicherheiten derMessung insbesondere in der Energiebestimmungder Primärteilchen. Das Pierre-Auger-Observatoriummit 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, wurdeim November 2005 eingeweiht undwird bis Anfang 2007 voll ausgebautsein. Es besteht aus insgesamt 1600Wasser-Tscherenkow-Detektoren, die imFüllen eines der 1600 Oberflächendetektoren desAuger-Observatoriums mit ultrareinem Wasser. ImHintergrund ist ein Teleskopgebäude mit Kommunikationsmastund links davon eine Station zur Messungder Lichtabsorption in Luft (LIDAR) zu sehen.60Kontakt: Prof. Dr. Johannes Blümer · Universität und Forschungszentrum KarlsruheInstitut für Kernphysik · 76021 Karlsruhe · Tel. 07247/82-3545 · johannes.bluemer@ik.fzk.de

Abstand von 1,5 km zueinander aufgestelltsind. Jeder Wassertank hat eineGrundfläche von 10 m 2 und ist mit 12Tonnen ultrareinem Wasser gefüllt.Energetische Teilchen eines Luftschauerslösen im Wasser kurze Lichtblitze, sogenanntes Tscherenkow-Licht, aus. Dreiempfindliche Photomultiplier registrierendiese Emissionen in jedem Tank.Diese Detektortanks sind autonome Stationenmit solarer Energieversorgung,wobei die Kommunikation mit derDatenerfassungszentrale über Mikrowellenerfolgt. 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 km 2 ab, was mehrals der Ausdehnung des Saarlandes entspricht.Sie sollen mehr als zehn Jahrelang Daten sammeln.In vier Gebäuden am Rand des Detektorfeldsbeobachten jeweils sechs Fluoreszenzteleskopein klaren dunklen Nächten(entsprechend 10 bis 15 % der Messzeit)den Himmel über dem Detektorfeld.Diese Teleskope sind elektronischeSchmidt-Kameras mit einer Öffnung vonetwa 3 m 2 ,einer Korrekturlinse und einem14 m 2 großen sphärischen Spiegel. DiesesDesign erlaubt ein Gesichtsfeld von30 mal 30 Quadratgrad pro Teleskop beihinreichend guter optischer Abbildungsqualität.In der Fokalebene registrieren440 Photomultiplier die Fluoreszenz-Leuchtspur der Luftschauer mit einerZeitauflösung von 100 ns. Das entsprichtetwa der Aufgabe, eine 30 Kilometer entfernte40-Watt-Glühbirne aufzunehmen,die fast mit Lichtgeschwindigkeitdurch die Atmosphäre fliegt. Währenddie Tanks die Teilchenverteilung von Luftschauernauf der Erdoberfläche messen,lässt sich anhand der Leuchtspur die Entwicklungder Teilchenzahl entlang derSchauerbahn durch die Atmosphärerekonstruieren. Die Ergebnisse der Fluoreszenzteleskopedienen unter anderemzur Energiekalibration des Experiments.Außerdem hängen die Form der Schauerentwicklungund die Höhe des Maximumsin der Atmosphäre von der Massedes Primärteilchens ab. Von Eisenkerneninduzierte Schauer beginnen in größererHöhe als protoninduzierte Schauer.Um aus der gemessenen Fluoreszenzemissiondie Energie des Schauers möglichstgenau ermitteln zu können, ist esnotwendig, die aktuelle meteorologischeSituation zu kennen. Deshalb überwachenLIDAR-Systeme den Himmel,zudem lässt man ab und zu Wetterballonsaufsteigen.Bereits in der Aufbauphase des Observatoriumswurden kontinuierlich Datengenommen. Die Beobachtung vonSchauern mit mehreren Teleskopen unddie simultane Messung der Teilchen inden Wassertanks demonstrieren eindrucksvolldie Leistungsfähigkeit desAuger-Observatoriums. Zu den erstenwissenschaftlichen Ergebnissen gehörenein Energiespektrum der beobachtetenEreignisse, die Durchmusterung desSüdhimmels nach Punktquellen undeine obere Grenze für den Anteil vonPhotonen in der ultra-hochenergetischenkosmischen Strahlung. Eine in verschiedenenModellen vorhergesagtePunktquelle in der Nähe des galaktischenZentrums konnte nicht bestätigtwerden. Diese Daten beruhen jedochbisher noch auf sehr wenig Beobachtungszeit,so dass die „integrierte Apertur“nur etwa gleich groß ist wie bei denExperimenten der vorigen Generation. AusblickBis Ende 2005 waren etwa 1050 Wassertanksund 18 Teleskope des südlichenAuger-Observatoriums aufgestellt. BisAnfang des Jahres 2007 soll es fertig gestelltwerden. Dann wird es eine etwa30-mal größere Detektorfläche besitzenals das bislang größte LuftschauerexperimentAGASA in Japan. Anschließend istder Aufbau des nördlichen Observatoriumsgeplant. Eine vollständige und möglichstgleichmäßige Abdeckung allerHimmelsrichtungen ist entscheidendfür die Interpretation der Daten. Für dasNordexperiment wurde von der Auger-Kollaboration ein Areal bei Lamar, Colorado,in den USA ausgewählt.➥ Deutsche Beteiligungen: Forschungszentrumund Universität Karlsruhe, RWTH Aachen,Universitäten Bonn, Siegen und Wuppertal,Max-Planck-Institut für Radioastronomie (Bonn)http://www.auger.de • Kosmische StrahlungInnerer 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 Schauerachseist als rote Linie zusammen mit der entsprechenden Projektion auf die von den Teleskopkameras aufgenommenenBilder dargestellt. Die rekonstruierte Energie des Schauers beträgt 2 · 10 19 eV.61

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 ausDeutschland, Italien, Polen und Rumänien beteiligt.KASCADE-Grande:Luftschauer über KarlsruheKosmische Teilchen erzeugen in der Atmosphäre eineKaskade von Sekundärteilchen. Diese werden mitunterschiedlichen Detektortypen auf dem Erdbodennachgewiesen.Teilchendichte eines einzelnen Schauers in Abhängigkeitvom Abstand zum Schauerzentrum, gemessenmit verschiedenen Detektorkomponenten von KAS-CADE-Grande.Hochenergetische kosmische Strahlunglässt sich aufgrund des geringen Flussesnicht mehr direkt mit Ballon- oder Satellitenexperimentenmessen. Bei nur einemTeilchen pro Quadratmeter und Tagist man auf erdgebundene Messungenangewiesen. Hierbei kommt zugute,dass die aus dem Kosmos kommendenPrimärteilchen in der Atmosphäre mitden Atomkernen der Luftmoleküle zusammenprallenund in einem fortlaufendenProzess Sekundärteilchen erzeugen:Ein ausgedehnter Luftschauer bildetsich aus. KASCADE-Grande (KarlsruheShower Core and Array Detektor mitGrande Erweiterung) ist zum einen aufastrophysikalisch interessante Größen,wie Energiespektrum und Elementzusammensetzungder kosmischen Strahlung,empfindlich. Andererseits trägt eszum Verständnis von Wechselwirkungsmechanismenbei, die bei hohen Energienzwischen Hadronen (Elementarteilchen,die der starken Wechselwirkungunterliegen) stattfinden.Das „Knie“ in der Energieverteilungder kosmischen StrahlungDer Fluss der kosmischen Strahlungnimmt mit zunehmender Energie derTeilchen stark ab. Etwas oberhalb einerEnergie von 10 15 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 jedochverschiedene theoretische Ansätze zurErklärung. So könnte die Energie imBereich des Knies die nötige Minimalenergiezum Entweichen der Teilchen ausunserem Milchstraßensystem sein. Denkbarist auch, dass es die maximal erreichbareEnergie ist, welche die Teilchen mitmöglichen Beschleunigungsmechanismenin unserer Galaxis erreichen können.Schließlich ist es auch möglich, dass esdie Energieschwelle für neue Wechselwirkungseigenschaftender Teilchen inoder außerhalb unserer Atmosphäre ist.Dies hätte eine falsche Rekonstruktionder Teilchenenergie zur Folge.Alle drei Theorien sagen eine Abhängigkeitder Position des Knies von der Art derPrimärteilchen voraus. Sie lassen sichexperimentell unterscheiden, indem mandie Position des Knies für verschiedeneElementgruppen bestimmt, und zusätzlichdie Isotropie der ankommendenStrahlung überprüft.KASCADE-Grande misst geladeneTeilchen der kosmischen StrahlungKASCADE-Grande verfolgt das Ziel, Energieund Masse der Primärteilchen zubestimmen und dabei auch die Wechselwirkungenin der Luftschauerentwicklungbesser zu verstehen. Hierfür verfügtdie Anlage über verschiedene Detektortypen,die alle geladenen Teilchen in denSchauern messen. Das sind Hadronen,Myonen und Elektronen. Die Detektorenmessen die laterale Dichteverteilung.62Kontakt: Dr. Andreas Haungs · Forschungszentrum Karlsruhe · Postfach 364076021 Karlsruhe · Tel. 07247/82-3310 · andreas.haungs@ik.fzk.de

Daraus ergibt sich die Gesamtzahl derSekundärteilchen am Boden, was Rückschlüsseauf Energie und Teilchenart desPrimärteilchens zulässt.Das Detektorfeld von KASCADE.Das ursprüngliche KASCADE-Experimentbesteht aus einem 200 mal 200 m 2großen Areal mit 252 Detektorstationenzum Nachweis der elektromagnetischenKomponente eines Luftschauers. Zusätzlichbeinhalten 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 m 2großes Detektorsystem, bestehend auseinem 4000 t schweren Eisen-Kalorimetermit neun Lagen aus empfindlichenIonisationskammern, drei Ebenen ausSpurdetektoren sowie einer Triggerebeneaus Szintillationszählern. Das komplexeDetektorsystem 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 kosmischeTeilchen zwischen 10 14 eV und 10 17 eV mithoher Qualität nachweisen.Nach acht Jahren Messzeit wurde KAS-CADE um 37 größere Detektorstationenerweitert und nimmt seitdem eine Flächevon 700 mal 700 m 2 ein. Mit dieserneuen Anlage, genannt KASCADE-Grande,können nun Primärteilchen mit Energienbis zu 10 18 eV nachgewiesen werden.Erstmals Energiespektreneinzelner PrimärteilchenartenÜber 40 Millionen mit KASCADE gemesseneLuftschauer erbrachten wichtigeErkenntnisse. Zum einen konnte gezeigtwerden, dass die kosmische Strahlung indiesem Energiebereich nicht aus primärenPhotonen (Gammaquanten) oderElektronen, sondern aus Atomkernenbesteht. Außerdem ist die geladene kosmischeStrahlung absolut isotrop, dasheißt die Teilchen fallen aus allen Richtungengleich häufig ein. Darüber hinausist KASCADE das bisher einzige Luftschauerexperimentweltweit, das ausden Daten nicht nur das Spektrum allerTeilchen rekonstruieren, sondern Energiespektreneinzelner PrimärteilchenartenDas Energiespektrum der kosmischenStrahlung. Farbig eingezeichnetdie Ergebnisse vonKASCADE mit den rekonstruiertenSpektren einzelner Elemente.Deutlich zeigt sich, dass dieleichten Elemente das Knie derkosmischen Strahlung verursachen.Das Gesamtspektrum istfür zwei Analyseergebnisse dargestellt,basierend auf unterschiedlichentheoretischen Modellender Luftschauerentwicklung.Die Messbereiche einzelnerExperimente sind untendargestellt. H, He und heavystehen für die Kerne von Wasserstoff,Helium und schwerenElementen.(Wasserstoffkerne, Heliumkerne, Gruppemittelschwere Kerne usw.) extrahierenkonnte. Hierbei wurde gezeigt, dassdas „Knie“ nur durch leichte Primärteilchenverursacht wird. Außerdem verschiebtsich dessen Position mit derMasse und Ladung der Primärteilchenartzu höheren Energien. Die Ergebnisseweisen eindeutig auf eine astrophysikalischeund nicht teilchenphysikalischeUrsache des Knies hin.Für die Teilchenphysik ist dennoch interessant,dass mit KASCADE Wechselwirkungseigenschaftenvon Teilchen in einemEnergiebereich untersucht werdenkonnten, der weit oberhalb aller bisherigenBeschleunigerexperimente liegt. Ausblick – KASCADE-Grandegemeinsam mit LOPESAus den bisherigen Ergebnissen folgenweitergehende Fragestellungen bezüglichdes Spektrums der kosmischenStrahlung. So sollte die Position des zuerwartenden Knies für Eisenkerne beicirca 10 17 eV liegen. Das muss noch experimentellüberprüft werden. Hier mussdann auch die galaktische Komponenteder kosmischen Strahlung in eine extragalaktischefür die höchsten Energienübergehen. Das heißt, Teilchen mit Energienvon mehr als 10 17 eV sollten mehrheitlichvon entfernten Galaxien kommen.Damit sollte theoretisch eine Änderungder Elementzusammensetzungeinhergehen. Beides ist mit der Erweiterungvon KASCADE zu KASCADE-Grandeexperimentell zugänglich.Parallel zu den Messungen mit denSekundärteilchendetektoren wird KAS-CADE-Grande in Koinzidenz mit Radio-Antennen des LOPES-Experimentes betrieben.Ziel dieser Kooperation ist es, dieRadioemission in Luftschauern zu messen.Dieser Anfang 2004 erstmals inKarlsruhe nachgewiesene Prozess wirdvoraussichtlich als neue Technik für dieMessung von kosmischen Strahlungsteilchenhöchster Energien zum Einsatzkommen.➥ Deutsche Beteiligungen: Forschungszentrum undUniversität Karlsruhe, Universitäten Siegen undWuppertal63http://www-ik.fzk.de/KASCADE • Kosmische Strahlung

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 Schaueranlagenwie dem Pierre-Auger-Observatorium zum Einsatz gelangen. LOPES ist ein europäischesProjekt, das in Koinzidenz mit KASCADE-Grande betrieben wird und an dem 13 Instituteaus Deutschland, den Niederlanden, Italien, Polen und Rumänien beteiligt sind.LOPES „sieht“ Radioblitzekosmischer StrahlungsteilchenKosmische Teilchen erzeugen in der Atmosphäreeinen Luftschauer. Hierbei wird auch nachweisbareStrahlung im Radiofrequenzbereich emittiert.Mit LOPES rekonstruierte Radiokarte für einen einzelnenLuftschauer. Die Position des Spots zeigt die Richtungdes einfallenden Schauers, die Intensität ist mitder Energie des Primärteilchens korreliert.Atomkerne der kosmischen Strahlunglösen beim Zusammenstoß mit derErdatmosphäre große Schauer von Sekundärpartikelnaus, die in der Luft eineLeuchtspur erzeugen und als Teilchenteppichauf die Erdoberfläche vordringen.Detektorfelder wie das Pierre-Auger-Observatorium oder das kleinereKASCADE-Grande messen diese Ereignisse.Die Teilchenschauer emittieren inder Atmosphäre allerdings auch Strahlungim Radiobereich. Diese kurzen, sehrintensiven Radioblitze stellen dabei fürwenige Nanosekunden die hellsten Radioquellenam Himmel dar. Sie konntenim Rahmen des LOPES-Experimentesdurch Vergleich mit KASCADE-Grande-Messungen erstmals zweifelsfrei einzelnenTeilchen der hochenergetischen kosmischenStrahlung zugewiesen werden.Das ist ein Meilenstein bei der Entwicklungneuer Techniken zur Messung dieserPartikel aus dem Weltraum.Die aus dem Universum einfallendenAtomkerne der kosmischen Strahlunglösen durch Zusammenstoß mit denBestandteilen der Atmosphäre eine Lawinean neuen Partikeln aus. Diese erzeugtin der Hochatmosphäre eine Leuchtspurund kommt auf der Erdoberfläche alsstarker Schauer an. Seit 40 Jahren istbekannt, dass zudem während der Luftschauererzeugungin der Atmosphäredurch die Wechselwirkung der Teilchenmit dem Erdmagnetfeld auch Strahlungim Radiofrequenzbereich emittiert wird.Bei diesem Vorgang werden positive undnegative Sekundärteilchen des Luftschauersvoneinander getrennt, was zurEmission von Synchrotronstrahlung führt.Sie liegt bei den typischen Energien dieserSekundärteilchen im Radiofrequenzbereichund ist in Flugrichtung gebündelt.Physiker sprechen vom Geosynchrotron-Effekt.Dieses nur wenige Nanosekundendauernde Phänomen konnte erstjetzt mit Hilfe eines modernen digitalenRadio-Interferometers vom allgegenwärtigenUntergrund an Radiostrahlung getrenntwerden.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 insgesamthundert über Holland und Deutschlandverteilte Antennenfeldern bestehenund Ende 2007 in Betrieb gehen. LOPES(LOFAR PrototypE Station) ist ein Arrayaus 30 Radioantennen. Diese bildeneinen breitbandigen Empfänger, der eineVielzahl unterschiedlicher Frequenzengleichzeitig aufnehmen kann und dieSignale in eine digitale Elektronik einspeist.Anders als bisherige Radioteleskope,die auf kleine Himmelsfelder ausgerichtetwerden, haben die Antennen vonLOPES den gesamten Himmel im Blickfeld.Die Daten werden digital gespeichertund können im nachhinein für jedeHimmelsrichtung und zu jedem beliebigenZeitintervall ausgelesen werden.64Kontakt: Dr. Andreas Haungs · Forschungszentrum Karlsruhe · Postfach 364076021 Karlsruhe · Tel. 07247/82-3310 · andreas.haungs@ik.fzk.de

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 kosmischenStrahlung werden die Schauerereignissevon KASCADE-Grande analysiertund darin die Zeitpunkte von Teilchenschauernbestimmt. Dann werdendie Radiodaten von LOPES in einem0,8 ms langen Zeitfenster um dieseEreignisse herum ausgewertet. Hierfürbefreit man die Daten mit digitalen Filternvon 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 zukünftigeAnwendungen 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 kosmischenTeilchens. Außerdem wurdeeine Korrelation mit dem Winkel zwischenankommendem Luftschauer undder Richtung des Erdmagnetfeldes gefunden.Diese Ergebnisse sind im gutenEinklang mit dem theoretischen Bild desGeosynchrotron-Effektes als Erzeugungsmechanismusder 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.Korrelation des von LOPES gemessenen Radiopulsesmit der Myonenzahl,die KASCADE-Grande gleichzeitiggemessen hat. Die Myonenzahl ist ein guter Parameterfür die primäre Energie des kosmischen Teilchens. AusblickInzwischen wurde das LOPES-Antennenfeldvon 10 auf 30 Antennen erweitert,um nun mit großer Statistik vor allenDingen bei höheren Energien das Radiosignalim Detail auch auf EinzelschauerundEinzelantennenbasis zu studieren.Besonderer Wert wird hier auf eine absoluteEichung der Antennen gelegt, umdas gemessene Signal einer Feldstärke inder Atmosphäre zuordnen zu können.Das ist unabdingbar für einen direktenVergleich mit theoretischen Berechnungendes Emissionsmechanismus. Darüberhinaus werden neuartige Antennenbei LOPES getestet, die für eine Verwendungim 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 etablieren,die Emissionsmechanismen inder Atmosphäre theoretisch verstehenund den Weg zu einer verbesserten Messungder höchstenergetischen kosmischenStrahlung ebnen. Dies könnte helfen,eines der großen Rätsel unseres Universumszu entschlüsseln.➥ Deutsche Beteiligungen: Forschungszentrumund Universität Karlsruhe, Max-Planck-Institutfür Radioastronomie (Bonn), Universitäten Bonn,Siegen und Wuppertalhttp://www.astro.ru.nl/lopes • Kosmische StrahlungVier LOPES-Radioantennen zwischen Schauerdetektorenvon KASCADE-Grande auf dem Gelände desForschungszentrums Karlsruhe.65

Das Experiment AMS-02 (Alpha Magnet Spectrometer) soll auf der InternationalenRaumstation 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 Forschungsinstitutenaus 13 Ländern in enger Zusammenarbeit mit der NASA gebaut.AMS sucht Antimaterie und Dunkle MaterieDie meisten Theorien gehen heutedavon aus, dass zumindest ein Teil derunsichtbaren Dunklen Materie ausschwach wechselwirkenden Teilchen, sogenannten Weakly Interacting MassiveParticles (WIMPs) besteht. Da solche Teilchenim Standardmodell nicht vorkommen,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 verschwundensind, wobei u.a. Elektronen,Positronen, Protonen, Antiprotonen,Gammastrahlen und Neutrinos entstehen.Bei solchen Prozessen gehen dieElektronen und Protonen heute in dergewaltigen Menge dieser Teilchen unter,die ohnehin in der Galaxie vorhandensind. Aber die Antimaterieteilchen undGammastrahlen sind womöglich nachweisbar.Sie sollten sich von dem allgemeinenUntergrund abheben, der durchWechselwirkungen der kosmischen Strahlenmit 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 unterschiedlichenSubdetektoren.Computergeneriertes Modell der ISS mit dem AMS-02-Detektor vorne links.66Kontakt: Prof. Dr. Wim de Boer · Institut für Experimentelle Kernphysik UniversitätKarlsruhe · Postfach 6980 · 76128 Karlsruhe · Tel. 0721/608-3593 · wim.de.boer@cern.chProf. Dr. Stefan Schael · Physikalisches Institut Ib RWTH Aachen · Sommerfeldstraße 1452074 Aachen · Tel. 0241/80-27158 · schael@physik.rwth-aachen.de

Das von dem amerikanischen Physik-Nobelpreisträger Samuel Ting initiierteExperiment hatte bereits einen Vorläufer,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 geladenerTeilchen der kosmischen Höhenstrahlungvermessen. Die unerwartetreiche Ausbeute an erstklassigen wissenschaftlichenErgebnissen hat die bisherigenMessungen über die Zusammensetzungder kosmischen Strahlungdeutlich verbessert. Hinweise auf Antimateriewurden nicht gefunden, so dassdie bisherigen experimentellen Grenzenfür deren Häufigkeit deutlich verbessertwerden konnten.AMS-02 ist ein moderner Teilchendetektormit ausgezeichneten Identifikationsmöglichkeiten.Er ist in viele Subdetektorenunterteilt. Die Impulse und Ladungsvorzeichender Teilchen werden in einemSpektrometer, bestehend aus einem Silizium-Trackerin einer supraleitendenSpule, durch die Krümmung der Teilchenspurim Magnetfeld (B=0,86 T) bestimmt.Die Teilchenidentifizierung erfolgtdurch die Messung der Geschwindigkeitenim Flugzeitdetektor (Time-of-Flight, TOF). Gleichzeitig misst man denLorentz-Faktor in dem Übergangsstrahlungsdetektor(Transition-Radiation-Detektor,TRD),die Teilchengeschwindigkeitenin den Tscherenkow-Zählern (Ring-Imaging-Cherenkov-Counter, RICH) unddie Teilchenenergien in dem elektromagnetischenKalorimeter (ECAL). FürGammastrahlen gibt es zwei Nachweismöglichkeiten:entwederdurch Paarkonversionim TRD, wobei das Elektron-Positron-Paarim Tracker nachgewiesen wird,oder als elektromagnetischer Schauer.Der Absolutbetrag der elektrischen Ladungwird durch die Ionisationsverlusteim Silizium-Tracker und in den RICH-Zählernbestimmt.Durch die vielen Teilchen-Identifikationsmethodenist AMS-02 in der Lage,individuelle Elemente im Spektrum derkosmischen Strahlung bis zu einerLadungszahl Z von 26 (also beispielsweiseeinfach ionisiertes Eisen) aufzulösen.Der Übergangsstrahlungsdetektorwird von der RWTH Aachen gebaut, dieraumfahrtqualifizierte Datenauslese dieserDetektorkomponente mit über 5000auszulesenden Kanälen übernimmt dieUniversität Karlsruhe.Der Betrieb im Weltall stellt harte Anforderungenan einen Detektor. Wegen derbegrenzten Stromversorgung darf dieElektronik nur ein Zehntel der Leistungvon konventioneller Elektronik verbrauchen.Die Elektronik muss zudem zwischen–20 °C und +50 °C funktionierenund 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 Infrarotstrahlungablaufen muss. Daher mussdie Elektronik auf ihre Weltraumtauglichkeitin einer Thermovakuumkammergetestet werden.Eine weitere technische Herausforderungbildet der supraleitende Magnet,der mit flüssigem Helium bis auf 1,8 Kelvingekühlt wird. Und schließlich mussberücksichtigt werden, dass währenddes Shuttle-Starts starke Vibrationenauftreten und die Elektronik in derErdumlaufbahn einer erheblichen Strahlenbelastungausgesetzt ist. Zusätzlichmuss der Detektor wartungsfrei mindestensdrei Jahre im Weltall funktionieren,was eine Redundanz der gesamtenElektronik verlangt. Zusammenfassung und AusblickDer Flug des Prototypen AMS-01 mitdem Space Shuttle Discovery hat erstmalsgezeigt, dass es möglich ist, moderneDetektoren der Teilchenphysik erfolgreichim Weltraum zu betreiben. Dabeigilt es eine Reihe von technischen Problemenzu lösen, die durch Start undLandung sowie den Betrieb im Weltraumauftreten. Mit dem AMS-02-Detektorsollen alle Komponenten der kosmischenStrahlung, inklusive einem möglichenAnteil von Antimaterie,genau vermessenund daraus Anzeichen für dieAnnihilation der Dunklen Materie gewonnenwerden. Die Ausbildung jungerPhysikerinnen und Physiker in diesemanspruchsvollen internationalen Umfelderöffnet attraktive Perspektiven für dieberufliche Zukunft sowohl in der Forschungals auch in der Industrie.http://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.de/~amswww • Kosmische Strahlung➥ Deutsche Beteiligungen:Universität Karlsruhe (TH), RWTH AachenTest der AMS-Elektronik in einer Thermovakuumkammer des Max-Planck-Instituts für extraterrestrischePhysik. Hier werden die großen Temperaturschwankungen und die fehlende Konvektionskühlung im Weltraumnachgeahmt.67

Mit dem H.E.S.S.-Observatorium im Khomas-Hochland von Namibia lässt sich Gammastrahlungmit Energien oberhalb von etwa 100 GeV nachweisen. Die Anlage besteht ausvier Teleskopen mit jeweils etwa 12 Meter Durchmesser. Jedes verfügt über hochsensitiveund extrem schnelle Kameras, um schwache Lichtblitze kosmischer Strahlungsteilchenzu registrieren. Ziel ist es, Quellen hochenergetischer Gammastrahlen zu entdeckenund eingehend zu studieren. Am Bau und Betrieb sind insgesamt etwa hundert Physikeraus Deutschland, Frankreich, England, Irland, Tschechien, Armenien, Südafrika undNamibia beteiligt.Das High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.)zeigt die Galaxis in einem neuen LichtGammastrahlung erzeugt in großer Höhe eineKaskade von Sekundärteilchen. Diese senden einenLichtblitz aus, der mit den Spiegelteleskopen beobachtetwird.Bild eines Gammaschauers, wie er mit den H.E.S.S.-Teleskopen beobachtet wird.Gammastrahlen mit sehr hohen Energienum 10 12 eV zeugen von den energiereichstenVorgängen im Universum.Sie werden in kosmischen Teilchenbeschleunigernerzeugt, die sich mit modernenInstrumenten wie H.E.S.S. mitbislang unerreichter Genauigkeit studierenlassen. Die Gammastrahlung wirdvon der Atmosphäre verschluckt, so dassman sie nicht direkt mit Teleskopen amBoden beobachten kann. Wenn dieStrahlung in die Hochatmosphäre eindringt,erzeugt sie aber eine Lawine vonTeilchen, die für den Bruchteil einer Sekundeeinen schwachen Lichtblitz aussendet.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 Beschleunigeranfertigen.H.E.S.S. repräsentiert die dritte Instrumentengenerationin diesem jungenZweig der Astronomie. Es ist sehr vielempfindlicher als seine Vorgänger. Benötigteman 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 Meter Durchmesser,der aus 380 Segmenten zusammengesetztist. Insgesamt verfügt einTeleskop über eine Spiegelfläche von107 m 2 , was eine Steigerung um mehr alsdas Zehnfache gegenüber dem VorgängerHEGRA 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 Fotosensoren,dieeine Fläche mit 1,40 MeternDurchmesser abdecken. Diese ungewöhnlichgroße Fokalfläche verleiht denTeleskopen ein weites Bildfeld mit fünfGrad Durchmesser. Damit wird die Untersuchungausgedehnter Strukturen amHimmel möglich.Bei H.E.S.S. zeichnen vier Teleskope dieSpur der kosmischen Gammaquanten inder Atmosphäre gleichzeitig aus verschiedenenWinkeln auf. Dadurch erreichtman eine besonders hohe Messgenauigkeitund Empfindlichkeit. Außerdemlässt sich die Position von Himmelskörpernam Himmel genau lokalisieren.Eine komplexe Elektronik dient dazu, diekurzen Tscherenkow-Lichtblitze vor demHintergrundlicht des Nachthimmels zuidentifizieren und mit einer Belichtungszeitvon einigen Milliardstel Sekundenaufzuzeichnen. In jeder Sekunde werdenetliche hundert Lichtblitze registriert,von denen aber nur einige pro Minutevon „interessanter“ Gammastrahlungstammen. Den Rest erzeugen Teilchen68Kontakt: Prof. Dr. Werner Hofmann · Max-Planck-Institut für Kernphysik · Saupfercheckweg1 · 69117 Heidelberg · Tel. 06221/516-330 oder 516-201 9 · hofmann@mpi-hd.mpg.de

der normalen Höhenstrahlung. Sie bildeneinen unerwünschten Untergrund,den man mithilfe von Computern herausfilternmuss.Erste wissenschaftliche ErfolgeDas Observatorium wurde 2004 eingeweiht.Bereitsim ersten Jahr erzielten dieForscher eine Reihe brillanter Ergebnisse.So gelang die Entdeckung des Pulsar-BinärsystemsPSR B1259-63 als erstevariable galaktische Quelle. Ein weiteresHighlight war die detaillierte Untersuchungder 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 Beobachtungsstundenin den Jahren 2004 und2005 wurde zum ersten Mal eine Himmelskarteunserer Galaxis im Gammalichtbei höchsten Energien erstellt. WiePerlen an einer Schnur reihen sich neuentdeckte Strahlungsquellen entlangder Milchstraße auf. Erstaunlich warauch, dass sich ein Teil der neu entdekktenQuellen bislang in keinem anderenSpektralbereich nachweisen ließ. Möglicherweisesind die Forscher hier auf einenoch unbekannte Art von Himmelskörperngestoßen, während andere Quellenmit früheren Supernova-Explosionen assoziiertsind.Aufsehen erregte besonders das ersteBild einer Supernova-Explosionswelle.Die ringförmige Struktur bestätigt theoretischeSpekulationen, dass solcheSchockwellen in der Tat Teilchen aufhohe Energien beschleunigen können.Das erste Bild einer Supernova im Licht der hochenergetischenGammastrahlung um 10 12 eV. DieFarbskala gibt die Gammaintensität an, während dieKonturlinien die Intensität des Röntgenlichts nachzeichnen.Die Aufnahme demonstriert, dass die ringförmigenSchockwellen solcher Supernovae kosmischeTeilchenbeschleuniger darstellen.Häufig sieht man in den H.E.S.S.-Himmelskartenauch Gammastrahlung ausder Umgebung von Pulsaren. Dabei handeltes sich um schnell rotierende Neutronensterne,deren gigantische magnetischeund elektrische Felder offenbareffiziente kosmische Teilchenbeschleunigersind.Mitte 2005 stieß man mit H.E.S.S. auf einweiteres faszinierendes Objekt, den„Mikroquasar“ LS 5039, einer Art Miniaturausgabeeines Quasars, in dem einSchwarzes Loch Materie von einemBegleitstern absaugt und einen Teildavon in Form von zwei entgegengesetztgerichteten, gebündelten Materiestrahlenins All stößt. Aus der Untersuchungdieser vergleichsweise nahenGammaquelle erhofft man sich Rückschlüsseüber die Prozesse in den ähnlichen,aber viel ausgedehnteren Materiejetsweit entfernter Quasare. AusblickDer Standort in Namibia kombiniertbeste optische Beobachtungsbedingungenmit einer direkten Sicht auf den zentralenBereich unserer Galaxis, wo sichbesonders interessante Objekte befinden,wie das Schwarze Loch im Zentrumder Milchstraße, zahlreiche Supernova-Explosionswolken und Pulsare. Mittelfristigsoll H.E.S.S. mit einem großen Zentralteleskopzu H.E.S.S. II ausgebaut werden,mit vergrößertem Energiebereichund weiter gesteigerter Empfindlichkeit.➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Kernphysik (Heidelberg), LandessternwarteHeidelberg, Universitäten Bochum, Hamburg,Tübingen und Humboldt-Universität Berlinwww.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESS • Kosmische StrahlungDie vier H.E.S.S.-Teleskope in Namibia. Jedes Teleskop verfügt über eine Spiegelfläche von 107 m 2 .69

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 Gammablitze(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 SpanienMAGIC – das Gammateleskopneuer TechnologieDas 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 Zeitdauervon 250 Sekunden.Erdgebundene Gammateleskope könnendie hochenergetische Strahlung nur indirektnachweisen. Das funktioniert nachfolgendem Prinzip: Dringt ein Gammaphotonin die Atmosphäre ein, so zerstrahltes bei Wechselwirkung mit Atomkernenin 5 bis 20 km Höhe. Dabei entstehtin äußerst kurzer Zeit eine großeZahl von sekundären Elektronen, die ineinem eng gebündelten Strahl in RichtungErdboden weiterfliegen. Dieser sogenannte elektromagnetische Schauer erzeugteinen kurzen Lichtblitz (Tscherenkow-Licht),den man vom Erdboden ausmit empfindlichen Teleskopen nachweist.Allerdings verursachen die geladenenTeilchen der kosmischen Strahlung,hauptsächlich Protonen und Heliumionen(Hadronen), tausendmal mehrSchauer als die Gammaphotonen unddamit auch Tscherenkow-Strahlung. HadronischeSchauer verhalten sich abersowohl in ihrer Zeitstruktur als auch inihrer räumlichen Verteilung anders alsihre elektromagnetischen Geschwister,wodurch sich diese beiden Phänomeneunterscheiden lassen. Das MAGIC-Teleskop(Major Atmospheric Gamma ImagingCherenkov) arbeitet dabei nach dengleichen Prinzipien wie die derzeit laufendenExperimente CANGAROO, H.E.S.S.und VERITAS.MAGIC verfügt über eine Kamera miteinem Öffnungswinkel von 3,5 Grad, entsprechenddem siebenfachen Vollmonddurchmesser.Freilichhandelt es sich nichtum eine konventionelle Kamera. Äußerstempfindliche Photomultiplier im Fokusdes Sammelspiegels registrieren dieschwachen und extrem kurzen Lichtblitze(etwa 500 bis 5000 Gammaquanteninnerhalb von ein bis zwei MilliardstelSekunden). Der Ort der Tscherenkow-Blitzeam Himmel wird zusammen mit dergenauen Ankunftszeit aufgezeichnet.Aus diesen Informationen wird das Primärteilchenidentifiziert. Der isotropeLichthintergrund des Himmels ist dabeiein zusätzlicher Störfaktor. Eine maximaleLichtausbeute und eine schnelle Elektroniksind deshalb nötig und gehörten mitzu den größten technischen Herausforderungendieses Projekts.Das weltweit empfindlichste Augefür den GammabereichMAGIC hat einen beherzten Schritt zugrößeren Dimensionen und zu einerbesonders leichten Bauweise unternommen.Der aus über 900 Einzelfacettenzusammengesetzte Sammelspiegel bildetmit 234 Quadratmetern das bei weitemgrößte aller existierenden Gammateleskope.Der tragende Rahmen ist ausleichten Kohlefaserstäben aufgebaut.Die Einzelspiegel werden permanent programmgesteuertfokussiert, um die beider Größe des Geräts unvermeidlichenVerbiegungen zu kompensieren.Diese und weitere technologische Neuerungenhaben für MAGIC ganz neue70Kontakt: Dr. Razmik Mirzoyan · Max-Planck-Institut für Physik · Föhringer Ring 680805 München · Tel. 089/32354-328 · razmik@mppmu.mpg.de

Beobachtungsmöglichkeiten eröffnet.Die große Spiegelfläche erlaubt es, auchnoch die schwächeren Signale von Gammaquantenmit niedriger Energie zuidentifizieren. Damit macht MAGIC einenbisher unerforschten Energiebereichdeutlich unter 100 GeV zugänglich.Existierende Satellitenexperimente sindbei niedrigeren Energien bis zu wenigenGeV empfindlich. Geplant sind auchWeltraumexperimente, wie GLAST, diediese Lücke zu geringeren Energie überbrücken.Durch den Zugang zu niedrigerEnergie können mit MAGIC auch wesentlichweiter entfernte Himmelskörpernachgewiesen werden als bisher, was fürviele Fragen der heutigen Kosmologievon großer Bedeutung ist.Eine wesentliche Neuerung bestehtauch darin, dass sich das gesamte Teleskopwegen 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 insbesonderein den letzten zehn Jahren zueinem der zentralen Forschungsthemender Astrophysik geworden sind. Bis vorkurzem haben hauptsächlich Weltraumteleskopedie weitgehend noch unerklärtenGammablitze im Röntgenbereichwahrgenommen. Vereinzelt lassensie sich auch mit optischen Teleskopenaufspüren. MAGIC kann dieses Phänomennun auch im hochenergetischenGammabereich messen: Meldet ein speziellzur Entdeckung von GRBs gebautesWeltraumteleskop 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 MAGICSeit seiner Inbetriebnahme Ende 2004hat MAGIC bereits einige wesentlicheBeiträge zum Verständnis der hochenergetischenGammastrahlung leisten können.Der Krebsnebel, eine konstantstrahlende „Eichquelle“, wurde vonMAGIC erstmals bei Energien unter 100Mit Hilfe von Laserstrahlen werden die Spiegelsegmente von MAGIC automatisch justiert.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 Supernovaquellenim Radiobereich. Im Fall vonJ1834, einer Quelle mit messbarer Ausdehnung,konnteMAGIC eine Molekularwolkeidentifizieren, die Anteil an derErzeugung der beobachteten Gammasdurch einen Hadron-basierten Mechanismushaben könnte.Erstmals überhaupt gelang MAGIC dieBeobachtung eines Objekts in sehr großerEntfernung, mit einer Rotverschiebungvon 0.182. Dabei handelt es sich umeine BL Lacertae Quelle, die im Röntgenbereichbekannt war, aber bisher nichtals Gammastrahler.Ein großer Erfolg sind auch die Beobachtungenvon aktiven galaktischen Kernen(AGN), außerhalb unserer Milchstraße.So gelang erstmals eine Beobachtungdes AGN 1ES1959+650 bei weit niedrigerenEnergien als bisher möglich. Auchhier werfen die Ergebnisse interessanteneue Fragen über die Mechanismen derErzeugung von Gammaphotonen auf,die sich deutlich von bisherigen Modellenfür andere AGN unterscheiden. EbenfallsAufsehen erregte die Vermessungdes Energiespektrums des BlazarsMkn421 bis herunter zu 100 GeV, daserstmals Anzeichen eines messbarenMaximums im Gammabereich durchCompton-Prozesse zeigt, sowie derNachweis sehr kurzzeitiger Intensitätsausbrüchein dem Blazar Mkn 501.Die Ursachen dieser schnellen Variabilitäterfordern neue Erklärungsansätze.Am 13. Juli 2005 gelang schließlich dieerstmalige Beobachtung eines GammaRay Bursts (GRB050713A). Bereits 20Sekunden nach der Meldung des SatellitenSwift war MAGIC in der Lage, hochenergetischeGammas von dieser Quelleaufzunehmen. Ein eindeutiges Signal fürkurzlebige Strahlung im Energiebereichvon MAGIC wurde allerdings nicht gemessen.Aber selbst eine obere Grenzefür die Intensität der Strahlung wird inZukunft dazu beitragen, diese rätselhaftenAusbrüche besser zu verstehen. Ausblick – MAGIC verdoppelnDie bisherigen Ergebnisse mit MAGICversprechen für die nahe Zukunft weitereneue Entdeckungen.Wir erwarten Beiträgezur galaktischen und extragalaktischenAstrophysik, die mit keinem anderenTeleskop möglich sind. Die innovativenBauelemente des Instruments habensich sehr gut bewährt, so dass derBau eines zweiten Teleskops gleicherGröße am selben Standort derzeit inAngriff genommen wurde. Dadurch werdendie Möglichkeiten der Kollaborationab 2007 sowohl in der Genauigkeit derMessungen wie in der Anzahl der messbarenObjekte noch erweitert.➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institut fürPhysik (München), Humboldt-Universität Berlin,Universitäten Dortmund und Würzburg71http://wwwmagic.mppmu.mpg.de • Kosmische Strahlung

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-Burstmonitor(GBM), stammt von einer Projektgruppe aus den USA und einer Arbeitsgruppe desMax-Planck-Instituts für extraterrestrische Physik in Garching.GLAST – das Weltraumobservatoriumfür die GammaastronomieGBM-NaIGBM-BGOLATDas GLAST-Observatorium, das die Erde in etwa550 km Höhe umkreisen soll, mit dem Large-AreaTelescope (orangefarbene Kiste) und den Detektorendes Burstmonitors (GBM) unterhalb davon.Die Gammaastronomie ist ein jungerZweig der Astronomie, in dem einigedeutsche Institute viel Erfahrung vorweisenkönnen, insbesondere durch Beteiligungan Projekten wie COS-B, SMM,Compton GRO und INTEGRAL. GLAST solldiese Forschung weiterführen. In den1990er-Jahren gelang es mit dem WeltraumobservatoriumCompton Gamma-Ray Observatory (CGRO) zum ersten Malso exotische Objekte wie Blazare,Pulsare,Kerne von aktiven Galaxien und Gammastrahlenblitze(Gamma Ray Bursts, GRBs)bei Energien zwischen einigen MillionenElektronenvolt (MeV) und einigen zehnMilliarden Elektronenvolt (GeV) zu beobachten.In diesem Bereich lassen sich dieenergiereichsten Prozesse untersuchen,die in der Natur ablaufen.Hierbei handeltes sich vorwiegend um Wechselwirkungenvon hochenergetischen Teilchen(Elektronen, Positronen, Protonen usw.)und Photonen mit Materie und elektromagnetischenStrahlungsfeldern. Dieseereignen sich im Allgemeinen in derNähe von kompakten Objekten wie Pulsarenund Schwarzen Löchern. Aber auchbei Wechselwirkungen von hochenergetischenTeilchen mit interstellarer Materiekann 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 aufleuchtendenGammablitze war jahrzehntelangunklar, bis es gelang, einigevon ihnen zu identifizieren und ihre Entfernungenzu bestimmen. Seitdem weißman, dass es sich um gigantische Ausbrüchein fernen Galaxien handelt. Heutevermutet man zwei Ursachen dahinter:Einerseits Zusammenbrüche und Explosionenvon besonders massereichen Sternenam Ende ihres Lebens (Kollapsare,Hypernovae), die dann möglicherweise ineinem Schwarzen Loch enden. Andererseitsverschmelzende kompakte Himmelskörperwie zwei Neutronensterne.Bei diesen Vorgängen werden gewaltigeEnergiemengen frei, vor allem im hartenRöntgenlicht. Beobachtungen mit EGRETauf dem Compton Gamma-Ray Observatoryhaben aber gezeigt, dass einige dieserBursts auch im Gammabereich nachleuchten.Von diesen Beobachtungen istbekannt, dass Teilchen bei diesen Vorgängenüber einen Zeitraum von Stundenbeschleunigt werden müssen und siedabei die beobachtete Gammastrahlungaussenden. Das hat wichtige Konsequenzenfür die Physik dieser Objekte und fürden Erzeugungsmechanismus der Gammastrahlung.Sie steht möglicherweiseim Zusammenhang mit der Entstehungeines Schwarzen Loches. Mit GLAST solldiese hochenergetische Strahlung gemessenund der Zusammenhang zur niederenergetischenGammastrahlung hergestelltwerden.72Kontakt: Dr. Giselher Lichti · Max-Planck-Institut für extraterrestrische PhysikGießenbachstraße · 85748 Garching · Tel. 089/30000-3536 · grl@mpe.mpg.de

Hierfür verfügt das Observatorium überzwei Instrumente. Das HauptinstrumentLAT soll Gammastrahlung im Energiebereichvon etwa 15 MeV bis 300 GeV messen,während das zweite InstrumentGBM bei geringeren Energien zwischenetwa 10 keV und 30 MeV empfindlich ist.Position des GBM im Satelliten (rechts oben) undAnordnung der NaI- und BGO-Detektoren.Die gegeneinandergeneigten 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-Teilchenvom galaktischen Zentrum, wie sie von GLASTnach fünf Jahren Himmelsdurchmusterung gemessenwürde (Diagramm: NASA).GBM-Detektoren (hinten links und rechts) bei Tests im Labor.Das LAT besteht aus einer Anordnungvon übereinander geschichteten Siliziumstreifendetektoren.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 Gammaquellenam Himmel bis auf wenige Bogensekundengenau 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 Gammablitzauf dessen Position ausrichtetund nach dem hochenergetischen NachleuchtenAusschau hält. Außerdembesitzt der GBM noch zwei Detektorenaus BGO-Kristallen, die Gammastrahlungim Übergangsbereich der beidenInstrumente zwischen etwa 150 keV und30 MeV messen können. Auf diese Weisewird es mit den beiden GLAST-Instrumentenzum ersten Mal möglich sein,die Spektren von GRBs über sechs Energiedekadenhinweg zu vermessen.Das Leuchtkraftmaximum liegt bei denmeisten Gammabursts bei Energien um250 keV, also weit unterhalb der Energieschwelledes LAT.Ohne den GBM wäre dieBestimmung dieses Leuchtkraftmaximumsnicht möglich. Dieser Parameterhängt eng mit der relativen Bewegungvon Beobachter und Quelle zusammenund gibt somit Aufschluss über die kosmologischeRotverschiebung und dierelativistische Bewegung der emittierendenTeilchen. Für das Verständnis derEnergieerzeugung in GRBs ist die Messungdieser 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 wichtigeHinweise auf die Vorgänge währenddes Gammaausbruchs und beim Ausglühendes Feuerballs geben.... und NeutralinosNeben diesen spannenden Untersuchungender 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 Neutralinoskönnen 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 unseresMilchstraßensystems signifikantzunehmen müsste. GLAST müsste dievon diesen Neutralinos erzeugte Annihilationslinienachweisen können. Zusammenfassung und AusblickMit der Teilnahme des Max-Planck-Institutsfür extraterrestrische Physik amGLAST-Projekt soll die erfolgreiche Erforschungdes Himmels im Gammalichtdurch deutsche Forscher fortgeführtwerden. Da dieser Wellenlängenbereichbisher noch relativ unerforscht ist, ergibtsich damit für die beteiligten Wissenschaftlerdie Möglichkeit, mit neuenErkenntnissen zu einem besseren Verständnisrelativistischer Teilchenbeschleunigungund ihrer verwandtenStrahlungsprozesse in unserem Universumbeizutragen. GLAST soll im Herbst2007 starten und mindestens fünf Jahrelang messen.http://www.mpe.mpg.de/gamma/GBM • Kosmische Strahlung➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür extraterrestrische Physik (Garching) undUniversität Bochum73

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 russischdeutschen,AMANDA von einer amerikanisch-europäischen Kollaborationbetrieben. Das Nachfolgeprojekt von AMANDA heißt IceCubeund wird gegenwärtig am Südpol installiert.Baikal-NT200, AMANDA und IceCube:Neutrinoastronomie in Wasser und EisEin Bilderbuch-Ereignis aus dem Jahr 1996:Eine Myon-Spur durchläuft den Baikal-Detektorvon unten nach oben und leuchtet 19 der 48Sensorpaare aus.Bislang ist es nicht gelungen, einen Himmelskörperzu identifizieren, der Neutrinosmit hohen Energien emittiert. Geradediese Teilchen würden aber wichtigeAufschlüsse über die ungeklärte Herkunftder 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. Neutrinoskönnen im Wasser Myonen erzeugen,die ein schwaches bläuliches Leuchtenaussenden. Registrieren die Sensorendieses 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 Strahlungabgeschirmt, und man kann relativungestört die wenigen Teilchen herausfischen,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 Empfindlichkeitdieser Konfiguration wurde2005 durch drei weit entfernte Trossen,jede mit zwölf Sensoren, auf ein Vielfacheserhöht. Die Komponenten des Baikaldetektorswerden im späten Wintervon der bis zu ein Meter dicken Eisdeckeins Wasser abgelassen – eine im Gegensatzzu Schiffen unbewegliche und darüberhinaus kostenlose Installationsplattform.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 Neutrinoteleskopam Südpol besteht aus 677Lichtsensoren, die an 19 Trossen befestigtund in den drei Kilometer dicken Eispanzerder Antarktis eingefroren sind. Diezwei Kilometer tiefen Löcher für die Trossenwerden 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-Installation eines Photomultipliers imantarktischen Eis.74Kontakt: Dr. Christian Spiering · DESY · Platanenallee 6 · 15738 ZeuthenTel. 033762/77218 · christian.spiering@desy.de

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 Neutrinoprodukteeinstuft, ist AMANDAs bevorzugtesBlickfeld der Nordhimmel. Detektorenim Baikalsee und im Mittelmeer(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 geladenenkosmischen Strahlen in der Erdatmosphäre.Ihre Zahl und ihr Energiespektrumsind verträglich mit denErwartungen für solche „atmosphärischen“Neutrinos.Ein augenscheinliches Indiz dafür liefertauch der Blick auf die Richtungsverteilungder Neutrinos, wie sie zwischen2000 und 2003 für 3329 Neutrinos aufgezeichnetwurde. Eine starke extraterrestrischeQuelle würde sich durch einePunkthäufung in der entsprechendenRichtung zu erkennen geben. Die Verteilungder Neutrinos am nördlichen Himmel(AMANDAs Blickfeld) ist jedochgleichmäßig. Etwaige Anhäufungen inirgendeine Richtung sind mit statistischenFluktuationen verträglich.Für eine klare Entdeckung extraterrestrischerQuellen von hochenergetischenNeutrinos wird man darum wohlauf das Nachfolgeprojekt IceCube wartenmüssen. Während AMANDA etwa30-mal geringere Neutrinoflüsse als dieHimmelskarte der von AMANDA registriertenNeutrinos.bisherigen Neutrinodetektoren in Höhlenund Tunneln nachweisen kann,übertrifft IceCube AMANDA noch einmalum das Dreißigfache und stößt ineinen Empfindlichkeitsbereich vor, indem die Entdeckung einer extraterrestrischenQuelle nach gängigen astrophysikalischenModellen fast unausweichlicherscheint.Neutrinoteleskope sind Mehrzweckinstrumente.Neben der Beobachtungastrophysikalischer Objekte betreibtman mit NT200 und AMANDA auch dieSuche nach Zerfallsprodukten der DunklenMaterie und nach anderen exotischenTeilchen, wie magnetischen Monopolen,superschweren Teilchen, diedas Analogon zu elektrischen Punktladungendarstellen. In beiden Fällen habenNT200 und AMANDA bisher Rekordausschlussgrenzenaufgestellt. AusblickBisher wurden neun Trossen des IceCube-Teleskopsmit je 60 Sensoren zwischen1400 und 2400 m Tiefe installiert.Das vollständige Neutrinoobservatoriumwird 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 Spektrumder physikalischen Möglichkeitenwesentlich erweitern. IceCube soll biszum Jahr 2010 voll aufgebaut werden.Vielleicht lässt sich die Sensitivität dieserAnlage bei extrem hohen Energiennoch einmal um einen Faktor hundertsteigern, indem man akustische undRadiodetektoren in einem weitmaschigenNetz um IceCube anordnet. EntsprechendeVoruntersuchungen laufenbereits.➥ Deutsche Beteiligungen: DESY (Zeuthen),Universitäten Dortmund, Mainz, Wuppertalund Humboldt-Universität Berlin, Max-Planck-Institut für Kernphysik (Heidelberg)http://www-zeuthen.desy.de/nuastro • Kosmische StrahlungBlick auf die Amundsen-Scott-Station (rechts), dasIceCube-Bohrcamp in der Mitte und die Datenzentrenfür IceCube und AMANDA. Links befinden sichzudem einige Radioteleskope.75

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 Neutrinoquellen.Ein größeres Nachfolgeprojekt ist im Rahmen der europäischenKM3NeT-Designstudie in Vorbereitung.ANTARES und KM3NeT:Tiefsee-Neutrinoteleskope im MittelmeerFertig montierte ANTARES-Stockwerke im LaborEines der großen Rätsel der Astrophysikist die Herkunft der hochenergetischenkosmischen Strahlung, deren gemessenesEnergiespektrum sich bis zu 10 20 eVerstreckt. In den kosmischen Beschleunigernmüssen bei zufälligen Wechselwirkungender energiereichen Teilchen mitder umgebenden Materie unweigerlichinstabile Teilchen wie Pionen entstehen.Wenn diese zerfallen, geben sie ein energiereichesNeutrino ab,das wegen seinergeringen Wechselwirkung die Quelleverlassen und weite Strecken im Universumzurücklegen kann. Der Nachweisdieser Neutrinos würde es ermöglichen,die Quellen der hochenergetischen kosmischenStrahlung zu identifizieren undAufschlüsse über die Beschleunigungsmechanismenzu erlangen. Neutrinoteleskopewie ANTARES und KM3NeT öffnensomit ein neues Fenster zur Beobachtungder höchstenergetischen Prozesseim Kosmos.Photosensoren in 2500 Meter TiefeAus dem bekannten Fluss der kosmischenStrahlung lässt sich mit Hilfe vonModellen der erwartete Neutrinoflussabschätzen. Dabei wird deutlich, dassman Detektoren mit sehr großem Volumenin der Größenordnung von einemKubikkilometer benötigt, um eine sinnvolleZahl von Neutrinoereignissen zuregistrieren. ANTARES ist ein Prototyp füreinen solchen Detektor. Er nutzt dasWasser des Mittelmeeres als Nachweismediumnach folgendem Prinzip. Myon-Neutrinos erzeugen in Stößen an denAtomkernen des Wassers Myonen, diedas Wasser durchlaufen und dabei Tscherenkow-Lichtemittieren. Eine Reihe vonoptischen Sensoren, so genannte Photomultiplier,weisen diese kurzen Blitzenach.Die Photomultiplier sind in dickwandigenGlaskugeln untergebracht, die demDruck von 250 bar standhalten, der ineiner Wassertiefe von 2500 m herrscht.Je drei Photomultiplier befinden sich aufeinem „Stockwerk“ zusammen mit einemTitan-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 versorgtdie Instrumente mit Strom und leitetdie Daten über eine Glasfaserleitungin die 40 km entfernte Station am Ufer.Aus der zeitlichen Verteilung der Lichtsignalean den Photomultipliern lässt sichdie Spur eines Myons durch das Wasserund damit auch die Einfallsrichtung desNeutrinos rekonstruieren. Hierfür muss76Kontakt: 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

die Position jedes einzelnen Photomultipliersbis auf etwa 10 cm genau bekanntsein. Deshalb befinden sich in jedemStockwerk ein Neigungsmesser und einKompass, aus deren Messwerten dieOrientierung (Verdrehung) des Stockwerkshervorgeht. Zudem werden überakustische und optische Laufzeitmessungendie Positionen der Stockwerke bestimmt.Im Rahmen des ANTARES-Experimentskonnte gezeigt werden, dass dieseMethoden zuverlässig funktionieren.Strings stellen somit eine geeigneteArchitektur für Neutrinoteleskope dieserArt dar, obwohl sich die Photomultiplierin der Wasserströmung bewegen.Die Abmessungen von ANTARES lassennur unter optimistischen Modellannahmenerwarten, dass man außer „atmosphärischen“Neutrinos (die in Wechselwirkungender geladenen kosmischenStrahlung in der Erdatmosphäre entstehen)auch in großer Zahl Neutrinos vonkosmischen Quellen nachweisen kann.Erst das zukünftige, einen Kubikkilometergroße Neutrinoteleskop KM3NeTwird es ermöglichen, bis zu einige hundert„extraterrestrische“ Neutrinos proJahr nachzuweisen. Dann steht auch zuerwarten, dass in größerem Umfang diegleichzeitige Beobachtung astrophysikalischerObjekte mit GammastrahlungDie Daten dieses Neutrinoobservatoriumswerden öffentlich verfügbar sein.Zudem ist vorgesehen, durch gezielteAnpassung der Online-Filteralgorithmeneine gesteigerte Sensitivität für bestimmteBeobachtungsrichtungen amHimmel zu erzielen. Dann kann mannach speziellen Kandidaten für NeutrinoquellenAusschau halten. EntsprechendeBeobachtungszeit mit KM3NeTwird der gesamten wissenschaftlichenGemeinschaft zur Verfügung stehen.Dies und die Anbindung von Meeresforschungsaktivitätenmacht KM3NeT zueiner multidisziplinären Forschungs-Infrastruktur. AusblickANTARES und die anderen Neutrinoteleskop-Projekteim Mittelmeer haben einelangjährige Entwicklungsphase hintersich, in der die Machbarkeit des Neutrinonachweisesin Meerwasser erbrachtwurde. Damit ist der Weg frei für daseigentliche Ziel, nämlich das NeutrinoobservatoriumKM3NeT mit einem Volumenvon einem Kubikkilometer. Es könnteim kommenden Jahrzehnt IceCube ergänzen.Dann wäre erstmals Neutrinoastronomiean Nord- und Südhimmelmöglich.➥ Deutsche Beteiligung:Universität Erlangen-Nürnberghttp://www.antares.physik.uni-erlangen.de • Kosmische StrahlungVersenken eines ANTARES Strings im MittelmeerANTARES befindet sich zur Zeit im Aufbau.Im Frühjahr 2005 wurde mit Hilfeeines Tauchroboters ein Teststring versenktund mit der Junction Box verkabelt.Er enthält neben optischen Sensorenauch Überwachungsinstrumentewie z.B. ein Gerät zur Messung der optischenAbsorptionslänge des Wassers.Der Teststring wird ein Jahr lang betriebenund sendet während dieser Zeitunablässig Daten an Land, die im Kontrollzentrumüberwacht und in einerDatenbank in Lyon gespeichert werden.Der erste vollständige ANTARES-Stringist Anfang 2006 in Betrieb gegangen,derAufbau des gesamten Detektors, der einVolumen von 10 7 Kubikmeter Wasserumfasst, soll 2007 abgeschlossen sein.Oben: Bemanntes U-Boot „Nautile“ kurz vor dem Einsatz;Unten: Verbinden eines der Strings mit der„Junction Box“.und Neutrinos (Multi-Messenger-Methode)möglich wird, was eine völlig neueQualität in der Interpretation der Dateneröffnet.Das KM3NeT-Projekt ist eine gemeinsameInitiative der Arbeitsgruppen in denderzeitigen Neutrinoteleskop-Projektenim Mittelmeer (ANTARES, NEMO undNESTOR) und bündelt damit die Erfahrungder Wegbereiter in der Tiefsee-Neutrinoteleskopie.Im Rahmen einer dreijährigenEU-finanzierten Designstudiewird ab Februar 2006 unter Koordinationder Universität Erlangen der TechnicalDesign Report für KM3NeT erarbeitet,so dass ab 2009 dessen Aufbau erfolgenkann.77

Hochenergetische Neutrinos werden in Neutrinoteleskopen wie Amanda und Antares aufoptischem Wege beobachtet. Der akustische Teilchennachweis kann hierzu eine erfolgversprechendeErgänzung bilden. Bei diesem Verfahren misst man den Schallpuls, den einTeilchenschauer – hervorgerufen durch Neutrinos – in Wasser oder Eis verursacht.Forscher aus Schweden, den USA und Deutschland testen dieses neue Verfahren.Horchposten fürhochenergetische NeutrinosEin Neutrino erzeugt nach einer Wechselwirkung inWasser oder Eis einen Teilchenschauer, der senkrechtdazu Schall in Form einer Scheibe abstrahlt.Akustische Testmessungen im Wassertank in ErlangenBislang sollen hochenergetische kosmischeNeutrinos mit Neutrinoteleskopennachgewiesen werden, die sich im Wasseroder im antarktischen Eis befinden. Indiesen Medien erzeugen die Neutrinosindirekt über geladene Sekundärteilchenschwache Lichtblitze, die sich mit optischenSensoren nachweisen lassen. InDeutschland untersuchen zwei Forschergruppenalternativ dazu den akustischenNachweis von Neutrinos.Schon 1957 wies der Physiker GurgenAskariyan auf die Möglichkeit der akustischenDetektion von Teilchen hin. Durchfliegengeladene Teilchen ein Medium, sodeponieren sie entlang ihrer Bahn Energie.Dadurch erwärmt sich das Materialkurzzeitig und dehnt sich aus. Dies hateinen bipolaren Schallpuls zur Folge, dersich senkrecht zur Teilchenspur ausbreitet.Man spricht von einer Schallscheibe,die sich mit empfindlichen Druckmessgerätennachweisen lässt.Der Vorteil dieses akustischen Nachweisesgegenüber den optischen bestehtdarin, dass Schall in Wasser oder Eis eineReichweite von mehreren Kilometern besitzt,während Licht nach etwa 100 m bereitsstark abgeschwächt ist. Daher kannman mit einem akustischen Detektor mitweniger Sensoren ein größeres Volumenüberwachen – eine entscheidende Voraussetzungfür den Nachweis energiereicherNeutrinos aus dem Universum.Erste Tests mit Wasser und EisAskariyans thermoakustisches Modellwurde von zwei Gruppen in Erlangenund Zeuthen getestet. Die Erlanger Physikersimulierten den Schauer von Sekundärteilchenmit einem Beschleunigerstrahlund mit einem Laser. Die Messungder Schallpulse erfolgte mit einem Unterwassermikrophon(Hydrophon). Ein solchesGerät besteht im Wesentlichen auseinem Piezosensor, der in einer Kunststoffhülleeingegossen ist. KommerzielleHydrophone, die zum Fischfang (Echolot)und zu militärischen Zwecken eingesetztwerden, eignen sich nur bedingt zumNachweis der zu erwartenden schwachenSignale. Ein typischer neutrinoinduzierterTeilchenschauer mit einerEnergie von 10 18 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 Umgebungsdruckist milliardenfach größer als dieSchalldruckamplitude. Entwicklung undBau von Hydrophonen,die optimal an dieBedürfnisse der akustischen Teilchendetektionangepasst sind, bilden daher einebesondere Herausforderung bei dieserneuen Messtechnik.Neben Hydrophonen stellen so genannteakustische Module eine zweite Möglichkeitzur akustischen Detektion dar. Hierbeiwerden Glaskugeln mit Piezosensorenausgestattet. Diese Technik hätte78Kontakte: 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

Test des thermoakustischen Modells in Erlangen.Pulseeines Infrarotlasers werden in einen Wassertank mitvariabler Temperatur geschossen und das resultierendeSchallsignal (Amplitude) gemessen. Das Verschwindendes Signals bei 4 Grad Celsius und die Signalumkehrunterhalb von 4 Grad belegt, dass derSchallpuls aufgrund der Wärmeausdehnung des Wassersentsprechend dem thermoakustischen Modellentsteht. Unterhalb von 4 Grad Celsius zieht sich Wasserzusammen, wenn Wärme zugeführt wird.Varianten von Glaziophonenden 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 Drucktestsmehr.Weiterhin besteht eine großeFlexibitität in der Anzahl der Sensorenpro Kugel und ihrer Position darin. BisherigeLaborexperimente im Wassertankbelegen, dass sich diese akustischenModule sowohl von der Empfindlichkeitals auch der getreuen Wiedergabe derSchallpulse her für den akustischen Neutrinonachweiseignen. Bei diesen Experimentenerzeugte ein kalibrierter SchallsenderSignale, wie man sie von einemneutrinoinduzierten Schauer erwartet.Bei DESY arbeitet man seit mehrerenJahren an einer Studie zum akustischenNeutrinonachweis im antarktischen Eis.Die Materialeigenschaften von Eis lassenerwarten, dass Neutrino-Wechselwirkungendarin etwa zehnmal stärkereSignale erzeugen als im Wasser. Gleichzeitigbesteht die begründete Hoffnung,dass der akustische Untergrund (Windan der Oberfläche, Wellenbewegung,thermische Bewegung der Moleküle)geringer ist. Simulationsrechnungen zeigen,dass ein etwa hundert Kubikkilometergroßer Detektor aus akustischen undRadiosensoren, die IceCube umgeben,mehr als zehn GZK-Neutrinoereignissepro Jahr mit beiden Techniken gleichzeitigmessen könnte. Die Neutrinos stammenaus Wechselwirkungen von höchstenergetischenkosmischen 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 thermoakustischenModells bestätigt. Kalibrationsmessungenin einem 12 mal 10 mal5 m 3 großen Tank demonstrierten, dassdie Glaziophone ein bis zu 50-fach besseresSignal-zu-Untergrund-Verhältnis aufweisenals kommerzielle Hydrophone. AusblickBisherige Testmessungen in Wasser undEis lassen den akustische Nachweis vonhöchstenergetischen Neutrinos als sinnvolleErgänzung zum optischen Nachweiserscheinen. 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 akustischenDetektor mit hundert KubikkilometerVolumen am Südpol installierenzu können, sind Messungen der Schall-Absorptionslänge und des Untergrund-Rauschens vor Ort geplant. Die ZeuthenerGruppe hat dafür, gemeinsam mitPartnern der Universitäten in Berkeley,Stockholm und Uppsala den „South PoleAcoustic Test Setup“ (SPATS) gebaut. Erbesteht aus drei Strings mit je siebenakustischen 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.http://www.antares.physik.uni-erlangen.de • Kosmische StrahlungTests mit Glaziophonen in einem Eisblock, in denProtonen mit einer Energie von 180 MeV auseinem Beschleuniger hineingeschossen wurden.➥ Deutsche Beteiligungen: DESY (Zeuthen),Universität Erlangen-Nürnberg79

Astroteilchenphysik in DeutschlandGravitationswellenû Gravitationswellen-Astronomie:Theoretische Berechnung undAstrophysikalische Quellenû Geo600 und LISA:den Gravitationswellen auf der Spur

Gravitationswellen sind im Rahmen der Allgemeinen Relativitätstheorie vorhergesagteVerzerrungen 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 empfindlicheDetektoren, sondern auch theoretische Vorhersagen der zu erwartendenSignale. Mehrere Gruppen in Deutschland arbeiten, koordiniert in einem Transregio-Sonderforschungsbereichder DFG, an diesem Problem.SFB/TR 7Gravitationswellen-Astronomie: TheoretischeBerechnung und Astrophysikalische QuellenComputersimulation von zwei miteinander verschmelzendenSchwarzen Löchern. Die farbigen zwiebelartigenStrukturen zeigen die sich entfernendenGravitationswellen. Die schalenförmigen scheinbarenHorizonte der Schwarzen Löcher im Mittelpunktder Grafik sind dunkelrot gekennzeichnet (MPI fürGravitationsphysik und ZIB,W. Benger mit Amira).In Einsteins Allgemeiner Relativitätstheoriewird die Gravitation oder Schwerkraftals Krümmung der Raumzeitbeschrieben. Gravitationswellen entstehenimmer 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 gehörenzu den stärksten Quellen. Der Bauempfindlicher Detektoren wie GEO600hat die Beschäftigung mit der Theorieder Gravitationsstrahlung zur vordringlichenForschungsaufgabe auf diesemGebiet werden lassen. Mit analytischenund numerischen Methoden löst manunter Einsatz von leistungsstarken Computerndie Einsteinschen Feldgleichungen,um die Pulsformen von Gravitationswellenzu berechnen, wie man sie auf derErde zu erwarten hat.„Kräuselungen“ der RaumzeitGravitationswellen werden häufig als„Kräuselungen“ der Raumzeit bezeichnet.Obwohl sie sich noch nicht direktnachweisen ließen, kann man theoretischeinige Eigenschaften vorhersagen.Dabei bieten sich Vergleiche mit derElektrodynamik an, die auch Einsteinschon bemühte.Beschleunigte Massen erzeugen Gravitationswellen,die sich im Vakuum mitLichtgeschwindigkeit ausbreiten. DieserVorgang hat in der Elektrodynamik seinPendant: Dort lösen beschleunigte Ladungenelektromagnetische 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 Gravitationsdipole,sondern die Gravitationsstrahlung istin niedrigster Ordnung eine Quadrupolstrahlung.Ein weiterer Unterschied zwischen Gravitationswellenund elektromagnetischenWellen besteht darin, dass sich in derElektrodynamik die Wellen linear überlagern(Superpositionsprinzip). Wegen derNichtlinearität der Einsteinschen Feldgleichungenist dies bei Gravitationswellenim Allgemeinen nicht der Fall. Nur beisehr schwachen Gravitationsfeldern giltnäherungsweise das Superpositionsprinzip.Dies erschwert die Berechnung derWellenlösungen für beliebige physikalischeSituationen ganz erheblich. In vielenFällen lassen sich deshalb lediglich Näherungslösungenermitteln.In einer bislang nicht gelungenen quantenfeldtheoretischenBeschreibung derGravitation wird die Gravitationswechselwirkungdurch masselose Gravitonenvermittelt werden, das bedeutet Gravita-82Kontakt: Prof. Dr. Gerhard Schäfer · Friedrich-Schiller-Universität JenaTheoretisch-Physikalisches Institut · Max-Wien-Platz 1 · 07743 JenaTel. 03641/9-47114 · gos@tpi.uni-jena.de

tionswellen werden in quantisierten Einheitenemittiert oder absorbiert. DieseEigenschaft entspricht der Funktion derPhotonen in der Elektrodynamik. Währendein Photon Spin 1 besitzt, erwartetman für Gravitonen (Quadrupol) denSpin 2. Die zu messenden schwächstenGravitationswellen werden aufgrund derniedrigen Frequenzen der Gravitationswellenvon typisch einigen tausendHertz und kleiner sehr viele Gravitonenbeinhalten, so dass hier – wie bei stärkerenGravitationswellen – der Quantenaspektexperimentell keine Rolle spielt.Gravitationswellen sind Transversalwellen,genauer gesagt: Sie sind transversalpolarisiert mit zwei unabhängigen Freiheitsgraden.Durchquert eine solcheWelle ein Raumgebiet, so wird darin einekreisförmige Ansammlung freier Teilchenfür das Zeitintervall des Durchgangsin der Polarisationsebene flächenerhaltenddeformiert. Die beiden hierbeientstehenden Ellipsen sind dabei – zugehörigzu jeweils einem der unabhängigenlinearen Polarisationsfreiheitsgrade– um 45 Grad gegeneinander gedreht. Inder Elektrodynamik ist der entsprechendeWinkel 90 Grad.Auf der Suche nach den QuellenDie wohl wichtigsten Quellen von Gravitationswellensind kompakte Doppelsysteme,in denen Neutronensterne und/oder Schwarze Löcher sich umkreisenund schließlich verschmelzen. Aber auchSupernovae tragen zu messbaren Gravitationswellen-Signalenbei.Die Messung von Gravitationswellenwäre einerseits eine weitere brillanteBestätigung für die Allgemeine Relativitätstheorie.Darüber hinaus aber lassensich aus den Gravitationswellen-Signalenverschiedenste Parameter der Quellenableiten. Im Falle von Doppelsternsystemenkönnte man die Massen und dieRotation der beiden Komponenten bestimmen,auch deren Bahnformen undSpinbewegungen sowie die Radien,Schwingungsmoden, Zustandsgleichungenund Gezeitendeformationen derKörper ließen sich ableiten. Gravitationswellenvon Supernovae beinhalten Informationenüber Rotationsverhalten sowieMasse und Zustandsgleichung deskollabierenden Objekts. Schließlich wäredie Signatur einer Gravitationswelle beider Entstehung eines Schwarzen Lochesso charakteristisch, dass man daran dieExistenz dieser exotischen Himmelskörperklar erkennen würde.Unter dem Dach des Transregio-SonderforschungsbereichesSFB/TR7 der DeutschenForschungsgemeinschaft, betitelt„Gravitationswellenastronomie: Methoden– Quellen – Beobachtung“ (mit Leitungan der Universität Jena), befassensich derzeit mehrere Theoriegruppen inDeutschland mit unterschiedlichen Aspektender Gravitation. Hierzu gehörterstens die detaillierte Untersuchungder Feldgleichungen: Dies beinhaltet dieAnalyse asymptotisch flacher Raumzeiten,die numerische Berechnung vonGravitationswellen und die Entwicklunganalytischer Näherungsverfahren. ZweitensStruktur und Dynamik kompakterObjekte: dazu zählen rotierende Neutronensternenund deren Übergang zuSchwarzen Löchern, Schwingungsmodenrotierender Neutronensterne, derGravitationskollaps kompakter astrophysikalischerObjekte sowie kollidierendeSchwarze Löcher und Neutronensterne.Drittens der Nachweis von Gravitationswellen-Signalen:Hier ist die Interpretationvon Gravitationswellen-Signalenein bedeutender Aspekt. AusblickDie derzeit vordringlichste Aufgabeder theoretischen Gravitationswellenforschungbesteht in der Berechnunghochgenauer Gravitationswellenformen(so genannter Templates) von zwei sichumkreisenden kompakten Himmelskörpern,die sich einander auf einer spiralförmigenBahn nähern und schließlichkollidieren. Solche Doppelsternsystemebestehen aus Neutronensternen und/oder Schwarzen Löchern. Hierbei kommtes entscheidend darauf an, aus den Wellenformenmöglichst genau die Eigenschaften(Systemparameter) der Quellenherauszufinden.Entsprechendes gilt auchfür den Gravitationskollaps zu SchwarzenLöchern. Mit dem ersten direktenNachweis von Gravitationswellen wirdder Grundstein zur beobachtenden Gravitationswellenastronomiegelegt sein,mit deren Messdaten es dann zur reichhaltigstenAnwendung der AllgemeinenRelativitätstheorie kommen wird. Sehrspannend kann es werden, wenn theoretischnoch nicht modellierte Messdatenempfangen werden. Sie könnten Hinweiseauf eine fundamentalere physikalischeEbene enthalten.➥ Standorte des SFB/TR7: Universitäten Hannover,Jena und Tübingen, Max-Planck-Institute für Gravitationsphysik(Golm) und für Astrophysik (Garching)www.tpi.uni-jena.de/SFB • GravitationswellenVerlauf von Materiedichte und Gravitationswellenamplitudebeim Gravitationskollaps eines rotierendenSterns (gestrichelt: Newtonsche Beschreibung derBewegung des Sterns, durchgezogen: allgemein-relativistischeBeschreibung der Bewegung des Sterns)(MPA, Dimmelmeier).Wirkung von Gravitationswellen auf einen Ring von Testmassen, der in transversaler Richtung zur Ausbreitungsrichtungder Gravitationswelle abwechselnd gestaucht und gestreckt wird. Der eine mögliche Polarisationszustand+ führt zu einer Verformung in einer bestimmten Richtung, der andere x in der um 45 Gradgedrehten Richtung.83

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 derzeitdrei Gravitationswellendetektoren – einer davon in der Nähe von Hannover.Geo600 und LISA:Gravitationswellen auf der SpurDer Laserstrahl von GEO600 läuft in evakuiertenRöhren, die vibrationsfrei aufgehängt sind.Wenn Massen sich beschleunigt bewegen,erzeugen sie wellenartige Störungender Raumzeitgeometrie, so genannteGravitationswellen. Durchquert eineGravitationswelle ein Raumgebiet, sokommt es zu einer kurzfristigen, rhythmischenStauchung und Dehnung desRaums:Die Abstände zwischen Objektenändern sich. Einstein glaubte, der Effektsei so klein, „dass man Gravitationswellenwohl nie beobachten wird“, wie er1916 schrieb.Heute gibt es weltweit mehrereAnlagen, 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 Sternenexplosionin einer Nachbargalaxie würdedie hierbei entstehende Gravitationswelleden Abstand zwischen Erde und Sonnefür wenige tausendstel Sekunden um denDurchmesser eines Wasserstoffatomsverändern. Auf kürzeren Distanzen ist derEffekt entsprechend kleiner: Der Abstandzwischen Testobjekten, die einen Kilometervoneinander entfernt sind, ändert sichnur um ein Tausendstel des Durchmesserseines Protons.GEO600 – eines der empfindlichstenInterferometer der ErdeGEO600 basiert auf dem klassischenPrinzip eines Michelson-Interferometers.Es misst die Phasenverschiebungzwischen zwei Lichtwellen, die jeweilseinen von zwei Interferometerarmendurchlaufen. In der Praxis wird ein einfallenderLaserstrahl geteilt. Beide Teilstrahlendurchqueren dann senkrechtzueinander die Messstrecke, werden anSpiegeln reflektiert, von einem weiterenSpiegel wieder zusammengeführt undin einem gemeinsamen Punkt auf einemPhotodetektor überlagert. Hier entstehtein Interferogramm. Läuft eine Gravitationswelledurch die Anlage hindurch, soverändern sich kurzzeitig die Längen derbeiden Lichtwege. Dadurch sind die beidenLichtwellen nicht mehr in Phase,wassich in einem Flimmern des Interferogrammsäußert.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 Himmelzu lokalisieren.Bei der Realisierung von GEO600 wurdein vielen Bereichen technisches Neulandbeschritten. So verfügen die optischenBauteile über aktive und passive Dämpfungssysteme,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.84Kontakt: Prof. Dr. Karsten Danzmann · Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik(Albert-Einstein-Institut) · Callinstraße 38 · 30167 Hannover · Tel. 0511/762-2229office-hannover@aei.mpg.de

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 Verteilungdes 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 Laserleistungerreicht 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 mithilfevon 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 Lichtintensitätim Innern des Interferometers biszu einem Faktor 2000 überhöhen.Dieses „Power-Recycling“ nutzen allelaserinterferometrischen Gravitationswellendetektoren.GEO600 verwendetDer 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.es aber als einziger Detektor auf folgendeWeise auch zur Signalverstärkung:Eine Gravitationswelle verursacht imLaserlicht eine Phasenmodulation. Dadurchwerden Seitenbänder erzeugt, diegegenüber dem ursprünglichen Träger,der Laserfrequenz, um die Gravitationswellenfrequenzverschoben sind. AmInterferometerausgang erscheinen alsodie signalinduzierten Seitenbänder. Dieselassen sich ebenfalls resonant überhöhen,indem man einen weiteren hochreflektierendenSpiegel in den Ausgangstellt und auslaufendes und reflektiertesSignal phasenrichtig überlagert. Da essich um ein Resonanzphänomen handelt,erhält man eine kleinere Bandbreitebei gleichzeitiger Überhöhung der Resonanzfrequenz.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 – beispielsweiseeines bekannten Doppelsternsystems– zu suchen.Im Jahr 2001 startete der erste erfolgreicheTestlauf mit GEO600, knapp ein Jahrdarauf kam es zu einem Koinzidenzlaufmit dem amerikanischen Pendant LIGO.Seitdem wurde die Empfindlichkeit beständiggesteigert und hatte Ende 2005fast 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 Leistungheute verfügbarer Superrechnernötig. Aus diesem Grunde wurde dasProjekt Einstein@home ins Leben gerufen.Nach Anmeldung kann jeder PC-Besitzer Datenpakete empfangen undauswerten. Ausblick auf LISAMit GEO600 und den anderen bereitslaufenden Gravitationswellen-Detektorenbestehen Chancen, bestimmte Himmelskörperzu finden. Das sind vor allem Supernovaevom 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 geringererFrequenz lassen sich nur im Weltraumnachweisen. Dies soll LISA (Laser InterferometerSpace Antenna) ermöglichen.LISA besteht aus drei Satelliten, die anden Ecken eines gleichseitigen Dreiecksmit einer Armlänge von fünf Millionenkm angeordnet sind und das Interferometerbilden. Der Mittelpunkt des Dreiecksfolgt, um 20° versetzt, der Erde inihrer Bahn um die Sonne. Die drei Satellitenenthalten 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-Institutentwickelt die benötigten interferometrischenTechniken und koordiniertdie europäische Zusammenarbeit. LISAsoll 2015 starten. Ein Testsatellit mit demNamen LISA-Pathfinder ist bereits im Bauund wird voraussichtlich 2009 starten.➥ Deutsche Arbeitsgruppen: Max-Planck-Institutefür Gravitationsphysik (Golm und Hannover) undfür Quantenoptik (Garching), Universität Hannover.85www.geo600.uni-hannover.de • Gravitationswellen

Standorte und InternationaleBeteiligung an Projekten derAstroteilchenphysik inDeutschland112161964 1011818325715149132017

1. Planck Satellit(Weltraumstart 2007/2008 geplant)Langrange-Punkt L2, 1,5 Millionen Kilometeraußerhalb der Erdbahn auf der Sonne-Erde-Verbindungslinie➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Astrophysik (Garching), Institut für TheoretischeAstrophysik der Universität HeidelbergUnd Institutionen aus fast allen europäischenLändern, Kanada und den USA2. CRESSTGran Sasso Untergrund Labor, Italien➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Physik (München), Universität Tübingen,Technische Universität MünchenUnd Institutionen aus Italien und Großbritannien3. EDELWEISSFréjus Tunnel, Frankreich-Italien➥ Deutsche Beteiligungen: Universität undForschungszentrum KarlsruheUnd Institutionen aus Frankreich4. KATRIN (im Aufbau)Forschungszentrum Karlsruhe➥ Deutsche Beteiligungen: Universitätund Forschungszentrum Karlsruhe,Universitäten Mainz, Münster und Bonn,Fachhochschule FuldaUnd Institutionen aus Großbritannien,Russland, Tschechien und den USA5. GERDA (im Aufbau)Gran Sasso Untergrund Labor, Italien➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutefür Kernphysik (Heidelberg) und für Physik(München), Universität TübingenUnd Institutionen aus Italien, Polenund Russland6. Double Chooz (im Aufbau)Chooz, Ardennen-Region, Frankreich➥ Deutsche Beteiligungen: Technische UniversitätMünchen, Universitäten Tübingen undHamburg, RWTH Aachen, Max-Planck-Institutfür Kernphysik (Heidelberg)Und Institutionen aus Frankreich, Italien,Russland, Spanien und den USA7. BorexinoGran Sasso Untergrund Labor, Italien➥ Deutsche Beteiligungen: TechnischeUniversität München, Max-Planck-Institutfür Kernphysik (Heidelberg)Und Institutionen aus Frankreich, ItalienPolen, Russland, Ungarn und den USA8. CASTCERN, Genf, Schweiz➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutefür extraterrestrische Physik (Garching) und fürPhysik (München), Technische Universität Darmstadt,Universitäten Frankfurt und FreiburgUnd Institutionen aus Frankreich,Griechenland, Kanada, Kroatien, Russland,Schweiz, Spanien, Türkei und den USA9. Pierre-Auger ObservatoriumProvinz Mendoza, Argentinien➥ Deutsche Beteiligungen: Universität undForschungszentrum 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 USA10. KASCADE-GrandeForschungszentrum Karlsruhe➥ Deutsche Beteiligungen: Universität undForschungszentrum Karlsruhe, UniversitätenSiegen und WuppertalUnd Institutionen aus Italien, Polen undRumänien11. LOPESForschungszentrum Karlsruhe➥ Deutsche Beteiligungen: Universität undForschungszentrum Karlsruhe , Max-Planck-Institut für Radioastronomie (Bonn),Universitäten Bonn, Siegen und WuppertalUnd Institutionen aus Italien, Niederlande,Polen und Rumänien12. AMS (im Bau)International Space Station➥ Deutsche Beteiligungen:Universität Karlsruhe (TH), RWTH AachenUnd Institutionen aus China, Finnland,Frankreich, Italien, Portugal, Rumänien ,Russland, Schweiz, Spanien, Süd Korea,Taiwan und den USA13. H.E.S.S.Namibia➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Kernphysik (Heidelberg), LandessternwarteHeidelberg, Universitäten Bochum, Hamburg,Tübingen und Humboldt-Universität BerlinUnd Institutionen aus Armenien, FrankreichGroßbritannien, Irland, Namibia, Polen,Südafrika und Tschechien14. MAGICLa Palma, Kanarische Inseln, Spanien➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür Physik (München), Humboldt-UniversitätBerlin, Universitäten Dortmund und WürzburgUnd Institutionen aus Armenien, BulgarienFinnland, Italien, Polen, Schweiz, Spanienund den USA15. GLAST (Weltraumstart 2007 geplant)➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institutfür extraterrestrische Physik (Garching) undUniversität BochumNASA Projekt mit weiteren Beteiligungen ausFrankreich, Italien, Japan, Schweden undden USA16. Baikal-NT200Baikalsee, Russland➥ Deutsche Beteiligungen: DESY (Zeuthen),Und Institutionen aus Russland17. AMANDA/IceCubeSüdpol, Antarktis➥ Deutsche Beteiligungen: DESY (Zeuthen),Universitäten Dortmund, Mainz, Wuppertalund Humboldt-Universität Berlin, Max-Planck-Institut für Kernphysik (Heidelberg)Und Institutionen aus Belgien, GroßbritannienJapan, Niederlande, Neuseeland, Schwedenund den USA18. ANTARES (im Aufbau)Mittelmeer vor Toulon, Frankreich➥ Deutsche Beteiligung:Universität Erlangen-NürnbergUnd Institutionen aus Frankreich, ItalienNiederlande, Russland und Spanien19. Geo600Hannover, Deutschland➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institute für Gravitationsphysik (Golm undHannover) und für Quantenoptik (Garching),Universität HannoverUnd Institutionen aus Großbritannienund Spanien20. LISA (Weltraumstart 2015 geplant)➥ Deutsche Beteiligungen: Max-Planck-Institute für Gravitationsphysik (Golm undHannover) und für Quantenoptik (Garching),Universität HannoverESA und NASA Projekt mit weiterenBeteiligungen aus verschiedenen europäischenLändern und den USA

Anhang1 | Standorte,Forschungsgruppenund KontaktadressenAstroteilchenphysik in Deutschland istein Zweig der Grundlagenforschung, dersowohl an wissenschaftlichen Hochschulenwie an den außeruniversitären Forschungseinrichtungender Max-Planck-Gesellschaft, der Helmholtz-Gemeinschaftund der Leibniz-Gemeinschaftbetrieben wird. Projekte der Astroteilchenphysikwerden durch das Bundesministeriumfür Forschung und Technologie(BMBF) und durch die DeutscheForschungsgemeinschaft (DFG) gefördert.Ferner finanzieren die DFG unddie Alexander von Humboldt-Stiftungmehrere unabhängige wissenschaftlicheNachwuchsgruppen, die an wissenschaftlichenHochschulen oder Forschungsinstitutenangesiedelt sind.Im Folgenden werden deutsche Universitätslehrstühleund Forschungsgruppengenannt, die an den in dieser Broschürebeschriebenen Projekten unmittelbarbeteiligt sind oder an nahe verwandtenThemen arbeiten (Stand Mai 2006).ó Forschungsinstitute in derHelmholtz-GemeinschaftAstroteilchenphysik wird im gleichnamigenProgramm der Helmholtz-Gemeinschaftvon den Forschungszentren Karlsruheund 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.htmlProgrammsprecher:Prof. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.deDESY (Hamburg)Notkestraße 8522607 Hamburghttp://www.desy.deTheoretische Teilchenkosmologiehttp://vipac.desy.deProf. Dr. Wilfried BuchmüllerTel. 040/8998-2424wilfried.buchmueller@desy.deDr. Laura CoviTel. 040/8998-3693laura.covi@desy.deTheoretische AstroteilchenphysikDr. Andreas Ringwald040/8998-2777andreas.ringwald@desy.dehttp://www.desy.de/~ringwaldDESY (Zeuthen)Platanenallee 615738 Zeuthenhttp://www-zeuthen.desy.deAstronomie mit hochenergetischenNeutrinos (AMANDA/IceCube, IceTop,Baikal, Akustischer Nachweis)http://www-zeuthen.desy.de/nuastroDr. Christian SpieringTel. 033762/7-7218christian.spiering@desy.deMulti-Messenger Astronomie, IceCube(Helmholtz Nachwuchsgruppe)Dr. Elisa BernardiniTel. 033762/7-7483elisa.bernardini@desy.de88

Forschungszentrum KarlsruheHermann-von-Helmholtz-Platz 176344 Eggenstein-Leopoldshafenhttp://www.fzk.dePierre-Auger-Observatorium(Beobachtung ultra-hochenergetischerkosmischer Strahlung)http://www.auger.deProf. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~bluemerKASCADE-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/~haungsKATRIN (Messung der Neutrinomasseim Betazerfall von Tritium)http://www-ik.fzk.de/~katrinProf. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~bluemerProf. Dr. Guido DrexlinTel. 07247/82-3534guido.drexlin@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~drexlinEDELWEISS (Direkte Suche nach denTeilchen der Dunklen Materie)Dr. Klaus EitelTel. 07247/82-3701klaus.eitel@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~klausNukleare Astrophysikhttp://nuclear-astrophysics.fzk.deDr. Franz Käppeler07247/82-3991franz.kaeppeler@ik.fzk.deGesellschaft fürSchwerionenforschung (GSI)Planckstraße 164291 Darmstadthttp://www.gsi.de/Nukleare Astrophysik (Theorie)http://theory.gsi.deProf. Dr. Karlheinz LangankeTel. 06159/71-2747k.langanke@gsi.dehttp://theory.gsi.de/~langankeNukleare Astrophysik (Experimente)Dr. Michael HeilTel. 06159/71-2634m.heil@gsi.deó Forschungsinstitute in derLeibniz-GemeinschaftAstrophysikalisches InstitutPotsdam (AIP)An der Sternwarte 1614482 Potsdamhttp://www.aip.deNumerische Simulationen für Strukturbildungund GalaxienbildungProf. Dr. Matthias SteinmetzTel. 0331/7499-381msteinmetz@aip.dehttp://www.aip.de/People/MSteinmetzForschungszentrum 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.deó Forschungsinstitute derMax-Planck-GesellschaftMax-Planck-Institut für AstrophysikKarl-Schwarzschild-Str. 185741 Garchinghttp://www.mpa-garching.mpg.deGalaxienbildung und numerischeSimulationen großräumigerStrukturen im Universumhttp://www.mpa-garching.mpg.de/galformDr. Volker SpringelTel. 089/30000-2238volker@mpa-garching.mpg.dePlanck-Satellit und KosmischeMikrowellenstrahlunghttp://planck.mpa-garching.mpg.deDr. Torsten EnßlinTel. 089/30000-2243ensslin@mpa-garching.mpg.deNumerische Hydrodynamik,z.B. Supernova Simulationen,und Gravitationswellenhttp://www.mpagarching.mpg.de/hydroDr. Hans-Thomas JankaTel. 089/30000-2228hjanka@mpa-garching.mpg.deGravitationslinsen alskosmologisches Werkzeughttp://www.mpagarching.mpg.de/g_lensProf. Dr. Simon D. M. WhiteTel. 089/30000-2211swhite@mpa-garching.mpg.deMax-Planck-Institut fürextraterrestrische PhysikGiessenbachstraße85748 Garchinghttp://www.mpe.mpg.deZahlreiche Aktivitäten zur Röntgen- undGammaastronomie, die meist jedochnicht zur Astroteilchenphysik im engerenSinn gerechnet werden. Hier wirdnur der GLAST Gammasatellit genannt,da seine Ziele mit denjenigen der erdgebundenenLuft-Tscherenkow-TeleskopeH.E.S.S. und MAGIC überschneiden.GLAST (Satellit für Gammaastronomie)Dr. Giselher LichtiTel. 089/30000-3536grl@mpe.mpg.dehttp://www.mpe.mpg.de/gamma/GBMAnhang89

Max-Planck-Institut fürRadioastronomiehttp://www.mpifr-bonn.mpg.deAuf dem Hügel 6953121 BonnKosmische Strahlung (Theorie),Auger-Observatoriumhttp://www.mpifr-bonn.mpg.de/div/theoryProf. Dr. Peter L. BiermannTel. 0228/525-279plbiermann@mpifr-bonn.mpg.deMax-Planck-Institut fürGravitationsphysik(Albert-Einstein-Institut)Am Mühlenberg 114476 Golmhttp://www.aei.mpg.deGravitationswellen (TheoretischeModellierung der Quellen, Datenanalyse)Prof. Dr. Bernard F. SchutzTel. 0331/567-7218bernard.schutz@aei.mpg.deTheoretische Gravitationswellen-Physik(Sofja Kovalevskaja Forschungsgruppeder Alexander von Humboldt Stiftung)http://www.aei.mpg.de/~yanbeiDr. Yanbei ChenTel. 0331/567-7317yanbei@ aei.mpg.deMax-Planck-Institut fürGravitationsphysik(Teilinstitut Hannover)Callinstraße 3830167 Hannoverhttp://www.aei-hannover.deLaser-Interferometrie und Gravitationswellen-Astronomiehttp://www.geo600.uni-hannover.deProf. Dr. Karsten DanzmannTel. 0511/762-2356karsten.danzmann@aei.mpg.deMax-Planck-Institut für Physik(Werner-Heisenberg-Institut)Föhringer Ring 680805 Münchenhttp://www.mppmu.mpg.deCAST (Suche nach solaren Axionen)http://cast.mppmu.mpg.deDr. Rainer KotthausTel. 089/32354-265rik@mppmu.mpg.deCRESST (Direkte Suche nach denTeilchen der Dunklen Materie)http://wwwvms.mppmu.mpg.de/cresstDr. Wolfgang SeidelTel. 089/32354-442seidel@mppmu.mpg.deMAGIC (Luft-Tscherenkow-Teleskopfür kosmische Gammastrahlung)http://wwwmagic.mppmu.mpg.deDr. Razmik MirzoyanTel. 089/32354-328razmik@mppmu.mpg.deGERDA (NeutrinoloserDoppel-Betazerfall)http://wwwgerda.mppmu.mpg.deDr. Iris AbtTel. 089/32354-295isa@mppmu.mpg.deTheoretische Astroteilchenphysikhttp://wwwth.mppmu.mpg.de/webdocs/eng/app.htmlDr. habil. Georg G. RaffeltTel. 089/32354-234raffelt@mppmu.mpg.deTheoretische Teilchenkosmologieund Leptogenese(Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe)Dr. Michael Plümacher089/32354-273pluemi@mppmu.mpg.deMax-Planck-Institut für KernphysikSaupfercheckweg 169117 Heidelberghttp://www.mpi-hd.mpg.deH.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskope fürkosmische Gammastrahlung)http://www.mpi-hd.mpg.de/hfm/HESSProf. Dr. Werner HofmannTel. 06221/516-330 oder 516-2019hofmann@mpi-hd.mpg.deExperimentelle Neutrinophysik(GERDA, Double Chooz, Borexino)http://www.mpi-hd.mpg.de/nubisDr. Stefan SchönertTel. 06221/516-476stefan.schoenert@mpi-hd.mpg.deNeutrinoastronomie 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.deTheoretische Astrophysikhttp://www.mpi-hd.mpg.de/theoryProf. Dr. John KirkTel. 06221/516-482john.kirk@mpi-hd.mpg.deTheorie der kosmischen Strahlunghttp://www.mpi-hd.mpg.de/astrophysik/HEADr. Felix AharonianTel. 06221/516-485felix.aharonian@mpi-hd.mpg.deTheoretische Teilchen- undAstroteilchenphysikProf. Dr. Manfred LindnerTel. 06221/516-800lindner@mpi-hd.mpg.dehttp://www.mpi-hd.mpg.de/lin90

ó Lehrstühle und Forschungsgruppenan deutschenUniversitätenRWTH AachenI. Physikalisches InstitutSommerfeldstr.14, Turm 2852074 Aachenhttp://accms04.physik.rwth-aachen.deAMS (Satellitenexperiment zurSuche nach Antimaterie)http://accms04.physik.rwthaachen.de/~amsProf. Dr. Stefan SchaelTel. 0241/80-27158schael@physik.rwth-aachen.dehttp://accms04.physik.rwthaachen.de/~schaelDirekte Suche nach Dunkler Materie(XENON, CDMS)Prof. Dr. Laura BaudisTel. 0241/80-27206laura.baudis@rwth-aachen.dehttp://www.physik.rwthaachen.de/~lbaudis/Humboldt-Universität BerlinInstitut für PhysikNewtonstraße 1512489 Berlinhttp://www.physik.hu-berlin.deH.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürhochenergetische Gammastrahlung)http://www-hess.physik.hu-berlin.deProf. Dr. Thomas LohseTel. 030/2093-7820lohse@ifh.deMAGIC (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.deNeutrinoastronomie mit IceCube(Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe)Dr. Marek KowalskiTel. 030/2093-7842mkowalsk@ifh.deUniversität BochumFakultät für Physik und AstronomieUniversitätsstraße 15044780 BochumNukleare AstrophysikExperimentalphysik IIIhttp://www.ep3.rub.deProf. Dr. Claus RolfsTel. 0234/32-23596rolfs@ep3.rub.deKosmische 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.deUniversität BonnPhysikalisches InstitutNussallee 1253115 BonnAnhangIII.Physikalisches InstitutPhysikzentrumRWTH Aachen52056 Aachenhttp://www.physik.rwth-aachen.de/group/IIIphysExperimente zu Neutrinooszillationen(Double Chooz, T2K)Prof. Dr. Achim StahlTel. 0241/80-27301achim.stahl@physik.rwth-aachen.deNeutrinoastronomie mit IceCubeProf. Dr. Christopher WiebuschTel. 0241/80-27300christopher.wiebusch@physik.rwthaachen.dePierre-Auger-Observatorium(Beobachtung ultra-hochenergetischerkosmischer Strahlung)Prof. Dr. Thomas HebbekerTel. 0241/80-27331thomas.hebbeker@physik.rwth-aachen.dehttp://www.physik.rwthaachen.de/~hebbekerUniversität BielefeldFakultät für PhysikPostfach 10013133501 BielefeldTheoretische Astroteilchenphysikund Kosmologiehttp://www.physik.uni-bielefeld.de/cosmologyProf. Dr. Dietrich BödekerTel. 0521/106-6216bodeker@physik.uni-bielefeld.deProf. Dr. Mikko LaineTel. 0521/106-6220laine@physik.uni-bielefeld.deProf. Dr. Dominik SchwarzTel. 0521/106-6226dschwarz@physik.uni-bielefeld.deTheoretische Teilchenkosmologie,Supersymmetrische Teilchen derDunklen MaterieProf. Dr. Manuel DreesTel. 0228/73-2224drees@th.physik.uni-bonn.dehttp://www.th.physik.uni-bonn.de/th/groups/drees/members.htmlProf. Dr. Herbert DreinerTel. 0228-73-3822dreiner@th.physik.uni-bonn.dehttp://www.th.physik.unibonn.de/th/People/dreinerProf. Dr. Hans-Peter NillesTel. 0228/73-9029nilles@th.physik.uni-bonn.dehttp://www.th.physik.uni-bonn.de/nilles/startnilles.htmlArgelander-Institut für AstronomieAuf dem Hügel 71, 53121 BonnGravitationslinseneffekt,Dunkle Materie und EnergieProf. Dr. Peter SchneiderTel. 0228/73-3671peter@astro.uni-bonn.dehttp://www.astro.uni-bonn.de/~peter91

International University BremenCampus Ring 1, 28759 Bremenhttp://www.iu-bremen.deKompakte Astrophysikalische Objekte,Gamma-Ray Bursts, NumerischeAstrophysikProf. Dr. Stephan RosswogTel. 0421/200-3226s.rosswog@iu-bremen.dehttp://www.faculty.iu-bremen.de/srosswogTechnische Universität DarmstadtInstitut für KernphysikSchlossgartenstrasse 964289 DarmstadtNukleare AstrophysikProf. Dr. Achim RichterTel. 06151/16-2116richter@ikp.tu-darmstadt.dehttp://linux9.ikp.physik.tudarmstadt.de/richterProf. Dr. Andreas ZilgesTel. 06151/16-2925zilges@ikp.tu-darmstadt.dehttp://www.ikp.physik.tudarmstadt.de/zilges/forschung/forschung.htmlCAST (Suche nach solaren Axionen)http://astropp.physik.tu-darmstadt.deProf. Dr. Dieter H. H. HoffmannTel. 06151/16-5417hoffmann@physik.tu-darmstadt.dehttp://www.gsi.de/forschung/pp/people/hoffmannDr. Markus KusterTel. 06151/16-2321markus.kuster@cern.chhttp://www.kus-net.deUniversität DortmundExperimentelle Physik 5Otto-Hahn-Straße 444227 Dortmundhttp://www.physik.uni-dortmund.de/E5Kosmische Strahlung(AMANDA/IceCube, MAGIC)http://app.uni-dortmund.deProf. Dr. Wolfgang RohdeTel. 0231/755-3550rhode@physik.uni-dortmund.deUniversität Erlangen-NürnbergPhysikalisches InstitutErwin-Rommel-Straße 191058 Erlangenhttp://www.physik.uni-erlangen.deAstronomie mit hochenergetischenNeutrinos (ANTARES, KM3Net,Akustischer Nachweis)http://www.antares.physik.unierlangen.deProf. Dr. Gisela AntonTel. 09131/85-27151gisela.anton@physik.uni-erlangen.deProf. Dr. Uli KatzTel. 09131/85-27072uli.katz@physik.uni-erlangen.deH.E.S.S. (Luftschauer-Tscherenkow-Teleskop für hochenergetischeGammastrahlung)http://www.hess.physik.uni-erlangen.deProf. Dr. Christian StegmannTel. 09131/85-28964christian.stegmann@physik.unierlangen.deUniversität FrankfurtInstitut für Angewandte PhysikMax-von-Laue-Str. 160438 Frankfurt am Mainhttp://www.uni-frankfurt.de/fb/fb13/iapCAST (Suche nach solaren Axionen)Prof. Dr. Joachim JacobyTel. 069/798-47427jacoby@physik.uni-frankfurt.deInstitut für KernphysikMax-von-Laue-Str. 160438 Frankfurt am MainNukleare AstrophysikProf. Dr. Joachim StrothTel. 069/798-47083stroth@ikf.uni-frankfurt.dehttp://www-linux.gsi.de/~strothUniversität FreiburgPhysikalisches InstitutHermann-Herder-Straße 379104 Freiburg i.Br.http://www.mathphys.unifreiburg.de/physikCAST (Suche nach solaren Axionen)http://hpfr02.physik.uni-freiburg.deProf. Dr. Kay KönigsmannTel. 0761/203-5817kay.konigsmann@cern.chFachhochschule FuldaFachbereich Elektrotechnik undInformationstechnikMarquardstr. 3536039 Fuldahttp://www2.fh-fulda.de/fb/etKATRIN (Messung der Neutrinomasseim Betazerfall von Tritium)Prof. Dr. Alexander OsipowiczTel. 0661/9640–556alexander.osipowicz@et.fh-fulda.deUniversität HamburgInstitut für ExperimentalphysikLuruper Chaussee 149, 22761 Hamburghttp://www.physnet.uni-hamburg.de/exExperimentelle Neutrinophysik(OPERA, Double Chooz)Prof. Dr. Caren HagnerTel. 040/8998-2297caren.hagner@desy.de92

H.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürkosmische Gammastrahlung)http://www-hess.desy.deProf. Dr. Goetz HeinzelmannTel. 040/8998-2214goetz.heinzelmann@desy.deII. Institut für Theoretische PhysikLuruper Chaussee 14922761 HamburgHawking-Strahlung Schwarzer Löcher(Emmy-Noether-Nachwuchsgruppe)Dr. Bernd KuckertTel. 040/8998-2029bernd.kuckert@desy.deUniversität HannoverInstitut für GravitationsphysikCallinstrasse 38D-30167 Hannoverhttp://www.amps.uni-hannover.deGravitationswellenastronomie(Geo600, LISA)Prof. Dr. Karsten DanzmannTel. 0511/762-2356karsten.danzmann@aei.mpg.deProf. Dr. Roman SchnabelTel. 0511/762-19169roman.schnabel@aei.mpg.dehttp://www.geo600.unihannover.de/~schnabelUniversität HeidelbergInstitut für Theoretische PhysikPhilosophenweg 1969120 Heidelberghttp://www.thphys.uni-heidelberg.deTheoretische TeilchenkosmologieProf. Dr. Arthur HebeckerTel. 06221/549-440a.hebecker@thphys.uni-heidelberg.dehttp://www.thphys.uniheidelberg.de/~hebeckerInstitut für Theoretische AstrophysikZentrum für AstronomieAlbert-Ueberle-Straße 269120 Heidelberghttp://www.ita.uni-heidelberg.deStrukturbildung im Universum,Dunkle Materie und Energie,kosmische Mikrowellenstrahlung,GravitationslinseneffektProf. Dr. Matthias BartelmannTel. 06221/54-4817mbartelmann@ita.uni-heidelberg.dehttp://www.ita.uni-heidelberg.de/~msbLandessternwarte HeidelbergZentrum für AstronomieKönigstuhl, 69117 Heidelberghttp://www.lsw.uni-heidelberg.deH.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürkosmische Gammastrahlung)http://www.lsw.uni-heidelberg.de/projects/hessProf. Dr. Stefan WagnerTel. 06221/54-1712s.wagner@lsw.uni-heidelberg.deUniversität JenaTheoretisch-Physikalisches InstitutMax-Wien-Platz 1, 07743 Jenahttp://www.tpi.uni-jena.deGravitationswellen(Theorie und Quellen)Prof. Dr. Bernd BrügmannTel. 03641/9-47120b.bruegmann@tpi.uni-jena.deProf. Dr. Gerhard SchäferTel. 03641/9-47114g.schaefer@tpi.uni-jena.dehttp://www.personal.unijena.de/~p9scgeUniversität Karlsruhe (TH)Wolfgang-Gaede-Str. 1Gebäude 30.23, 76131 KarlsruheInstitut für Experimentelle Kernphysikhttp://www-ekp.physik.uni-karlsruhe.deAMS (Satellitenexperiment zurSuche nach Antimaterie)http://www-ekp.physik.unikarlsruhe.de/~amswwwProf. Dr. Wim de BoerTel. 0721/608-3593wim.de.boer@cern.chhttp://www-ekp.physik.unikarlsruhe.de/~deboerPierre-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/~bluemerKATRIN (Messung der Neutrinomasse imBetazerfall von Tritium)http://www-ik.fzk.de/~katrinProf. Dr. Guido DrexlinTel. 07247/82-3534guido.drexlin@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~drexlinEDELWEISS (Direkte Suche nach den Teilchender Dunklen Materie)http://edelweiss.in2p3.frProf. Dr. Johannes BlümerTel. 07247/82-3545johannes.bluemer@ik.fzk.dehttp://www-ik.fzk.de/~bluemerInstitut für Theoretische Physikhttp://www-itp.physik.uni-karlsruhe.deTeilchenkosmologie undtheoretische Neutrinophysikhttp://www-itp.physik.uni-karlsruhe.de/research_klinkhamer.de.shtmlProf. Dr. Frans R. KlinkhamerTel. 0721/608-2083frans.klinkhamer@physik.unikarlsruhe.deAnhangProf. Dr. Christof WetterichTel. 06221/549-340c.wetterich@thphys.uni-heidelberg.dehttp://www.thphys.uniheidelberg.de/~wetteric93

Universität KölnInstitut für Theoretische PhysikZülpicher Straße 77, 50937 Kölnhttp://www.thp.uni-koeln.deQuantengravitation undQuantenkosmologiehttp://www.thp.uni-koeln.de/gravitationProf. Dr. Claus KieferTel. 0221/470-4301kiefer@thp.uni-koeln.deUniversität MainzInstitut für PhysikStaudingerweg 755128 Mainzhttp://www.physik.uni-mainz.de/etapAstronomie mit hochenergetischenNeutrinos (Amanda, IceCube)Prof. Dr. Lutz KöpkeTel. 06131/39-22894lutz.koepke@uni-mainz.deProf. Dr. Heinz-Georg SanderTel. 06131/392-3667hsander@uni-mainz.deKATRIN (Messung der Neutrinomasseim Betazerfall von Tritium)http://www.physik.unimainz.de/exakt/neutrinoDr. Jochen BonnTel. 06131/39-22876jochen.bonn@uni-mainz.deInstitut für KernchemieFritz-Strassmann-Weg 2, 55128 Mainzhttp://www.kernchemie.uni-mainz.deNukleare AstrophysikProf. Dr. Karl-Ludwig KratzTel. 06131/39-25892kl.kratz@uni-mainz.dehttp://dkcmzc.chemie.unimainz.de/~klkratz/inhalt.htmlUniversität MünchenArnold Sommerfeld Center forTheoretical PhysicsTheresienstr. 3780333 Münchenhttp://www.theorie.physik.unimuenchen.de/ascTheoretische Teilchenkosmologiehttp://www.theorie.physik.unimuenchen.de/cosmologyProf. Dr. Viatcheslav F. MukhanovTel. 089/2180-4543mukhanov@theorie.physik.unimuenchen.deStringkosmologieProf. Dr. Ivo SachsTel. 089/2180-4541ivo@theorie.physik.uni-muenchen.dehttp://www.theorie.physik.unimuenchen.de/~ivoTechnische Universität MünchenPhysikdepartmentJames-Franck-Straße85748 Garchinghttp://www.physik.tu-muenchen.deExperimentelle Neutrinophysik undSuche nach Dunkler Materie (Borexino,LENA, Double Chooz, CRESST)E15 Lehrstuhl für Experimentalphysikund Astroteilchenphysikhttp://www.e15.physik.tu-muenchen.deProf. Dr. Franz von FeilitzschTel. 089/289-12511franz.vfeilitzsch@ph.tum.dehttp://www.e15.physik.tumuenchen.de/professors/feilitzschProf. Dr. Lothar OberauerTel. 089/289-12509lothar.oberauer@ph.tum.dehttp://www.e15.physik.tumuenchen.de/professors/oberauerTheoretische Astroteilchenphysikhttp://www.ph.tum.de/lehrstuehle/T30eProf. Dr. Michael RatzTel. 089/289-12355mratz@ph.tum.deUniversität MünsterInstitut für KernphysikWilhelm-Klemm-Str. 9, 48149 Münsterhttp://www.uni-muenster.de/Physik.KPKATRIN (Messung der Neutrinomasse imBetazerfall von Tritium)http://www.uni-muenster.de/Physik.KP/AGWeinheimerProf. Dr. Christian WeinheimerTel. 0251-83-34971weinheimer@uni-muenster.deUniversität SiegenFachbereich PhysikEmmy-Noether-CampusWalter-Flex-Str. 3, 57068 Siegenhttp://www.physik.uni-siegen.deKosmische Strahlung(Auger, KASCADE-Grande, LOPES,CosmoALEPH)http://www.hep.physik.uni-siegen.deProf. Dr. Peter BuchholzTel. 0271/740-3718buchholz@hep.physik.uni-siegen.deProf. Dr. Ivor FleckTel. 0271/740-3628fleck@hep.physik.uni-siegen.deProf. Dr. Claus GrupenTel. 0271/740-3795claus.grupen@cern.chhttp://www.hep.physik.unisiegen.de/~grupenKosmische Strahlung (Pamela)http://pamela.physik.uni-siegen.deProf. Dr. Manfred Simon (emeritus)Tel. 0271/740-3770simon@ida1.physik.uni-siegen.de94

Universität TübingenPhysikalisches InstitutAuf der Morgenstelle 1472076 Tübingenhttp://www.pit.physik.uni-tuebingen.deExperimentelle Neutrinophysik (GERDA)Suche nach Dunkler Materie (CRESST)http://www.pit.physik.unituebingen.de/jochumProf. Dr. Josef JochumTel. 07071/29-74453jochum@pit.physik.uni-tuebingen.deDouble Chooz (Neutrinooszillationenam Chooz Kernreaktor)http://www.pit.physik.unituebingen.de/jochum/theta13.htmlDr. Tobias LachenmaierTel. 07071/29-73286lachenma@pit.physik.uni-tuebingen.deInstitut für Theoretische PhysikAuf der Morgenstelle 1472076 Tübingenhttp://www.tphys.physik.unituebingen.deTheoretische Neutrinophysik,Nukleare Astrophysik (Theorie)http://www.tphys.physik.unituebingen.de/faesslerProf. Dr. Amand FäßlerTel. 07071/29-76370amand.faessler@uni-tuebingen.deInstitut für Astronomie und AstrophysikAbteilung AstronomieSand 1, 72076 Tübingenhttp://astro.uni-tuebingen.deH.E.S.S. (Luft-Tscherenkow-Teleskopfür kosmische Gammastrahlung)http://astro.unituebingen.de/groups/hessProf. Dr. Andrea SantangeloTel. 07071/29-76128santangelo@astro.uni-tuebingen.deUniversität WuppertalFachbereich PhysikGaußstraße 2042097 Wuppertalhttp://www.physik.uni-wuppertal.deKosmische Strahlung (Auger, KASCADE-Grande, LOPES, AMANDA/IceCube)http://astro.uni-wuppertal.deProf. Dr. Karl-Heinz KampertTel. 0202/439-2856kampert@uni-wuppertal.deProf. Dr. Klaus HelbingTel. 0202/439-2829helbing@uni-wuppertal.deUniversität WürzburgLehrstuhl für AstronomieAm Hubland97074 Würzburghttp://www.astro.uni-wuerzburg.deHochenergie-Astrophysik (Theorie),MAGIC (Luft-Tscherenkow-Teleskop fürkosmische Gammastrahlung)http://www.astro.uniwuerzburg.de/mannheimProf. Dr. Karl MannheimTel. 0931/888-5031mannheim@astro.uni-wuerzburg.dePhysik des frühen UniversumsProf. Dr. Jens C. NiemeyerTel. 0931/888-5033niemeyer@astro.uni-wuerzburg.dehttp://www.astro.uniwuerzburg.de/~niemeyerAnhangInstitut für Astronomie und AstrophysikAbteilung Theoretische Astrophysik undNumerische PhysikAuf der Morgenstelle 1072076 Tübingenhttp://www.tat.physik.uni-tuebingen.deGravitationswellenastronomie(Theorie und Quellen)http://www.tat.physik.uni-tuebingen.deProf. Dr. Wilhelm KleyTel. 07071/ 29-77681wilhelm.kley@uni-tuebingen.dehttp://www.tat.physik.unituebingen.de/~kley95

2 | Forschungsförderung undwissenschaftliche VernetzungDie experimentellen Projekte der Astroteilchenphysikübersteigen oft nicht nurdie Möglichkeiten einzelner Hochschulgruppenoder wissenschaftlicher Forschungseinrichtungen,sondern bedürfenauch inhaltlich der internationalen Vernetzung,so dass die in dieser Broschürebeschriebenen Projekte fast ausschließlichinternational 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 indem gemeinsamen Forschungsgebietzu nutzen. Hierzu zählen regelmäßigenationale und internationale Schulenzur Nachwuchsförderung, Sonderforschungsbereicheund Graduiertenkollegsder Deutschen Forschungsgemeinschaftsowie die Virtuellen Institute der Helmholtz-Gemeinschaft,die in den letztendrei Jahren stark zur Bildung der Communitybeigetragen haben. Ein entscheidenderPfeiler der Astroteilchenphysik inDeutschland ist die Verbundforschungdes Bundesministeriums für Forschungund Technologie. Die Einbeziehung derAstroteilchenphysik als eigenständigenForschungszweig in diese Förderstrukturhat die Vernetzung der deutschen Astroteilchenphysikerinnenund Astroteilchenphysikerin besonderer Weise verstärkt.Diese Broschüre ist ein Resultat dieserZusammenarbeit sowie der organisiertenInteressensvertretung durch das Komiteefür Astroteilchenphysik.Im Folgenden werden verschiedene Ebenender Vernetzung der deutschen Astroteilchenphysikin Forschung und Lehreebenso genannt wie institutsübergreifendeFörderstrukturen.ó Treffen der deutschen Astroteilchenphysikerim zweijährigenRhythmus „Astroteilchenphysikin Deutschland“1999DESY, Zeuthen, 7.-8. Oktober2001DESY, Zeuthen, 19.-21. Juni2003Universität Karlsruhe, 16.-18. Septemberhttp://www-ik.fzk.de/workshop/atw2005DESY, Zeuthen, 4.-5. Oktoberhttp://www-zeuthen.desy.de/astro-workshop96ó Regelmäßige Nationale undInternationale Schulen zurAstroteilchenphysikSchule für Astroteilchenphysik derUniversität Erlangen-NürnbergObertrubach-Bärnfels in der fränkischenSchweiz, seit 2004 jährlich Mitte Oktoberhttp://www.astroteilchenschule.physik.uni-erlangen.deDiese deutschsprachige Schule möchteNachwuchswissenschaftlern sowohl breitesfundiertes Basiswissen in den für dieAstroteilchenphysik grundlegenden Teilgebietender Physik (Astrophysik, Teilchenphysikund Kosmologie) vermittelnwie auch aktuelle Themen der Astroteilchenphysikvertieft darstellen. Zudem istes Ziel der Schule, Kontakte der Teilnehmeruntereinander und zu den Dozentenzu fördern und so Kooperation und Synergieeffektein der Gemeinschaft derAstroteilchenphysiker zu stärken undlangfristig zu verankern.International School for AstroparticlePhysics (ISAPP) – EuropeanDoctorate Schoolhttp://www.mi.infn.it/ISAPPDas ISAPP Konsortium beteht derzeit aus25 Europäischen Universitäten und Forschungsinstituten,die jährlich an verschiedenenOrten ein- bis zweiwöchigeBlockvorlesungen vor allem für Doktorandender Astroteilchenphysik veranstalten.Diese sind als offizieller Bestandteilder jeweiligen Doktorandenausbildunganerkannt.International CORSIKA Schoolhttp://www-ik.fzk.de/corsika/corsika-schoolViele astrophysikalische Untersuchungenunterschiedlichster Art erforderndas Verständnis und die Simulation derWechselwirkung von kosmischen Strahlenmit der Atmosphäre der Erde. Die allezwei Jahre stattfindende CORSIKA-Schulehat das Ziel, Doktoranden und jungeNachwuchswissenschaftler mit Expertenzusammenzubringen und ihneneinen schnellen Einstieg in dieses komplexeForschungsfeld zu ermöglichen.

ó Internationales Doktorat in derAstroteilchenphysik (IDAPP)http://www.fe.infn.it/idappDas internationale Doktorat für Astroteilchenphysik(International Doctorateon Astroparticle Physics, IDAPP) wurdevom Italienischen Ministerium für Universitätenund Forschung (MIUR) im Rahmenseiner Maßnahmen zur Internationalisierungder Universitäten gebilligt.Bisher sind daran 10 italienische und französischeUniversitäten beteiligt sowie dieForschungsinstitute LNGS (Italien), APC(Frankreich) und das ForschungszentrumKarlsruhe (Deutschland).ó Graduiertenkollegs der DeutschenForschungsgemeinschaft (DFG)Graduiertenkolleg 570„Eichtheorien – experimentelle Testsund theoretische Grundlagen“Universität Mainzhttp://www.physik.uni-mainz.de/FB-Physik/research/GK_neu_29.06.99.htmGraduiertenkolleg 665„Interferenz und Quanteneffekteund deren Anwendungen“Universität Hannover, Universityof Glasgow, CNRS Orsayhttp://www.egc-hannover.orgGraduiertenkolleg 683 „Hadronenim Vakuum, in Kernen und Sternen“Universitäten Basel, Graz und Tübingenhttp://eurograd.physik.uni-tuebingen.deGraduiertenkolleg 729 „Elementarteilchenphysikan der TeV-Skala“RWTH Aachenhttp://accms04.physik.rwthaachen.de/KollegGraduiertenkolleg 742 „Hochenergiephysikund Teilchenastrophysik“Universität Karlsruhe, Institut für ExperimentelleKernphysik, Institut für TheoretischeTeilchenphysik und Institut fürTheoretische Teilchenphysikhttp://www-ttp.physik.unikarlsruhe.de/GKGraduiertenkolleg 841 „Physik derElementarteilchen an Beschleunigernund im Universum“Universitäten Bochum und Dortmundhttp://www.physik.uni-dortmund.de/gkelementarteilchenGraduiertenkolleg 881 „Quantenfelderund stark wechselwirkende Materie“Universität Bielefeld,Université Paris-Sud XIhttp://www.physik.uni-bielefeld.de/igsGraduiertenkolleg 1054 „ParticlePhysics at the Energy Frontier of NewPhenomena”Ludwig-Maximilians-Universität (LMU)und Technische Universität München(TUM)http://www.physik.uni-muenchen.de/~biebel/GRKGraduiertenkolleg 1147 „TheoretischeAstrophysik und Teilchenphysik“Universität Würzburghttp://www.astro.uni-wuerzburg.deó International Max PlanckResearch Schools (IMPRS)The International Max Planck ResearchSchool for Astronomy and CosmicPhysics at the University of HeidelbergMax-Planck-Institute für Astronomieund für Kernphysik (Heidelberg), UniversitätHeidelberghttp://www.mpia-hd.mpg.de/imprs-hdThe 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 (Garching),Ludwig-Maximilians-UniversitätMünchen und European Southern Observatory(Garching)http://www.imprs-astro.mpg.deInternational Max Planck ResearchSchool on Elementary Particle Physicsin MunichMax-Planck-Institut für Physik (München),Technische Universität München,Ludwig-Maximilians-Universität Münchenhttp://www.mppmu.mpg.de/imprsInternational Max Planck ResearchSchool on Gravitational Wave AstronomyMax-Planck-Institut für Gravitationsphysik(Golm und Hannover), UniversitätHannover, Laserzentrum Hannover e.V.http://imprs-gw.aei.mpg.deó Sonderforschungsbereiche undExzellenzcluster der DeutschenForschungsgemeinschaft (DFG)Sonderforschungsbereich„Astroteilchenphysik“ (SFB 375)Technische Universität München, Ludwig-Maximilians-UniversitätMünchen,Max-Planck-Institute für Astrophysik(Garching) und für Physik (München)http://users.physik.tu-muenchen.de/sfb375Sonderforschungsbereich/Transregio„Gravitationswellenastronomie“(SFB/TR 7)Universitäten Jena, Hannover und Tübingen,Max-Planck-Institute für Gravitationsphysik(Golm und Hannover) undfür Astrophysik (Garching)http://www.tpi.uni-jena.de/SFBSonderforschungsbereich „Kernstruktur,nukleare Astrophysik und fundamentaleExperimente bei kleinenImpulsüberträgen am supraleitendenDarmstädter ElektronenbeschleunigerS-DALINAC“ (SFB 634)Technische Universität Darmstadthttp://www.sfb634.deSonderforschungsbereich „Teilchen,Strings und frühes Universum: Strukturvon Materie und Raum-Zeit” (SFB 676)Universität Hamburg, DESY (Hamburgund Zeuthen)Sonderforschungsbereich/Transregio„Das Dunkle Universum” (SFB/TR 33)Universitäten Heidelberg und Bonn, Ludwig-Maximilians-UniversitätMünchen,Max-Planck-Institute für Astrophysik undfür extraterrestrische Physik, EuropeanSouthern Observatory (ESO)97Anhang

Beantragte ProjekteMehrere Graduiertenkollegs, Sonderforschungsbereicheund Exzellenzclusterim Bereich der Astroteilchenphysik undKosmologie wurden 2006 beantragt,doch bei Drucklegung der Broschürewaren keine Entscheidungen gefallen.Für die geförderten Projekten der DFGsiehe http://www.dfg.deó Vernetzungen an verschiedenenForschungsstandortenCentrum für Elementarteilchenphysikund Astroteilchenphysik (CETA)http://www.ceta.uni-karlsruhe.deUniversität Karlsruhe (TH)Wolfgang-Gaede-Str. 1Gebäude 30.2376131 KarlsruheArnold Sommerfeld Center forTheoretical Physics (ASC)http://www.asc.physik.lmu.de/ascUniversität MünchenTheresienstr. 3780333 Münchenó Verbundforschung des Bundesministeriumsfür Bildung undForschung (BMBF)Das Bundesministerium für Bildung undForschung (BMBF) fördert verschiedeneExperimente der Astroteilchenphysik (derzeitAuger, ANTARES, IceCube, H.E.S.S.,MAGIC, KATRIN und GERDA) im Rahmenseiner Verbundforschung zur Förderungder naturwissenschaftlichen Grundlagenforschungan Großgeräten der Physik.Nähere Informationen beim ProjektträgerDESYhttp://pt.desy.deó Virtuelle Institute der Helmholtz-Gemeinschaft DeutscherForschungszentren (HGF)Der Impuls- und Vernetzungsfonds derHelmholtz-Gemeinschaft Deutscher Forschungszentren(HGF) fördert die Zusammenarbeitzwischen Arbeitsgruppen anverschiedenen Universitäten mit Institutender HGF. Verschiedene Max-Planck-Institute sind assoziiert.Virtuelles Institut für Dunkle Materieund Neutrinophysik (VIDMAN)Forschungszentrum Karlsruhe, UniversitätenKarlsruhe, Hamburg, Mainz,Münster und Tübingen, Technische UniversitätMünchen,Technische HochschuleDarmstadt, Max-Planck-Institute fürKernphysik (Heidelberg) und für Physik(München)http://www-ik.fzk.de/~vidmanVirtuelles Institut für Hochenergiestrahlungaus dem Kosmos (VIHKOS)Forschungszentrum Karlsruhe, DESY,Universitäten Bochum, Erlangen-Nürnberg,Dortmund, Frankfurt, Hamburg,Heidelberg, Karlsruhe, Mainz, Siegen,Wuppertal und Würzburg,RWTH Aachenund Humboldt-Universität Berlin, Max-Planck-Institute für Kernphysik (Heidelberg),für Physik (München) und fürRadioastronomie (Bonn)http://www-ik.fzk.de/~vihkosVirtuelles Institut der Struktur der Kerneund nuklearer Astrophysik (VISTARS)Universitäten Frankfurt und Mainz,Gesellschaft für Schwerionenforschung(GSI, Darmstadt)http://www.vistars.de98

AnhangVirtual Institute for Particle Cosmology(VIPAC)DESY (Hamburg), Universitäten Bonn,Heidelberg und Münchenhttp://vipac.desy.deó Europäische und InternationaleVernetzungThe Joint Institute for NuclearAstrophysics (JINA)Zahlreiche internationale Universitätenund Forschungseinrichtungen.Aus Deutschland: Universität Mainz, ForschungszentrumKarlsruhe, Gesellschaftfür Schwerionenforschung GSI (Darmstadt)http://www.jinaweb.orgIntegrated Large Infrastructures forAstroparticle Science (ILIAS)Ein großes Netzwerk Europäischer Forschungseinrichtungenund Universitätenmit Themenschwerpunkten Physik in tiefenUntergrundlaboratorien, Nachweisvon Gravitationswellen und TheoretischeAstroteilchenphysik, gefördert von derEuropäische Kommission.http://ilias.in2p3.frApPEC (Astroparticle Physics EuropeanCoordination)ApPEC wurde im Jahr 2001 als Interessengruppenationaler Forschungsförderergegründet, die sich zum Ziel gesetzthat, Initiativen in der Astroteilchenphysikauf europäischer Ebene zu koordinierenund voranzutreiben. Von ursprünglichsechs Gründungsmitgliedern istApPEC mittlerweile auf 13 Forschungsfördereraus 10 europäischen Länderngewachsen. ApPEC besteht im wesentlichenaus zwei Gremien, dem SteeringCommittee (SC) und Peer Review Committee(PRC), das dem SC wissenschaftlichberatend zur Seite steht. Von ApPECwurden unter anderem die von der EUgeförderten Projekte ILIAS, KM3NeT undAspera erfolgreich auf den Weg gebracht.https://ptweb.desy.de/appecAspera (Astroparticle Physics ERA-NET)Zur Ausgestaltung des EuropäischenForschungsraums (European ResearchArea, ERA) fördert die EU KommissionInitiativen zur Vernetzung nationalerForschungsförderer in einem bestimmtenWissenschaftsgebiet. Von ApPECinitiiert, konnte ein solches ERA-NET fürdie Astroteilchenphysik – genannt Aspera– erfolgreich beantragt werden. DasBundesministerium für Bildung und Forschung(BMBF) und sein ProjektträgerPT-DESY sind als deutsche Partner inAspera engagiert. Die wesentlichen Zielevon Aspera sind die Erarbeitung des derzeitigenStatus der Förderung der Astroteilchenphysikin Europa, die Koordinationeiner Europäischen Roadmap für dieAstroteilchenphysik, die strategischePlanung für eine zukünftig verstärkteZusammenarbeit bei der Förderung derAstroteilchenphysik, die Entwicklung einerInformationsplattform und die europaweiteAusdehnung dieses Netzwerks.Der Beginn des ERA-NET Aspera ist imJuli 2006 geplant. Nähere Informationenbeim Projektträger PT-DESYhttp://pt.desy.de99

Komitee fürAstroteilchenphysik (KAT)http://www.astroteilchenphysik.deAuf ihrem Workshop „Astroteilchenphysikin Deutschland“ (16.-18.9.2003 in Karlsruhe)haben die deutschen Astroteilchenphysikerinnenund Astroteilchenphysikereinhellig beschlossen, einKomitee zur Organisation und Vertretungder gemeinsamen Belange und alsAnsprechpartner für politische und wissenschaftlicheOrganisationen, Forschungseinrichtungenund die Öffentlichkeiteinzusetzen. In diesem Komiteefür Astroteilchenphysik (KAT) wird angestrebt,die Themenvielfalt der AstroteilchenphysikRechnung zu tragen, indemfür jeden größeren Themenkreis ein Vertretergewählt wird. Eine Wahlperiodedauert 3 Jahre. In jeder Wahlperiodeerfolgt eine Revision der Einteilung inThemenkreise. Wahlberechtigt sind allepromovierten Astroteilchenphysikerinnenund Astroteilchenphysiker, die aneiner wissenschaftlichen Einrichtung inDeutschland tätig sind.Die gewählten Mitglieder des KAT fürdie Wahlperiode Januar 2004 – Januar2007 sind:· Prof. Dr. G. AntonHochenergie-Neutrinoastrophysik· Prof. Dr. J. BlümerVorsitz, Geladene kosmische Strahlung· Prof. Dr. K. DanzmannGravitationswellen· Prof. Dr. G. DrexlinNeutrinoeigenschaften· Prof. Dr. F. von FeilitzschNiederenergie-Neutrinoastrophysik· Prof. Dr. W. HofmannGammaastronomie· Prof. Dr. J. JochumDunkle Materie· Dr. habil. G. RaffeltTheoretische Astroteilchenphysik· Prof. Dr. C. RolfsNukleare AstrophysikZusätzlich sind folgende Ex-OffizioMitglieder im Komitee vertreten:· Prof. Dr. M. BartelmannRat deutscher Sternwarten· Dr. T. BerghöferVerbundforschung Astroteilchenphysik· S. EchingerMax-Planck-Gesellschaft· S. Krückeberg und K. ZachDeutsche Forschungsgemeinschaft· Prof. Dr. L. KöpkeKET – Komitee für Elementarteilchenphysik· R. KoepkeBundesministeriumfür Bildung und Forschung· S. SchmidtHelmholtz-Gemeinschaftdeutscher Forschungszentren· Prof. Dr. H. VölkApPEC – Astroparticle PhysicsEuropean Coordination· Prof. Dr. C. WeinheimerKHuK – Komitee fürHadronen und KerneImpressumHerausgegeben vom Komiteefür Astroteilchenphysik (KAT)Juli 2006Redationskomitee:Prof. Dr. Matthias Bartelmann,Prof. Dr. Werner Hofmann,Prof. Dr. Josef Jochum,Dr. habil. Georg Raffelt (Vorsitz)raffelt@mppmu.mpg.deTextbearbeitung:Dr. Thomas Bührke,Wiesenblättchen 1268723 SchwetzingenTel. 06202/5779749thomas.buehrke@t-online.deKonzeption:Milde Marketing Wissenschaftskommunikationmilde@mildemarketing.dehttp://www. milde-marketing.deTextvorlagen:Prof. Dr. Gisela Anton, Prof. Dr. MatthiasBartelmann, 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 WetterichGraphische Gestaltung:Milde Marketing WissenschaftskommunikationMerkurstr. 12, 14482 PotsdamTel. 0331/583 93 54, Fax 0331/583 93 57milde@mildemarketing.dehttp://www. milde-marketing.dein Kooperation mit Stefan Pigurhttp://www. pigurdesign.deBild S. 98:Courtesy of FH OsnabrückBezugsquelle:Forschungszentrum Karlsruhe GmbHStabsabteilung ÖffentlichkeitsarbeitPostfach 3640, D-76021 KarlsruheTel. 07247/82-2861, info@oea.fzk.deElektronische Version:http://www.astroteilchenphysik.de

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