 Anni, das ist mir eine große Ehre, dich ansagen zu dürfen. Anni promoviert gerade beim Desi-Zentrum in Zeuten. Das ist bei der großen Stadt in Berlin, oder bei Berlin. Der Titel ist Kosmische Teilchenbeschleuniger und ihre Spuren in der Ankt-Arktis. Anni, dein Applaus, deine Bühne, wir hören uns gleich. Wunderbar, dann erstmal Danke, Henning, für die traumhafte Ansage. Wenn am Ende keine Fragen sind, stelle ich einfach dir Fragen zu kontrollieren, ob du es verstanden hast. Läuft. Das wird ein Traum. Damit herzlich willkommen zu meinem Vortrag. Kosmische Teilchenbeschleuniger und ihre Spuren in der Ankt-Arktis. Ihr wundert euch, da unten stehen zwei Namen. Das ist der erste Grund, warum ich diesen Vortrag halte. Nämlich eigentlich ist das der Vortrag meines Kollegen. Der hat allerdings vor zwei, ein halb Wochen festgestellt, dass er leider in Shanghai ist. Bisschen blöd. Der zweite Grund und viel größere Grund, warum ich diesen Vortrag überhaupt halte, ist, dass dieses Jahr der große Durchbruch in der Astroteichen- und Astrophysik tatsächlich einfach in meinem Fachgebiet lag. Letztes Jahr, ich weiß nicht, ob ihr das alle mitbekommen habt, wurden zum ersten Mal Gravitationswellen aus der Verschmelzung von zwei Neutronensternen gemessen. Und dieses Jahr war es groß in den Nachrichten. Es konnte zum ersten Mal die Quelle eines von IceCube gemessenen Neutrinos identifiziert werden. Oder wahrscheinlich identifiziert werden. Und weil das tatsächlich für uns ein riesen Ding ist, möchte ich euch jetzt ein bisschen erklären, was diese Entdeckung war, wie wir dahin gekommen sind und vor allen Dingen, warum das so wahnsinnig aufregend ist, warum da alle so stolz drauf sind. Also der erste Grund, warum alle so stolz drauf sind, ist, weil die ganze Story vor über 100 Jahren angefangen hat. Nämlich mit Victor Hess, der die Höhenstrahlung entdeckt hat. Anfang des 20. Jahrhunderts. Das könnte euch bewusst sein oder nicht. Da war gerade Radioaktivität ein großes Ding, das wurde viel erforscht. Und im Rahmen der Untersuchung dieser Radioaktivität haben sich Forscher überlegt, was sie untersuchen möchten, wie unsere Erde denn radioaktiv so strahlt. Die strahlt nämlich, das ist hauptsächlich Radon aus irgendwelchen Uran- und Thorium-Ketten. Aber es gibt eben eine natürliche Strahlenbelastung durch Radioaktivität. Victor Hess hatte sich zum Ziel gesetzt, dass er die Abnahme der Radioaktivität untersucht, je nachdem, wie weit man in die Höhe geht, und wollte zu diesem Ziel Ballonflüge durchführen. Man misst Radioaktivität nicht direkt, sondern man misst einfach, wie sehr die Luft ionisiert ist. Was direkt proportional zur Radioaktivität die vorhanden ist. Victor Hess hat das auch durchgeführt. Er hat verschiedene Ballonflüge gemacht. Ihr seht ihn hier auf dem Bild, beim Thema Bild noch ein kleiner Hinweis. Ihr seht hier auf diesen Folien immer so Buchstaben-Zahlen-Kombinationen. Alles was mit B anfängt, sind einfach meine Bildreferenzen. Ja, habe ich nachher am Ende der Präsentation. Ich lade das auch hoch. Eine Bibliografie beziehungsweise Referenzen. Das sind alles wissenschaftliche Publikationen. Das sind die Quellen, mit denen ich arbeite. Die sind alle Open Access. Könnt ihr nachlesen, wenn es um die Teleskope oder so was geht, euch weiter informieren und eben auch einfach sehen, was meine Quellen sind, was meine Informationsquellen sind. Okay, zurück zu Victor Hess. Victor Hess führte Ballonflüge durch und stellte in der Tat fest die Radioaktivität, wie man das so vermuten würde. Die nimmt erst mal ab, wenn ich in die Höhe steige. Dann allerdings nimmt die irgendwie wieder zu. Je weiter es nach oben ging, überhalb einer gewissen Grenze, desto stärker war die Luft ionisiert. Auf 10.000 Meter Höhe auch schon so in etwa 40-mal so stark ionisiert wie auf der Erde selbst. Victor Hess war jetzt nicht unbedingt blöd und hat sich dann gedacht, okay, dann kann diese Strahlung, die diese Luft ionisiert, nicht von der Erde kommen, sondern die muss aus dem Welt kommen. Das war die Entdeckung der sogenannten kosmischen Strahlung, damals noch Hühnstrahlung genannt. Und im Prinzip seid er das festgestellt hat, dass da kosmische Teilchen auf unsere Erde prasseln und die Luft ionisieren. Seither fragen wir uns, was ist denn diese kosmische Strahlung und wo kommt die her? In den letzten zwei Tagen misst man die ein bisschen anders. Also es gibt tatsächlich noch Ballon-Experimente. Das letzte große, von dem ich weiß, hat aber ein gleiches Schicksal ereignet, wie AMS hier links oben. Es wurde nämlich auf die internationale Raumstation ISS transportiert und misst jetzt dort. Genau, bei niedrigeren Energien misst man hauptsächlich im Weltall selber. Schlicht und einfach, weil es praktisch ist, man ist die ganze Zeit oben, muss keine komischen Ballons hoch und runter, ist kombinient. Diese Teilchendetektoren sehen zum Beispiel jetzt hier AMS, das eben auf der ISS ist. Die sehen den Teilchendetektoren, die man aus der Teilchenphysik, also vom LHC und so kennt, relativ ähnlich. Also die sind modular aufgebaut, dann gibt es irgendwie ein Teil, der die Geschwindigkeit misst, ein Teil, der nochmal die Geschwindigkeit misst, interessanterweise. Das Herzstück ist so ein Magnet mit einem Detektor drin, der die Spuren der Teilchen aufzeichnet. Und wenn man jetzt weiß, geladene Teilchen werden in Magnetfeldern abgelenkt, dann wie stark sie abgelenkt werden durch diesen Magneten, der da verbaut ist, lässt dann Rückschlüsse darauf zu, wie sehr sie geladen sind. Und gerade bei AMS, ganz unten ist nochmal ein elektromagnetisches Kalorimeter, in dem die Teilchen gestoppt werden und einfach ihre Gesamtenergie gemessen wird. Das bringt mich auch schon zum nächsten Punkt, nämlich, warum man nicht überall Satelliten verwenden kann. Bei höheren Energien der Teilchen ist das nämlich so, dass die einfach nicht gestoppt werden in diesem elektromagnetischen Kalorimeter und auch die Bahnen, die sie in den Magneten beschreiben, sind relativ groß. Der Detektor ist einfach zu klein, um da sinnvoll Messungen durchzuführen. Der andere Grund, warum man bei höheren Energien nicht mit Satelliten arbeiten kann, ist, weil die Teilchenflüsse sehr gering werden. Wir werden das nachher noch sehen, aber wir reden da über ein Teilchen pro Kubikkilometer pro Jahr. Das ist ein bisschen blöd, also diese Satelliten sind ja sehr klein, da wird man einfach nie irgendwas messen. Das ist nicht praktikabel im Sinne von Statistik. Deswegen verwendet man für höhere Energien eine andere Destektionsmitte, die auf der Erde stattfindet. Bevor diese Teilchen tatsächlich auf unserer Erde aufkommen, werden die aber mit den Luftmolekülen in der Atmosphäre interagieren. Und was dann passiert, ist, es entwickelt sich ein so genanter Luftschauer. Also ein kosmisches Strahlungsteilchen trifft auf die Atmosphäre, wechselwirkt mit einem Molekül in der Luft und dann entsteht so ein ganzer Zoo an Sekundärteilchen. Das sind Elektronen, das sind irgendwie Mesonen, das sind Myonen, das ist auch Licht. Ihr seht, dass hier total wunderbar künstlerisch dargestellt ein ganz verzweigtes Netzwerk an Teilchen. Und diese Sekundärteilchen misst man dann auf der Erde. Zu diesem Zweck hat, also das ist jetzt das Beispiel vom Pierre-Ogé Observatory. Ich habe das genommen, weil es einfach das größte Observatorium ist, dass ich damit auseinandersetzt heutzutage. Ich habe das aufgestellt und in diese Wassertanks Kameras reingemacht. Was in diesen Wassertanks nachgewiesen wird, ist die Cerenkov-Strahlung von den Sekundärteilchen aus diesem Luftschauer. Cerenkov-Strahlung, falls ihr es nicht kennt, ich bespreche es nachher nochmal ausführlicher, behaltet die Frage nach dem, was ist das einfach im Hinterkopf. Neben diesen Wassertanks hat Ogé noch ein paar andere Dinge. Die haben Fluoreszenz-Teleskope, die sie zur Kalibrierung benutzen. Diese Fluoreszenz-Teleskope verwenden einfach den Effekt, dass in dieser ganzen Luftschauer bewegt sich ja durch die Atmosphäre und diese Teilchen interagieren die ganze Zeit mit den Teilchen in der Luft. Regen die an und was dann in der Abregung sichtbar wird, ist Fluoreszenz-Licht. Das kann ich mit ganz großen klassischen Teleskopen nachweisen. Außerdem kriegt Ogé ein Upgrade und die werden noch Sintilatoren obendrauf kriegen, die haben schon angefangen, um Elektronen besser nachweisen zu können und Radioattenten. Der Vollständigkeit halber, es gibt nicht nur Ogé, es gibt auch noch den Teleskope Array, der oben in Utah steht. Der ist aber deutlich kleiner und interessanterweise, die kriegen auch ein Upgrade, die werden vor allem mehr Detektoren bekommen. Interessanterweise sind sie danach immer noch ein bisschen kleiner als Ogé. Ich weiß nicht, warum sie es nicht größer gemacht haben, aber ich weiß nicht, warum sie es nicht größer gemacht haben. Wir haben also neuartige Methoden, um kosmische Strahlen nachzuweisen und können in Folge dessen auch schon einiges über kosmische Strahlen sagen. Wir haben schon ganz schön viel gemessen über die letzten Jahrhunderte. Was ich euch hier zeigen möchte, sind so die Messergebnisse, die man hauptsächlich kennt. Auf der linken Seite seht ihr den Teilchenfluss. Den habe ich insbesondere nochmal mitgebracht, um zu demonstrieren, warum das mit den Satelliten nicht mehr funktioniert. Auf der X-Achse ist die Energie. Die ist in Elektronenvolt. Das ist eine komische Einheit für alle anderen, für Teichenphysiker total normal. Man kann sich so merken, ein Elektronenvolt ist die Energie, die ein Teichen gewinnt, wenn ich es in ein Elektronen gewinnt, wenn ich es in einer Spannung von einem Volt beschleunige. Zur Illustration habe ich auch nochmal eingezeichnet, wo die Energien sind, die man am LHC so erreicht. Auf der Y-Achse habt ihr einfach nur, wie viele Teichen pro Quadratmeter oder Kilometer pro Zeiteinheit treffen da auf unserer Atmosphäre. Man sieht, in diesem blauen Bereich sind es noch relativ viele. Das ist ein Teichen pro Quadratmeter pro Sekunde. Das heißt, mit meinen Quadratmetergroßen Satelliten messe ich da noch relativ viel. Im mittleren Bereich, da am Ende dieses roten Bereichs, ist es dann ein Teichen pro Quadratmeter pro Jahr. Da wird es schon ein bisschen wenig. Und tatsächlich, ganz rechts, ein Teichen pro Kubikkilometer pro Jahr, da brauche ich Detektoren wie das OG Observatory, das einfach 3000 Quadratkilometer abdeckt an Fläche. Neben der Information, wie viele Teichen mit welcher Energie, finden wir so, haben wir auch Richtungsinformation. Auf der rechten Seite seht ihr die Ankunftsrichtung der kosmischen Strahlen gemessen von OG. Wenn ihr euch fragt, warum es oben schwarz ist, wie gesagt, OG steht unten in Argentinien, die können einfach nicht im Norden messen, das sehen die nicht. Außerdem ist da eingezeichnet diese gestrichelte Linie, das ist die galaktische Ebene. Und das galaktische Zentrum ist dieser Stern. Genau, die haben mal aufgezeichnet, aus welcher Region im Himmel sehen sie mehr. Und sie sehen ganz eindeutig mehr Teichen hier unten rechts, das, was so grünlich eingefärbt ist. Man könnte sagen, ja okay, wenn ich jetzt weiß, in welcher Richtung ich die Teichen messe, dann kann ich auch direkt die Frage beantworten, was die Quellen sind. Man weiß ein bisschen was über die Quellen. Man weiß, dass bei den niedrigen Energien, wenn wir jetzt nochmal zu dem Plot da links gehen, der blaue Streifen, das sind im Prinzip alles solare kosmische Strahlen, die kommen aus der Sonne, das hat man zum Beispiel überprüft, indem man sich anschaut, wie korreliert das, was wir messen mit der Aktivität der Sonne. Im mittleren Bereich, der Rote, sind die Teichen hauptsächlich aus unserer Galaxie. Woher weiß man das? Na ja, so ganz genau weiß man es nicht. Aber man weiß, na ja, kosmische Strahlen, das sind nun mal geladene Teichen, also das sind irgendwie 90 Prozent Protonen, neun Prozent Heliumatome, und der Rest zahlt sich auf in so schwerere Atomkerne und irgendwie ein bisschen Elektronen, Positronen, sowas. Aber alles geladen. Und diese geladenen Teichen werden durch Magnetfelder abgelenkt. Magnetfelder gibt es zum Beispiel in unserer Galaxie, die ihr hier einmal, ich finde einfach die Bilder aus der Astrophysik so schön. Und die Wege, die diese Teichen durch die Magnetfelder beschreiben, der Krümungsradius hängt ja von der Energie ab. Und nun ist es so, dass bei den niedrigeren Teichen das galaktische Magnetfeld dafür sorgt, dass diese Teichen sich im Prinzip die ganze Zeit in unserer Galaxie weiter aufhalten werden. Und die Wahrscheinlichkeit, dass sie aus unserer Galaxie herauskommen, ist extrem gering. Die werden vorher interagieren, weil also das sind Milliarden von Jahren, die einfach gefangen sind durch diese Magnetfelder in unserer Galaxie. Deswegen wissen wir, dass bei mittleren Energien kosmische Strahlen vermutlich aus unserer Galaxie selbst kommen. Bei den höchsten Energien ist es allerdings so, dass die Teichen in der Lage sind, aus der Galaxie rauszukommen und diese gewogenen Trajektorien, diesen Trajektoren, die ihr da seht, zu folgen. Das heißt, wir wissen, bei den höchsten Energien kommen kosmische Strahlen von irgendwo weit weg. Und nur damit das einmal klar ist für den Rest des Vortrags, werde ich hauptsächlich über diese höchsten Energien von kosmischen Strahlen reden. Nicht über welche, die aus unserer Galaxie selbst kommen. Außerhalb von unserer Galaxie gibt es allerdings eine Menge Objekte. Es gibt irgendwie auch sehr viele sehr, sehr, sehr starke Objekte, schwarze Löcher und Gamma-Strahlenblitze und sonst was. Und außerhalb unserer Galaxie haben wir trotzdem immer noch das Problem, dass die kosmische Strahlung abgelenkt wird durch Magnetfelder und dass die Ankunftsrichtung uns auch für die höchsten Energien nicht direkt zu den Quellen zurückführen kann. Und deswegen ist es tatsächlich so, dass auch über 100 Jahre nach diesen ersten Ballonflügen von Victor Hess überhaupt nicht klar ist, wo diese Teichen herkommen. Man untersucht das natürlich und man versucht dafür vor allen Dingen andere Teiche noch zu verwenden. Denn unser Universum sendet ja nicht nur Protonen und Heliumkerne aus, sondern noch eine ganze Menge andere Dinge. Und auf der Suche nach den Quellen dieser ultrahochenergetischen kosmischen Strahlen könnte man jetzt zunächst mal den Standardansatz nehmen, nämlich wir gucken, was ist denn besonders hell. Wir schauen uns die Photonen an, die unser Universum so emittiert. Und das Schöne an Licht ist, also ich meine, wir kennen Licht aus unserem Alltag, aber Licht als Informationsträger ist wahnsinnig vielseitig. Ihr seht hier unsere Milchstraße im optischen Bereich. Also das, was wir sehen, wenn wir im Prinzip einfach mit unserem Auge auf die Milchstraße gucken würden, was wir nicht tun, aber gut. Und auch das ist schon wahnsinnig beeindruckend. Aber elektromagnetische Strahlung hat halt noch ganz viele Wellenlängen in Bereichen, die einfach nur unser Auge nicht wahrnehmen kann. Und wenn man mal die Milchstraße in allen möglichen Wellenlängen-Bereichen ansieht, dann kriegt man ein sehr viel diverseres Bild von diesem Objekt und kann auch sehr viel mehr Information letztendlich extrahieren. Und das Schöne ist auch jeder einzelne Wellenlängenbereich erzählt etwas über unterschiedliche Eigenschaften jetzt in diesem Fall der Milchstraße. Also zum Beispiel im Radiobereich sieht man Emissionslinien von atomarem Wasserstoff. Das heißt, ich kann indem ich Radiobereich-Messungen mache, sehen, wo sind sehr warme Gaswolken oder Staubwolken, die viel atomaren Wasserstoff haben. Ebenfalls im Radiobereich sieht man auch den molekularen Wasserstoff, also wo sich Wasserstoff zu H2 zusammengetan hat. Und man kann damit messen, wo die etwas kälteren Staubwolken sind. Daneben im Infrarotbereich zum Beispiel leuchtet Staub, der durch das Sternlicht, das ja im optischen Bereich ist, angeregt wird, sich dann wieder abregt und eben Infrarot strahlt. Und wir haben bei den höchsten Energien das, was uns eigentlich auch interessieren würde. Wir suchen ja nach den Quellen von diesen hochenergetischen kosmischen Strahlen. Das heißt, es sind geladene Teichen, die auf sehr hohe Energien beschleunigt wurden. Und in dieser Beschleunigung, oder während sie sich bewegen, strahlen die die ganze Zeit. Die strahlen, wenn sie abgelenkt werden, die strahlen, wenn sie mit anderen Teichen interagieren. Das heißt, was man hier sieht, ganz unten in diesem X-ray und Gamma-ray-Bereich, X-ray ist Rondgestrahlung, Gamma-ray ist Gamma-Strahlung auf Deutsch. Das könnten tatsächlich uns Hinweise liefern darauf, was die Quellen von kosmischen Strahlen sind. Ja, also könnte. Da gibt es nämlich diverse Probleme mit dem Licht. Das Erste ist, dass bei den höchsten Energien das Licht nicht besonders weit kommt in unserem Universum. Es gibt da etwas, das nennt sich die kosmische Hintergrundstrahlung, die erfüllt unser ganzes Universum. Das ist ein Relikt aus den frühen Zeiten des Universums, als das Universum erst noch optisch dicht war und dann optisch dünn wurde. Dann wurde plötzlich ganz viel Strahlung freigesetzt. Das sehen wir heute als den kosmischen Mikrowellen-Hintergrund. Und ab einer gewissen Energie sind Fotos in der Lage, mit diesem kosmischen Mikrowellen-Hintergrund zu interagieren. Und es sorgt dafür, dass sie auf ihrem Weg zur Erde interagieren und dann es halt nicht mehr her schaffen. Das heißt, und das seht ihr auch hier auf der Grafik rechts, da ist einmal unten die Energie aufgezeichnet, wo wir das Licht haben. Und auf der Y-Achse seht ihr, wie weit kommen die Photonen mit diesem Licht. Und ich hoffe, ihr könnt es gut erkennen. So ein Etwa bei 10 hoch 14, 10 hoch 15 Elektronenvolt kommen diese Lichtteilchen einfach mal in Etwa bis zum galaktischen Zentrum. Also das sind so Kilopasekentfernungen. Das ist einfach nicht weit genug. Das ist, dass diese kosmischen Strahlen nicht aus unserer Galaxie kommen, sondern von weit entfernten Objekten. Wenn ich aber nicht weit gucken kann, dann also das funktioniert ja nicht. Der zweite Grund, warum Licht als Informationsträger nicht ausreichend ist, ist, ja, Licht, hochenergetisches Licht, deutet auf hochenergetische Teilchen hin. Das müssen aber einfach nicht unbedingt Protonen oder Heliumkerne, die die kosmische Strahlung ausmachen, sein. Das könnten auch einfach Elektronen sein. Es ist einfach keine eindeutige, also es bestimmt einfach nicht eindeutig, dass eine Quelle auch kosmische Strahlen produziert. Und der letzte ist eher so ein praktischer Punkt. Naja, also wenn ich Licht messen will, dann muss es halt dunkel sein, wenn ich unten auf der Erde bin oder ich muss wieder Satelliten bemühen und mein Teleskop muss ausgerichtet sein. Das ist einfach von der Messbarkeit nicht besonders praktikabel immer. Das heißt, die Frage wäre, gibt es denn noch andere Informationsträger, die wir auf unserer Suche nach den Quellen der kosmischen Strahlung verwenden könnten? Und jetzt kommen wir zum dritten Boden zu den Neutrinos. Ich möchte jetzt einen kleinen Einschub machen, was denn eigentlich nochmal Neutrinos waren, weil im Gegensatz zu irgendwie Protonen und so hat das nicht jeder im Kopf. Dazu einmal ein kleiner Exkurs ins Standardmodell der Teilchenphysik. Also, unsere komplette Materie ist ausgebaut aus Leptonen und Quarks. Und zwar aus Leptonen und Quarks der ersten Familie. Up und Down Quarks formen Protonen und Neutronen und die wiederum dann die Atomkerne und um die Atomkerne außen rum sind dann Elektronen und so erhalten wir unsere gesamten Atome. Wie gesagt, Up und Down, das bezeichnet man als Quark und neben dem Elektronen gibt es auch noch sogenanntes Elektron-Neutrino, das auch ein Lepton ist. Es gibt allerdings nicht nur diese erste Teilchenfamilie aus der unsere, die Materie um uns herum ist, sondern es gibt das ganze nochmal in zwei weiteren Ausführungen. Die sind gleich im Sinne von Eigenschaften wie Ladungen und so was. Die sind nur einfach schwerer. Und in jeder dieser Teilchenfamilien gibt es ein Neutrino. Neutrinos, wie gesagt, sie machen nicht unsere Materie, die Materie um uns herum in dem Sinne aus. Aber zum Beispiel bei so radioaktiven Beta-Zerfällen sind die maßgeblich beteiligt. Was für Eigenschaften haben Neutrinos? Die sind nicht geladen. Die haben fast keine Masse, also ich glaube vor 3, 4 Jahren gab es einen Nobelpreis für den Beweis, dass Neutrinos eben doch eine Masse haben, aber die ist wirklich verschwindend gering. Also die bewegen sich im Prinzip mit Lichtgeschwindigkeit. Und sie interagieren nur über die schwache Wechselwirkung, weswegen man sie auch häufig als Geisterteilchen bezeichnet. Wie schwach diese Wechselwirkung ist, das kann man sich mal ein bisschen verbildlichen, indem man überlegt, wie viele Neutrinos auf den Körper prasseln pro Sekunde. Und zwar pro Kubikzentimeter, und ihr könnt euch das vorstellen auf unserer Haut, pro Kubikzentimeter pro Sekunde sind das 65 Milliarden Neutrinos. Offensichtlich merkt man davon nichts. Das heißt, die Wechsel wirken einfach nicht mit unserem Körper, oder wirklich sehr, sehr selten mit unserem Körper. So, jetzt wissen wir noch mal ganz kurz, was Neutrinos waren. Jetzt brauchen wir noch mal die Verbindung zu den kosmischen Strahlen. Nun ist es so, wenn in astrophysikalischen Quellen oder in deren Umgebung kosmische Strahlen sind, dann interagieren die da ja mit anderen kosmischen Strahlen, also mit anderen Protonen oder Heliumkernen oder mit Licht. Und aus dieser Interaktion fallen immer, im Prinzip immer, relativ häufig, Neutrinos raus. Die tragen ca. 5% der Primärenergie. Das heißt, wenn ich sehr hoch energetische kosmische Strahlen habe, wie die, über die wir jetzt hier sprechen, dann habe ich auch sehr hoch energetische Neutrinos, einfach so ein Faktor 100 weniger. Aber ganz im Gegensatz zu Licht bedeutet einfach, dass wenn eine Quelle Neutrinos emitiert, dass da auf jeden Fall kosmische Strahlen auch vor Ort waren. Denn ansonsten hätten die nicht erzeugt werden können. Auf unserer Suche nach den Quellen für hoch energetische kosmische Strahlen sind die also ein ziemlich ejector. Die können ewig weit reisen, weil sie nicht so sehr interagieren. Und sie würden wirklich beweisen, dass da kosmische Strahlen sind in den Quellen. Man möchte also Neutrinos messen. Das ist ein bisschen tricky aus dem gleichen Grund, wie sie soweit kommen, die interagieren kaum. Ich möchte euch jetzt hier einen Detektor vorstellen, nämlich den Ice Cube Detector. Das ist im Prinzip einfach im Moment der Neutrinodetektor für sehr hohe Neutrino-Energien, der die höchste Sensitivität hat. Ich glaube, für niedrigere Energien gab es hier auf dem Kongress auch ein Talk, das Hyper-Kamiokande. Aber ich glaube, das war im ersten Tag. Es gibt auch noch andere Detektoren, die diese hohen Energien abdecken und abdecken sollen, vor allen Dingen auch in Zukunft. Ich möchte es nur namentlich einmal nennen. Das wäre KM3net. Das wird im Mittelmeer gebaut und GVD im Baikalsee. Für hier und heute, allerdings, der Ice Cube Detector. Ice Cube ist ein 1 Kubik-Kilometer großer Detektor im Antarktissen Ice. Und das ist ein wahnsinnig großes Projekt. Da sind 200 über 250 Wissenschaftler weltweit beteiligt und es ist auch einfach ein schönes Beispiel für Grenzen überschreitendes Zusammenarbeiten. Also, ja. Was Ice Cube macht, ist detektiert die Cerenkov-Strahlung wechselwirkender Neutrinos. Und zwar, man detektiert nie die Neutrinos direkt, sondern man detektiert Lepton, die aus der Interaktion eines Neutrinos kommen. Ihr seht das hier rechts unten und ich möchte die Grafik einmal kurz erklären. Also, man hat ein Elektron-Neutrino, das da links oben reinkommt und das interagiert mit einem Proton- oder Neutron- unten im Eis. Die beiden tauschen ein Weboson aus, also wer sich mit Teilchen aus Physik auskennt. Und dabei wird das Proton- oder das Neutron im Eis umgewandelt und das Elektron-Neutrino wird in ein Elektron umgewandelt. Und was ich am Ende nachweise, das ist dieses Elektron und die Cerenkov-Strahlung dieses Elektrons. Jetzt auch nochmal kurz der Exkurs zu, was ist denn Cerenkov-Strahlung? Cerenkov-Strahlung ist im Prinzip ein Überschallknall nur für Licht. Also, wenn ein Teilchen sich im Medium schneller bewegt als Licht, dann entsteht Cerenkov-Strahlung. Und nein, das Teilchen bewegt sich immer noch nicht schneller als Licht im Vakuum, nur in dem Medium ist das Licht langsamer, weil das die Leute irgendwie häufig verwirrt. Es ist immer noch langsamer als die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum, nichts schneller als die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum. Man kennt Cerenkov-Strahlung zum Beispiel auch von Atomreaktoren, das ist das Bild da oben rechts, die glühen immer so blau. Das ist genau der gleiche Effekt. Und deswegen noch einmal zusammengefasst mit dem Bild hier unten. Also, wir nehmen jetzt mal an, wir wollen ein Elektron-Neutrino nachweisen. Ein Elektron-Neutrino kommt in den Detektor, wechselwirkt dort, es entsteht ein Elektron und dieses Elektron macht Cerenkov-Strahlung und die will ich nachweisen. Zu dem Zweck haben sie ein riesen Detektor gebaut. Also, ein Kubikkilometer und ganz schön viele, ganz schön viele Kameras, um dieses blaue Licht aufzuzeichnen. Genauer gesagt, 5.160, die immer, also das sind im Prinzip so Seile und alle 17 Meter hängt da so eine Art Kameramodul für blaues Licht. Diese Seile sind mit 125 Meter Abstand gebaut und beginnen ab einer Tiefe von 1,5 Kilometern im Eis und reichen dann eben 1 Kilometer weiter runter. Eisgip hat aber übrigens also nicht nur diese 86 Seile, die jeweils 125 Meter voneinander entfernt sind. Es gibt auch noch ganz innen, das ist hier also Diebkorb bezeichnet, gibt es noch einen Teil, der ein bisschen enger gefüllt ist, um ein paar andere Messungen nachzumachen und es gibt oben Eistop, das ist im Prinzip so ein Detektor wie auch das Ogeo Observatory, das heißt es sind Eistanks, das ist eine sphasmische Strahlung nachweisend. Eisgip möchte genauso wie Ogeo, was ich euch vorhin erzählt habe, auch ein Upgrade machen. Die möchten ihr Detektorvolumen verzehnfachen und sie möchten auch in Diebkorb drin noch mal ein bisschen was Engeres bauen. Haben aber im Gegensatz zu Ogeo noch nicht angefangen. Also, wir möchten diese Cerenkov-Strahlung nachweisen und dafür werden alle 17 Meter in Module aufgehängt. Also, ich finde es einfach so beeindruckend, wie das gebaut wird, habe ich noch ein paar Fotos mitgebracht. Man muss sich das ja erstmal vorstellen, man muss da 2,5 Kilometer tief ins Eis bohren und interessanterweise, wie sie das gemacht haben ist, also nachdem sie durch den Schnee muss man normal bohren, aber dann fürs Eis selber verwendet man Heißwasserbohrer. Denn, wenn ich mit heißem Wasser auf Eis, dann schmilzt es ja einfach und dann haben sie im Prinzip dadurch so eine Säule an stehendem Wasser gehabt und dann haben sie in dieses Wasser einfach ihre Seile reingelassen und haben gewartet, bis es wieder einfriert. Das hat wirklich extrem gut funktioniert. Ich meine, die haben 2004 bis Ende 2010, glaube ich, gebaut und offensichtlich kommt man an diese digitalen, optischen Module, an diese Kameradinger, diese runden Blobs, kommt man nie wieder dran, wenn die da mal eingefroren sind. Aber bis heute sind mehr als 98 Prozent von diesen Dingern noch funktionstüchtig, die sind wirklich beeindruckend. So sieht das dann aus. Das ist ja auch alles unter extremen Bedingungen. Man ist da in der Antarktis am Südpol und versucht, ein riesen Detektor zu bauen, total beeindruckend. Würde man im Eis stehen, sähe das Ganze in etwa so aus. Und bevor wir uns nochmal mit den Neutrinos beschäftigen, einmal noch kurz, wie ist so ein optisches Modul eigentlich aufgebaut? Also im Prinzip sind diese digitalen, optischen Module einfach Kameras für blaues Licht. Das Herzstück ist dieser weiße Blob, den ihr auf dem Bild links seht. Das ist ein PMT, eine Photomultiplier Tube. Das müssten die Elektrotechniker und so was unter euch kennen. Das heißt, da fällt einfach Licht aus ein und das wird in elektrisches Signal umgewandelt. Ich möchte euch noch auf zwei interessante Sachen hinweisen, wie ich finde. Das eine ist dieses Mu Metal Grid. Das ist, um das Erdmagnetfeld abzuschirren. Und, was ich auch extrem witzig fand, immer ist dieses Flasherboard, das ihr auch links in der Grafik seht. Und zwar hat jedes dieser digitalen optischen Module neben dem Mainboard, das halt irgendwie Daten sammelt und dann alle Sekunde mal hoch schickt, auch noch selbst eine Lichtquelle, mit dem sie Lichtblitze erzeugen können, um das digitalische, optimische Modul in einem daneben dran kalibrieren zu können. Ich finde es einfach gut. Diese digitalen optischen Module messen die Cerenkov-Strahlung und wir schauen uns jetzt einfach mal an, wie das denn so aussieht, wenn da ein Elektron-Neutrino in der Detektor kommt. Wie gesagt, das Wechsel wirkt, da entsteht ein Elektron und das Elektron macht Cerenkov-Strahlung. Ihr seht jetzt bei dem Video gleich links tatsächlich, wie dieses Lichtsignal aussieht im kompletten Eis. Und auf der rechten Seite seht ihr, wie der Detektor das wahrnimmt. Also. Links seht ihr, da fängt etwas an, das ist genau dann, wenn das Elektron erzeugt wurde. Und jetzt das Besondere bei Elektronen ist, dass sie die ganze Zeit, also sobald sie erzeugt werden, wechselwirken die sofort wieder mit anderen Teilchen in diesem Eis. Und es entstehen ganz viele Elektronen, die jeweils so ein Cerenkov-Kegel machen und in diesem Endeffekt ergibt es dann so eine große Kugel. Rechts so sieht das dann im Detektor aus, dann hört es schon wieder weg, schade. Beim nächsten Mal, beim nächsten Bild, die zeigen das immer, indem sie so Blobs an die einzelnen digitalischen, optischen Module zeichnen. Je größer der Blob, das bedeutet einfach nur, dass mehr Energie wurde in diesem Eindom deponiert. Und die Farbkodierung zeigt einfach nur an, wann da Licht gemessen wurde. So sieht das aus, wenn Elektronneutrino reinfliegt in den Detektor. Wenn Myone-Neutrino reinfliegt, dann sieht das Ganze ein bisschen anders aus. Myone-Neutrinos erzeugen naturgemäß Myone und nicht Elektronen. Und Myone sind nicht ganz so interaktionsfreudig, wie die Elektronen, die haben eine deutlich längere Lebensdauer. Und dementsprechend fliegen die einfach relativ straight in den Detektor durch. Man sieht das links, finde ich, sehr, sehr schön, dass sie einfach eine relativ gerade Spur hinterlassen. Und diese gerade Spur sieht man dann eben auch in diesen einzelnen digitalen, optischen Modulen auf der rechten Seite. Man kann sich auch direkt schon denken, was die vorn Nachteile dieser zwei Event-Sorten sind, nämlich Myone-Neutrinos haben eine super Winkelauflösung. Mit diesem Track kann man einfach 0,2 Grad, genau, genau bestimmen, wo das herkam. Dafür fliegen diese Myone halt auch aus dem Detektor raus, beziehungsweise kommen schon von außen und deponieren ja auch außerhalb des Detektors Energie. Das heißt, es ist ein bisschen schwieriger rückzuschließen, wie viel Energie die hatten als bei diesen Kugeldingern, die immer komplett im Detektor drin sind. Die haben eine bessere Energieauflösung. Dafür ist da die Richtungsauflösung relativ schwierig, weil ja einfach nicht so ein gerade Track da ist. Das sieht jetzt alles relativ schön aus. In der Realität ist das größte Problem bei IceCube allerdings der Hintergrund. IceCube misst in etwa 10 astrophysikalische Neutrinos mit diesen extrem hohen Energien, die sie gerne hätten pro Jahr. Zur gleichen Zeit, also in einem Jahr messen sie allerdings auch 100.000 atmosphärische Neutrinos und 10 Milliarden atmosphärische Myonen. Das heißt, es ist einfach ein wahnsinnig großer Hintergrund in diesem Detektor. Tatsächlich, wenn man sich mal anschaut, wie 10 Millisekunden aus der Sicht von IceCube aussehen, das ist ein Feuerwerk der Synapsen. Dass sie da noch irgendwelche Daten rauskriegen, finde ich total beeindruckend. Hier sieht man auch schon diese grünen Striche, die reintreffen, das sind atmosphärische Myonen. Es gibt da verschiedene Veto-Systeme, um damit umzugehen. Zum Beispiel werden nur, kann man sagen, nur Events, die schon mal durch die Erde durchgeflogen sind, bevor sie im Detektor aufkommen. Damit sortiert man atmosphärische Myonen ganz gut raus. Oder man definiert sich den äußeren Layer seines Detektors als Veto und sagt, okay, was in diesem Veto drin ist. Das nehmen wir nicht als Event auch gegen Myonen, gegen atmosphärische Neutrinos, kann man zum Beispiel nutzen, wenn da atmosphärische Myonen zur gleichen Zeit gemessen wurden, dann ist auch kein Event. Oder man sagt, okay, so grob ab 100 Terra Elektronenvolt, nee, 300 glaube ich, ab 300 Terra Elektronenvolt gibt es fast keine atmosphärischen Neutrinos mehr. Das heißt, da ist man relativ backgroundfrei. Und tatsächlich hat IceCube einige Neutrinos als astrophysikalische Neutrinos identifiziert, seit 2012, seit sie angefangen haben, zu messen. Der erste große Erfolg war, dass sie die ersten 28 damals im 2013 präsentieren konnten, hier nochmal auch mit wo sie waren. Und bis heute hat man so Größenordnung, 100 Neutrinos gemessen und man kann so Späße machen, wie man zeichnet mal, wie bei den kosmischen Strahlen aus, wie viele Neutrinos pro Energieintervall hat man also. Nun hat man ja aber eigentlich ein Faktor gebaut, weil man die Quellen von diesen hochenergetischen kosmischen Strahlen finden wollte. Ja, was sind denn nun die Quellen von diesen Neutrinos? Wie man das angeht, ist, dass man normalerweise guckt, okay, ich messe ein hochenergetisches Neutrino und ich schau jetzt mal, liegt in der Richtung irgendein bekanntes, sehr starkes astrophysikalisches Objekt, irgendein Blasar oder ein Gamma- Strahlenblitz oder so. Aber man hat halt nie was gefunden. Die sind tollen neuen Fluss an astrophysikalischen Neutrinos und wusste einfach bisher auch überhaupt nicht, wo kommt die denn jetzt her? Also eher ein zusätzliches Rätsel anstelle der Lösung eines alten Rätsels. Und das bringt mich jetzt final endlich dazu, was dieses Jahr veröffentlicht wurde, nämlich es wurde zum ersten Mal ein Neutrino gemessen und die Quelle dieses Neutrinos konnte zugewiesen werden. Dieses Neutrino konnte einem Blasar zugeordnet werden, den man aus Messungen von Photonen kennt. In unserer Welt sieht das Ganze übrigens so aus, diese Neuigkeiten und natürlich noch viel mehr davon. Und natürlich habe ich den Nature Astronomy Artikel aus meiner Arbeitsgruppe reingepackt für andere Quelle. Okay, aber die Quintessenz davon ist, aha, wir haben ein Neutrino gemessen und zwar ein sehr hochenergetisches, wieder so 290 Teraelektronenvolt vermutlich und dieses Neutrino konnte mit einem Blasar also das kam aus der Richtung in der ein Blasar liegt, der zu dem gleichen Zeitpunkt auch noch besonders aktiv war. Kleiner Exkurs, was ist ein Blasar? Im Prinzip ist ein Blasar einfach der aktive galaktische Kern einer weit entfernten Galaxie. Das ist ein supermassives schwarzes Loch und es treibt ein Jet an und dieser Jet ist in Richtung Erde beziehungsweise Milchstraße orientiert. Ich möchte da jetzt nochmal kurz ein Wort zu sagen, dieses AGN also aktive galaktische Kerne, Active Galactic Nuclei. Da gibt es ganz viele verschiedene Wörter für. Lasst euch davon nicht verwirren, die sind alle historisch bedingt, es gibt dann Schema wie die alle vereint werden können und ernsthaft ein Blasar, das ist einfach nur ein aktiver galaktischer Kern mit einem Jet, der unsere Richtung zeigt. Blasare haben relativ charakteristische Strahlung, die sind gut erkennbar in ihrem elektromagnetischen Spektrum und so alle paar Jahre blitzen die auf und bleiben über ein paar Wochen oder Monate angeregt. Was genau da strahlt in diesem Blasar, das ist ein bisschen ein bisschen komplexer und möchte ich euch jetzt gerne also diese zwei wunderschönen Videos sind übrigens auch von Desi also von meinem Institut mithergestellt und im Rahmen dieser Entdeckung und ich finde sie wunderschön. Also wie sieht so ein aktiver galaktischer Kern aus der Nähe aus und was strahlt denn da überhaupt? Nun zunächst mal hat man dieses schwarze Loch in der Mitte und da ist so eine Akkretionsscheibe außen rum. Diese Akkretionsscheibe strahlt im Ultravioletten und die Strahlung, die da rauskommt, die heizt Wolken an, die über diese Akkretionsscheibe sind. Diese Wolken werden angeregt, regen sich dann wieder ab und emittieren Linienemission. Das ist die sogenannte Nordline Region, hier auch als breite Spektralinien noch mal gekennzeichnet. Die sind breit, schlicht und einfach, weil diese Wolken sich bewegen und die Dopplerverschiebung die aufweitet. Um die Akkretionsscheibe herum ist ein Dust-Taurus, also ein Staub-Taurus, das Ganze manchmal verdeckt. Und vor allem haben diese aktiven galaktischen Kerne eben einen relativistischen Jet. Der wird gepowert von Akkretion von Materie und bewegt sich mit relativistischen Geschwindigkeiten. In diesem Jet sorgen Turbulenzen dafür, dass Teilchen beschleunigt werden können, und zwar Elektronen und Protonen. Und diese Teilchen strahlen dann wiederum im elektromagnetischen Spektrum und das ist das, was wir sehen. So, damit zurück zu unserer Entdeckung. Hier links oben seht ihr das eine Neutrino-Event, das da gemessen wurde. Und das ist ganz bemerkenswert, auch wie das vonstatten ging. Also, IceCube hat so ein Alert-System und die haben, also es ist ein Myon-Neutrino, das heißt, es hat sehr gut rekonstruierte Energie. Und dann haben sie ein Alert rausgegeben und gesagt, hey, wir haben hier so ein 300, knapp 300-Tera-Elektronenvolt-Neutrino, richtet mal all eure Teleskope optisch x-ray alles aus und wir gucken, ob ihr da was findet. Und tatsächlich haben sie rausgefunden, dass dieses Mal zum ersten Mal aus der gleichen Richtung, wie dieses Neutrino kam, auch Gamma-Strahlung gemessen werden konnte. Und zwar von einem Blasar, den man schon eine Weile kennt und der auch schon ein paar Monate angeregt war. Was sie dann zusätzlich noch gemacht haben ist, IceCube ist in ihre seit 2012 gesammelten Daten zurückgegangen. Das ist das, was hier unten seht. Das geht noch ein bisschen weiter zurück als 2012, weil bevor der Detektor fertig war, haben sie einfach schon Teile des Detektors betrieben. Deswegen geht es auch weiter zurück als 2012, als die Fertigstellung war. Und dabei haben sie gefunden, dass in der Periode 2014 bis 2015 es nochmal eine vermehrte Neutrino-Messung in die erste Richtung dieses Blasars gab. Und zwar sind das so 10, 15 Neutrinos gewesen. Ich möchte da jetzt aber auch noch direkt ein paar Sachen dazu sagen, nämlich in dieser Periode 2014, 2015 da war dieser Blasar nicht aktiver als sonst in Gamma-Strahlung. Also der sah aus wie immer schön ruhig, aber soll anscheinend mehr Neutrinos emittiert haben. Und während dieses Event, das ihr oben seht, ganz gut mit den Modellen, die wir so haben, erklärbar ist und auch gut simuliert werden kann, stellt dieser historical flair, wie man die erhöhte Emissionen 2014, 2015 nennt, tatsächlich eine etwas größere Herausforderung da. Es ist so, dass mit den Modellen, die wir haben, da braucht man ein sehr parameter Feintuning, um das irgendwie erklären zu können. Beziehungsweise, ich hab solche Modelle gesehen, wie das dadurch erklärt wird, dass ein Stern in den Jet reinfliegt und das macht dann diese vermehrte Neutrinoproduktion. Also da braucht man exotischere Modelle und man hat tatsächlich Schwierigkeiten, das zu erklären aktuell. Aber was trotzdem bleibt hier zum ersten Mal in der Lage waren, die Quelle eines hochenergetischen Neutrinos vermutlich zu identifizieren und ich möchte jetzt noch mal kurz zwei von diesen Headlines highlighten, nämlich, was bedeutet das? Es bedeutet nicht das, was links steht, dass der Origin of Mystery Space Radiation found. Wir haben eine Quelle gefunden, die wahrscheinlich ein Neutrino emittiert hat. Das bedeutet nicht, dass alle Neutrinos jetzt von Blasaren wie diesem TXS kommen. In der Tat ist deren Beitrag von eiskubig gemessenen Fluss deutlich limitiert. Es ist außerdem so, dass wir dann als Rückschluss lernen können, dass in dieser einen Quelle vermutlich Protonen vorhanden waren. Das heißt aber auch nicht, dass alle kosmischen, ultra hochenergetischen kosmischen Strahlen aus dieser Quelle kam oder nur aus dieser Quelle dieser Art kommen könnten. Das bedeutet das alles nicht. Aber es ist ein Anfang und das ist das erste Mal, wie gesagt, dass wir mit diesen großen Neutrinodetektoren tatsächlich Astronomie betreiben können. Und in dem Sinne, dass weiter unten auf der rechten Seite das trifft es schon eher. Es ist ein Breakthrough. Und das, was damit begonnen hat, wird mit neuen Observatorien, wie CTA das gebaut wird, mit Upgrades, wie eiskube, das wird weitergeführt werden und dann werden mehr Messungen dazu kommen. Wir werden unsere Modelle verbessern und dann hoffentlich in Zukunft irgendwann die Frage beantworten können, woher denn kosmische Strahlen eigentlich kommen. Damit, Dankeschön. Anne, eine Punktlandung. Alter, ich bin selbst erstaunt. Ästhetische Bilder, schöne Farben, ruhig vorgetragen und die Schnittfolge so beruhigend. Ach ja. Was der C-Punkt da gerade wohl verpasst hat. Wir haben, ich habe sogar auch was gelernt. Was hast du gelernt, Henning? Das ist ein florisierendes Teleskop. Hätte ich gedacht, das wäre eins, was von selber leuchtet, damit man das im Dunkeln besser findet. Mir ist auch ein floristenz-Teleskop. Ich habe doch nix gelernt. Wie schade, wie schade. Wir haben Mikrofone offen. Stellt euch da einfach mal hin. Guckt, die Leute springen schon auf. Da, ganz hinten haben wir was. Der Signal Angel Wing. Das heißt, wir haben eine Frage aus dem Internet. Oh Gott. Das war Folienvorher. Hast du diesen Grafen gehabt über den zeitlichen Verlauf? Da war die Frage, was der Gap zwischen 2015 und 2016 ist. Tatsächlich. Das ist ja nur eine Analyse dieser Gap. Um ganz ehrlich zu sein, müsste ich selbst noch mal nachlesen, in dem Paper. Ich nehme, das ist ja nur ein Gap, der in der Analyse stattfindet. Die haben zwei Analysen gemacht. Diese Gaushanalyse sind in die Box schreibt. Vielleicht haben sie da ihr Zeitbindow irgendwie beschränkt. Aber genau weiß ich es auch nicht. Es ist auf keinen Fall ein Messgap, sondern in der Interpretation danach. Ich kann das nicht beantworten. Das ist ja nur ein Gap. Das ist ja nur ein Gap. Da war sie noch weniger als du. Dann gehen wir doch mal rüber auf Mikrofon 2, bitte. Hallo. Vielen Dank für den Vortrag. Der war wirklich sehr schön. Ich habe die Frage, du hast gesagt, dass Neutrinos etwas langsamer als Lichtgeschwindigkeit fliegen. Wenn wir so einen Neutrino detektieren, haben wir die Chance, über Licht oder Gravitationswellen etwas mitbekommen in unserer Lebenszeit? Die sind so leicht, die fliegen im Prinzip mit Lichtgeschwindigkeit. Das müsste Koincident sein. Das ist eine minimale Verschiebung. Die Massen, die die haben, sind so gering. Wir müssten das zur gleichen Zeit detektieren. Sehr cool, danke. Die Technik macht es möglich. Wir schalten in den hinteren Bereich des Raumes auf Mikrofon 4. Haben wir Möglichkeiten zu beeinflussen, ob ein Neutrino durch Masse durchfliegt oder ob es mit der Masse reagiert? Nein. Das ist einfach ein Wahrscheinlichkeitsprozess. Das kann man nicht beeinflussen. Du kannst natürlich mehr Materie davor bauen in der Hoffnung, dass mehr Materie dafür sorgt, dass es früher interagiert, weil es früher auf mehr trifft, aber im Prinzip nein. Das scheint, als ob alle Fragen beantwortet wären. Sag mal, war das dein erster Talk für so einer großen Menschenmasse? Ja. War das dein letzter Talk für so einer großen Menschenmasse? Wenn es mein Kollege nicht in Shanghai ist, würde ich den Talk abgeben. Das ist doch mal ein Wort. Das sind schöne Schlussworte. Anni!