Nobelpreis 2002 Physik:

        Neutrinos und Röntgenastronomie

Klaas S. de Boer       Sternwarte, Univ. Bonn

Auf den ersten Blick haben die beiden Themen, Neutrinos und Röntgenastronomie, für die Raymond Davis, Masatoshi Koshiba und Ricardo Giacconi mit dem Nobelpreis Physik 2002 ausgezeichnet wurden, nichts miteinander zu tun. Dennoch kann man eine Verbindung sehen, die in Prozessen in Sternen und in Supernovaexplosionen begründet ist.

Neutrinos sind Elementarteilchen, deren Existenz 1930 von Pauli vorhergesagt wurde. Es war ihm klar, dass bei Kernprozessen das Gesetz zur Energieerhaltung auch gelten muss, dass etwas fehlte und dass dies mit dem zusätzlichen Teilchen "Neutrino" behoben werden konnte.

Es ist inzwischen voll akzeptiert, dass das Neutrino ein winziges Teilchen ist, ohne Ladung und mit sehr geringer Masse. Neutrinos werden freigesetzt bei Kernfusionsprozessen, so, wie sie ablaufen in Sternen, in Supernovaexplosionen, oder auch in den Teilchenbeschleunigern der Teilchenphysiker. Neutrinos haben kaum Wechselwirkung mit anderer Materie. Jede Sekunde fliegen Milliarden Neutrinos durch unseren Körper, ohne dass wir davon etwas merken. Das Neutrino ist eigentlich ein "nichts". Aber dennoch....

Neutrinos nachzuweisen ist wegen der geringen Wechselwirkung mit anderer Materie sehr schwierig. Raymond Davis hat sich seit 40 Jahren mit den möglichen Techniken ihres Nachweises auseinandergesetzt und, trotz großer Skepsis seiner Kollegen, die Suche fortgesetzt. Der erste Nachweis gelang in den 50er Jahren bei einem Reaktor (Brookhaven's Graphite Research Kernreactor). Später gelang der Nachweis von solaren Neutrinos in einem Detektor in der "Homestake mine" in South Dakota (USA) und so wurden die Ausdauer und des Erfindungsgeist von Davis belohnt.

In Japan war es Masatoshi Koshiba, der dort Neutrinodetektoren etablierte. Auch er und seine Gruppe haben wesentlich zu den Erkenntnissen über Neutrinos beigetragen. Mehr darüber wird weiter unten berichtet.

Röntgenstrahlung ist elektromagnetische Strahlung hoher Energie. Röntgenphotonen werden effizient durch Materie absorbiert, so dass sie eine freie Weglänge durch die Erdatmosphäre von nur wenigen Metern haben. Als Astrophysiker zeigten, dass Sterne auch Röntgenphotonen freisetzen, entstand der Wunsch, diese nachzuweisen. Dazu müssen Detektoren in eine Umlaufbahn ausserhalb der Erdatmosphäre gebracht werden. Ricardo Giacconi hat sich schon sehr früh der Entwicklung der Technik und der Messung der Röntgenstrahlung aus dem Universum gewidmet.

Giacconi und Mitarbeiter entdeckten so 1962 mit einem Raketenexperiment die erste Punktquelle am Himmel, im Sternbild Skorpion: Sco X-1. Mit weiteren von Giacconi entwickelten Raketen und Satelliten (z.B. "UHURU-Satellit" [1970], "Einstein-Satellit" [1978]) gelang es, viele X-ray Punktquellen, aber auch diffuse Röntgenstrahlung zu entdecken. Zu den Erkenntnissen der diffusen Röntgenstrahlung haben später insbesondere die Messungen des ROSAT beigetragen und seit kurzem auch die des Chandra Observatoriums.

Die Astrophysik verbindet die beiden wichtigen Forschungsbereiche   (Neutrinos und Röntgenastronomie)   und zwar über das Thema Sternentwicklung.

1. Neutrinos der Sonne

Sterne entnehmen ihre Energie der Kernfusion. Bei hohen Temperaturen können Wasserstoffatome (H) über Zwischenstufen zu Helium (He) verschmelzen. Im ersten Schritt der sogenannten Proton-Proton Reaktionskette wird Deuterium (D = ²H) erzeugt und es wird auch ein Positron (e⁺) und ein sogenanntes Elektron-Neutrino (v_e) freigesetzt:

Die Proton-Proton Kette führt (nach weiteren Zwischenstufen) in der Summe zu

und dieser Prozess läuft in allen Sternen in über 80 bis 90 Prozent ihrer Lebenszeit ab. Diese Fusion liefert letztendlich die Energie für die Strahlung der Sterne. In jeder vollständigen PP-Kette entstehen 2 Neutrinos, die nahezu unbehelligt aus der Sonne herausströmen. Die fortlaufende Fusion im Inneren der Sonne erzeugt so etwa 2 10⁴⁴ Neutrinos pro Sekunde!

Neben der Proton-Proton Kette gibt es mit geringerer Wahrscheinlichkeit auftretende Fusionsreaktionen, die mit Berillium (Be) zu tun haben. Diese ergeben die "hochenergetische" Elektron-Neutrinos.

Bei den Neutrinos der Sonne gab es aber ein Problem. Es wurde über lange Jahre nur grob die Hälfte von der in Modellen für Struktur und Entwicklung der Sonne vorhergesagten Menge detektiert. Dabei handelte es sich um die seltenen Be Elektron-Neutrinos, sowie sie in den Detektoren Homestake und Kamiokande detektiert werden.

Aus der Theorie der Elementarteilchen folgte aber, dass es mehr als nur eine Sorte von Neutrinos geben muss und zwar je ein Neutrino in jeder Teilchenfamilie. So gibt es das Elektron-Neutrino, das Müon-Neutrino und das Tau-Neutrino. Theoretisch wurde spekuliert, dass die Neutrinos sich von der einen in die andere Sorte verwandeln können. Dies wird "Oszillieren" genannt.

Insbesondere Masatoshi Koshiba hat sich um diese Probleme gekümmert. Es wurde 1980 in dem Bergwerk Kamioka ein "Nucleon-Decay-Experiment" (also KamiokaNDE) gebaut, speziell um die solaren Neutrinos aber auch Neutrinos aus Kosmischer Strahlung zu untersuchen. In der Mitte der 90er Jahre folgte dann Super-Kamiokande. Dies ist ein riesiges Gefäss, gefüllt mit 50 000 Tonnen sehr reinen Wassers. Wenn ein Neutrino dann einmal mit einem Teilchen wechselwirkt, wird ein kleiner Lichtblitz erzeugt. Die Lichtblitze werden von 13000 hochempfindlichen Lichtdetektoren registriert.

Das Innere des Super-Kamiokande Experiments, dass von Masatoshi Koshiba und Mitarbeitern in Japan zu Stande gebracht wurde. Die Lichtdetektoren an den Wänden sieht man reflektiert in der Wasseroberfläche. (Bild vom Kamiokande Projekt.)

Kosmische Strahlung (schnelle hochionisierte Teilchen aus dem Kosmos) tritt ständig in die Erdatmosphähre ein (siehe dazu z.B. Astroteilchenphysik). Die Teilchen haben dort auf der Ebene der Atomkerne Interaktion mit Teilchen der Erdatmosphäre. Dabei werden immer wieder auch Müon-Neutrinos freigesetzt. Da Neutrinos kaum mit Materie wechselwirken, kommen in einen Neutrinodetektor auch atmosphärische Müon-Neutrinos von der anderen Seite der Erde an.

Mit Super-Kamiokande konnte festgestellt werden, dass weniger Neutrinos "von unten" detektiert wurden als von oben. Darin wurde ein Beweis für die Neutrino-Oszillation gesehen: Auf der zusätzlichen Strecke durch die Erde verwandeln sich einige der Müon-Neutrinos in Tau-Neutrinos um (man hat keine Zunahme der Elektron-Neutrinos gesehen).

Die große Menge der solaren Neutrinos ist niederenergetisch und entstammt der Proton-Proton-Reaktion, wie oben angegeben. Sie haben Wechselwirkung mit Gallium (Ga), der "inverse Beta-Zerfall" oder Neutrino-Einfang. Mit dem Bau des GALLEX wurde es dann endlich möglich, diese normalen solaren Neutrinos nachzuweisen.

Die Theorie zu den Neutrinos und den Oszillationen wurde so bestätigt und man weiss jetzt ziemlich genau wieviele der Elektron-Neutrinos sich auf dem Weg von der Sonne zu uns in welche der anderen Typen verwandeln. Damit wurde auch die Gültigkeit des ursprünglichen Sonnenmodells bestätigt, die Zahl der in der Sonne produzierten Elektron-Neutrinos steht in Einklang mit den rezenten Messungen am Sudbury Neutrino Observatory (SNO).

Im Inneren der Sonne werden bei den Kernfusionsreaktionen Elektron-Neutrinos freigesetzt. Sie treten einfach aus der Sonne aus. Die Skizze zeigt, dass aus der Sonne austretende Elektron-Neutrinos sich mit Verlauf der Zeit auf dem Weg zur Erde in Müon- und/oder in Tau-Neutrinos verwandeln können. Das Zahlenverhältnis der bei der Erde eintreffenden Neutrinotypen ist inzwischen gut bekannt. (Bild K.S. de Boer)

2. Neutrinos und Supernovae

Bis zum Lebensende eines massereichen Sterns hat sich in seinem Inneren über verschiedene Prozesse der Kernfusion ein Bereich mit Eisen (Fe) gebildet. Schwerere Elemente können über normale Kernfusion in Sternen nicht zustande kommen. Da Sterne im Laufe des Lebens immer kompakter werden, ist die innere Dichte so groß, dass das Material dort (Fe²⁶⁺ und freie Elektronen) so nicht fortbestehen kann. Was letztendlich geschieht, ist, dass im sehr starken Strahlungsfeld die Eisenkerne in He-Atome auseinanderfallen und dass danach die Elektronen durch die Protonen der Heliumkerne aufgenommen werden. Es kommt zu einem "Neutronisieren" im Sterninneren. Der Prozess setzt sich aus folgenden Schritten zusammen:

Es entstehen also pro Eisenkern (der sowieso schon 30 Neutronen enthält) 26 weitere Neutronen sowie 26 Neutrinos. Da die Neutrinos kaum mit anderer Materie wechselwirken, können sie fast unbehelligt aus dem Stern herausströmen.

Durch den Einfang der Elektronen und die Elimination der elektrischen Ladung kann das verbleibende Neutronengas sehr kompakt werden. Das Innere des Sterns implodiert und neutronisiert. Die Hülle des Sterns stürzt auf die so entstandene zentrale Kugel voller Neutronen herab, stösst auf und wird zurückgeschleudert. Dadurch wird die äussere Hülle herausgeworfen, sie dehnt sich aus und strahlt dadurch große Mengen an Licht ab. Der Stern ist eine Supernova geworden.

Am 23. Februar 1987 ereignete sich in unserer Begleitgalaxie, der Großen Magellanschen Wolke, eine derartige Supernovaexplosion. Innerhalb weniger Tage wurde das Objekt 10 000 mal so hell. Nach der Entdeckung wurden mit fast allen Teleskopen auf der Südhalbkugel Messungen an SN 1987A gemacht. Alle Möglichkeiten wurden ausgenutzt: Es gab Photometrie, Spektroskopie, Polarimetrie, und das alles sowohl im sichtbaren als auch im infraroten und im ultravioletten Teil des Spektrums. Insbesondere mit dem International Ultraviolet Explorer Satelliten wurden einmalige Spektren gewonnen.

Kamiokande und die andere Experimente arbeiten automatisch. Deswegen dauerte es einige Tage, bis die Forscher nach Signalen des SN 1987A-Ereignisses suchen konnten. Da fanden sie Neutrinos, sowohl in Kamiokande als auch im "Irvine-Michigan-Brookhaven" (IMB) Detektor und legten damit den genauen Zeitpunkt der Implosion durch Elektroneneinfang fest!

Nach einer Supernovaexplosion bleibt ein kompaktes Objekt, ein Neutronenstern, übrig. Durch die Implosion und wegen des Erhaltes des Drehmomentes dreht sich der nur etwa 10 km große Neutronenstern sehr rasch, bis zu 1000 mal pro Sekunde. Dabei gibt er auch Radiopulse ab: Er wird zu einem Pulsar. Die weggeschleuderte Hülle breitet sich in der Umgebung aus. Zum Schluss bleibt so etwas wie der Krebsnebel, der Überrest eines Supernovaereignisses aus dem Jahr 1054, übrig (siehe Interstellare Materie).

3. Röntgenstrahlung und Kompakte Objekte

Die Messungen vieler Röntgensatelliten, deren Entwicklung maßgeblich von Ricardo Giacconi beeinflusst wurde, führten zu der Entdeckung vieler heller Punktquellen. Deren Ursprung war zunächst unklar, aber im Laufe der Zeit etablierte sich das Modell der Doppelsterne mit Massenübertragung.

Der Himmel gesehen in Röntgenstrahlung zeigt diffuse Strahlung vom Hintergrund, aber auch jede Menge Punktquellen. Der Nordpol des Himmels ist oben, die galaktische Ebene läuft horizontal durch die Mitte. Viele Punktquellen sind Röntgensterne, deren Strahlung meist im Prozess der Massenübertragung freigesetzt wird. In der Scheibe der Galaxis befindet sich sehr viel an interstellarem Material, das die Röntgenstrahlung zum Teil absorbiert; daher findet man in der Richtung eher die scheinbar weniger hellen Quellen. (Bild vom ROSAT Projekt)

Sehr kompakte Objekte, so, wie es die Neutronensterne sind, oder auch die sogenannten Weissen Zwerge, haben an ihrer Oberfläche ein sehr starkes Schwerefeld. Alles, was an Material in die Umgebung eines derartigen Objektes gerät, wird von der Schwerkraft zur Oberfläche hingezogen. Dieser Materiegewinn tritt insbesondere bei Doppelsternen auf.

Wenn in einem Doppelsternsystem der massereichere Stern als erster sein sehr kompaktes Endstadium erreicht, kann er Materie von seinem weniger massereichen Begleiter anziehen. Dieses Material sammelt sich meistens in einer Scheibe um das kompakte Objekt an und fällt mehr oder weniger gleichmäßig herunter. Durch die Schwerkraft wird es dann zu hoher Geschwindigkeit beschleunigt und stürzt mit großer Wucht auf den Neutronenstern oder Weissen Zwerg ab. Solche Objekte wurden nach und nach im Röntgenbereich des Spektrums von Ricardo Giacconi und anderen am Himmmel entdeckt. Die Deutung der Objekte als Röntgen-Doppelsternsysteme gelang unter Hinzuziehung vielfältiger optische Daten sowie mit Hilfe theoretischer Modellrechnungen.

Entwicklung eines Doppelsternsystems, das zu Supernova und Röntgendoppelstern wird. Die Zahlen geben die Masse der Sterne (in Einheiten einer Sonnenmasse) im Laufe ihrer gemeinsamen Entwicklung an (Beispiel für Supernova 1993J in der Galaxie M 81). Die Sternentwicklung läuft bei massereichen Sternen schnell. Es entsteht ein roter Riese. Dabei dehnt sich die Oberfläche des Sterns derart aus, dass er in Richtung des Begleiters ausbeult und dann auch Masse überträgt. Die Massenverhätnisse ändern sich wie angegeben. Nach der Explosion des ersten Sterns als Supernova bleibt ein sehr kompaktes Objekt (ein Neutronenstern) von 1.5 Sonnenmassen. Später setzt der Begleiter (der dann 17 Sonnenmassen schwer ist) an, roter Riese zu werden und trägt Material auf das kompakte Objekt über. Wegen dessen große Schwerkraft an der Oberfläche geschieht dies mit hoher Geschwindigkeit. Daher wird dabei Röntgenstrahlung freigesetzt. (Bild K.S. de Boer)

Bei einigen solcher Objekte gibt es klare Hinweise darauf, dass das kompakte Objekt ein Schwarzes Loch ist. Schwarze Löcher sind derart kompakte Objekte, dass die an ihrer Oberfläche sehr starke Gravitation sogar in der Lage ist, die vom Objekt ausgestrahlten Photonen zu bremsen und zurückzuziehen. Es kommt keine Strahlung heraus. Demnach kann man die Existenz solcher Objekte nur beweisen, wenn sie einen sichtbaren Begleiter (Doppelsternsystem) haben. Aus den Eigenschaften der sichtbaren Komponente und ihrer Bahnbewegung im System lässt sich die Masse des unsichtbaren Sterns ableiten.

Insbesondere Material, das vom Stern in das Schwarze Loch fliesst, setzt hochenergetische Röntgenstrahlung frei. Die hellsten im X-ray Bereich detektierten Quellen (Cyg X-1, LMC X-3), insbesondere mit dem auch von Ricardo Giacconi realisierten X-ray Satelliten "Einstein", stellten sich als Schwarze Löcher heraus.

Zum Teil stürzt das Material in diskreten Ereignissen herunter und es kann beim Aufprall sogar zu Kernfusionen kommen. Solche Objekte haben "Ausbrüche", oft sehr helle, und sie wurden deswegen in der Vergangenheit schon "Nova" (neuer Stern) genannt. Beispiele solcher Objekte sind XN Mon 75 und XN Vul 88. Das dort vorhandene unsichtbare Objekt, so, wie es aus der Bahnbewegung des sichtbaren Objekts im Doppelsternsystem abgeleitet wurde, muss ein Schwarzes Loch sein.

Das Wissen über die Sternentwicklung (mit Supernovaexplosion und Restobjekten wie Neutronenstern und schwarzes Loch) zusammen mit den Prozessen in Doppelsternsystemen (Masseübertragung) ermöglichte die Erklärung der Existenz der Röntgensterne.

"Gallex misst Sonnenneutrinos", Kirsten T., 1993, Sterne und Weltraum Band 32, 16
"Das Sonnenneutrino-Problem: endlich gelöst?", Hempel W., 1999, Sterne und Weltraum Band 38, 540
"Denkschrift Physik", 2000, DPG; Kap 3.1
"Neutrinos - Reluctant heroes", New Scientist, 7 December 2002 (No 2372), p. 35
"How nuclear power plants in Japan helped uncover the Sun's secrets", New Scientist, 4 January 2003 (No 2376), p. 13
"Neutrinos from Hell - SN 1987A", Sky & Telescope, May 1987, S. 477
"SN 1987A: Zwei Monate Beobachtungen", de Boer K.S., Richtler T., 1987, Sterne und Weltraum
"Schwarze Löcher - Exoten im Weltall", Keller H.-U., 1997, Sterne und Weltraum Band 36, 132 und Band 36, 356