Meine sehr verehrten Damen und Herren, liebe Studenten, ich muss in Deutsch reden. Das hat man mir so aufoktruiert hier. Das ist zwar nicht die normale wissenschaftliche Sprache, aber ich muss das tun. Ich habe gesehen, die Schweizer sind davon ausgenommen. Die können das anders machen.

Nachdem Herr Wolf freundlicherweise ein paar Einführungen gesagt hat und auch das Departmentsystem erwähnt hat, muss ich vielleicht auch hier sagen, das Departmentsystem wurde im Rahmen der deutschen Gesetze, die Mitte der 70er-Jahre gekommen sind, in Bayern wieder abgeschafft. Es gibt es also heute nicht mehr. Nicht, weil es nicht funktioniert hat,

sondern weil es in die Verwaltungsstruktur nicht so gut reinpasste, wie das gewünscht wurde. So, jetzt möchte ich ein bisschen was über Neutrinus sagen. Ich möchte ein bisschen was über Neutrinus sagen, vielleicht ein Wort der Erklärung voraus.

Ich war vor gut 20 Jahren in Frankreich für fünf Jahre tätig am Höchstflussreaktor des Instituts L'Oeuf Langevin. Das ist der größte europäische Reaktor, den wir haben. Und ich habe dann, als ich wieder nach Deutschland zurückkehrte, mir überlegt, was anderes zu machen. Es waren Tausende von Leuten auf meinem ursprünglichen Gebiet tätig.

Ich konnte da kaum noch viel beitragen. Ich bin erst mal durch die Kernphysik, dann durch die Festkörperphysik, dann durch die Biologie, dann durch die Chemie gegangen. Aber dann hatte ich eigentlich die Nase voll und wollte irgendwas anderes machen. Ich habe mich dann zunächst mal angeschaut.

Wir hatten ja Tausende von Experimenten im Gebiet der Neutronenphysik dort gemacht an diesem Reaktor. Aber die Neutronen, die liebte ich nicht so sehr. Ich habe dann aber festgestellt, dass ja ein Reaktor auch sehr stark Neutrinus emittiert und habe mich dann diesem Gebiet zugewandt. Wir haben Elektronenantineutrinus, wie wir sie heute nennen.

Weil sie haben ja schwere Kerne, die sich spalten. Da machen sie mittelschwere Kerne draußen, die haben zu viele Neutronen und die müssen sie loswerden. Dann machen sie viele Betazterfälle. Bei der Gelegenheit kommen Elektronenantineutrinus in großen Mengen raus. Darüber möchte ich heute ein bisschen was berichten.

Ich will hier ganz kurz schildern unsere Elementarteilchen, die wir heute kennen. Das sind also sechs Quarks, die wir haben, und sechs Leptonen, die wir haben. Wir nehmen Elementarteilchen, nennen wir heute solche Teilchen, die keine innere Struktur besitzen, also auch keine Ausdehnung besitzen.

Das ist physikalisch oder menschlich schwer vorzustellen. Aber wir nehmen das an. Wir gehen zu immer höheren Energien. Da gibt es eine Unschärferelation. Sie wissen das ja, Impulsunschärfe mal Ortsunschärfe ist eine Konstante. Und ob wir Impuls oder Energie da nehmen, ist gleich.

Wir müssen, wenn wir immer kleinere Entfernungen nehmen wollen, an diese Elementarteilchen immer größere Energien nehmen. Im Augenblick sind wir bei einem Tausendstel des Protonenradius, was wir können. Es könnte durchaus sein, dass, wenn wir zu noch höheren Energien kommen, diese Elementarteilchen sich in nichts auflösen.

Mit anderen Worten, eine endliche Struktur haben. Dann sind es eben keine Elementarteilchen. Dann müssen wir noch eine Stufe tiefer gehen. Aber so weit sind wir noch nicht und hoffentlich kommen wir nie so weit. Jedenfalls im Augenblick haben wir die sechs Quarks, von denen ich hier aufgemalt habe. Da gibt es noch die Antiquarks dazu, da will ich nicht davon reden. Dann gibt es noch sechs Leptonen, das sind leichte Teilchen.

Die sind auch hier aufgemalt und natürlich die Antiteilchen dazu. Von diesen sechs Leptonen, wie Sie sehen, sind ... Ich habe hier was Besonderes bekommen. Von diesen sind das Elektroneutrino, das Myoneutrino und das Tauerneutrino drei Neutrinos. Also von diesen insgesamt zwölf Elementarteilchen hier

sind 25 Prozent Neutrinos. Das ist das Erste, was ich machen will. Darum beschäftigen wir uns mit diesen Dingern. Ich muss Ihnen gestehen, diese Neutrinos sind 1930 von Wolfgang Pauli damals hypothetisch in die Physik eingeführt worden, aus Gründen, auf die ich jetzt nicht eingehen möchte.

Aber 1930 sind wir heute 1997, also 67 Jahre. Später wissen wir fast genauso wenig über die Neutrinos wie damals. Wir wissen ein paar Sachen. Wir wissen, dass es Fermionen sind. Wir wissen, dass sie nur der schwachen Wechselwirkung unterliegen. Wir wissen, dass es nur drei leichte Neutrinos gibt. Das wissen wir erst seit ein paar Jahren durch die neuen Experimente

bei CERN, wo man die Linienbreite gemessen hat. Da bleibt nicht mehr übrig für andere Teilchen. Man weiß, man hat nur drei solche leichten Teilchen. Leicht heißt bis zu ein MeV heraus, aus Gründen, auf die ich auch nicht eingehen möchte. Aber wir haben also drei Neutrinos. Das sind die drei, die ich hier aufgemalt habe.

Mehr gibt es nicht von den leichten. Vielleicht gibt es noch ein paar ganz schwere. Aber leichte gibt es nur so viel. Das ist aber ungefähr alles, was wir wissen. Ich zeige jetzt für die Jüngeren von Ihnen eine Sichtfolie, wo im Wesentlichen draufgeschrieben ist, was wir nicht wissen über die Neutrinos. Ich kann Ihnen gestehen,

für ungefähr alle diese Teile, die hier aufgeschrieben sind, Sie kriegen sofort eine Einladung nach Stockholm, wenn Sie wissen, wie Sie eines dieser Probleme lösen können. Wir sind zu blöd dazu. Wir sind wahrscheinlich zu alt und verkalkt. Aber die Jüngeren unter Ihnen, vielleicht hat der eine oder andere eine Idee, wie man an diese Dinge rankommt

und wird dann sofort nach Stockholm eingeladen werden. Ich will hier im Wesentlichen heute über die Masse des Neutrinos reden, denn wir machen Experimente zurzeit, wo wir hoffen, schließlich über die Masse des Neutrinos was zu lernen. Das ist einer der Parameter, über die man nichts weiß.

Man nimmt an, dass die Neutrinos eine Masse haben, aus Gründen, wenn sie keine Masse hätten, dann müssten wir ein Symmetrieprinzip in der Natur haben. Das haben wir heute längst gefunden. Wir sind heute mit Symmetrien etwas empfindlicher als früher. Der Sturz der Parität hat das damals ausgelöst,

dass wir heute genauer dahinschauen. Aber es gibt noch eine ganze Serie von anderen Gründen, warum wir glauben, dass Neutrinos eine Masse haben. Nur ist sie so klein, und die Teilchen unterliegen nur der schwachen Wechselwirkung. Was das heißt, sage ich dann noch, dass wir annehmen, wir können im Augenblick noch nichts darüber sagen.

Unsere Experimente können im Prinzip was darüber sagen, aber ich werde dann sagen, warum ich vorsichtig bin, darüber schon endgültige Aussagen zu machen. Nun gibt es natürlich viele Leute, die die direkte Neutrinomasse messen wollen. Da gibt es den sogenannten Curryplot. Dieses Ding hier nehmen. Das ist eine gerade Linie.

Wenn man den radioaktiven Beta-Zerfall in geeigneten Einheiten aufträgt, kommt eine gerade Linie raus. Dann sollte es in der Nähe der obersten Grenze dieses Beta-Spektrums, was man hier aufträgt, eine Abweichung geben, wenn die Neutrinos eine Masse haben. Nur man nimmt da den niedrigsten Zerfall, den man kennt, das ist der Tritium-Zerfall.

Der ist hier aufgemalt, da kommt ein Neutrino raus. Der Tritium-Zerfall hat so eine Grenzenergie von 18,6 kEV. Man sucht also was an der Neutrinomasse. Wahrscheinlich hat sie so 10 um minus 6 oder 10 um minus 8 Elektronenwald, was hoffnungslos klein ist.

Was die Leute bisher gemessen haben, sind Grenzen. Sie haben Grenzen, das ist sehr schwierig, das geht über 20 Jahre jetzt schon, haben sie eine Grenze gefunden von 4,3 eV. Auch die Russen in Träusk, das ist das Beste. Das kann man vielleicht, wenn man noch 20 Jahre hinarbeitet, um Faktor 2 verbessern, aber man kommt sicher nicht

auf 10 um minus 6 oder 10 um minus 8 Elektronenwald. Beim Myon-Neutrino, bei den schweren, da sehen Sie, da ist das noch viel schlechter. Da sind wir bei den Grenzen von MeV. Einfach deswegen, weil man, um diese Massen hier rauszukriegen, muss man die Protonen, die Pionenmasse und die Myonenmasse

genauso gut kennen, die kennt man zwar auf ein paar Dezimalen, aber nicht auf 10 um minus 6 Elektronenwald oder so. Beim Tauern-Neutrino ist es noch schlechter, da ist man sehr stolz drauf, dass man jetzt schon eine Grenze von 23,8 MeV hat. Das ist eine ganz tolle Leistung, aber das ist weit weg von dem, was wahrscheinlich Realität sein wird.

Ich sage wahrscheinlich, weil ich weiß nicht, wo die wirklichen Massen sind. Mit direkten Massenmessungen wird man wahrscheinlich überhaupt nicht hinkommen. Es gibt aber indirekte Methoden, über die will ich heute etwas sagen, nämlich die Suche nach Neutrinooszillationen,

die einmal mit Reaktoren durchgeführt werden können. Wir haben solche Experimente gemacht vor 15 Jahren in der Schweiz. Da sind die Elektroneneutrino, die aus Reaktoren rauskommen. Wir haben das an Kraftwerksreaktoren, an großen Reaktoren gemacht, aber natürlich nicht innerhalb der Halle, das ist äußerst ungemütlich, sondern am Rand außerhalb,

wo keine Strahlung mehr ist, sondern nur noch Neutrino-Strahlung. Das geht aber nicht so wahnsinnig gut. Das Beste, und darüber werde ich heute berichten, ist mit der Sonne, weil die Sonne sehr weit weg ist. In der Sonne spielen sich auch solche Prozesse ab. Da kommen allerdings nicht Antineutrinos raus, sondern Neutrinos.

Darüber will ich ein bisschen was im Weiteren sagen. Wir suchen also nach Neutrinooszillationen. Solche Oszillationen gibt es dann, wenn es einen Unterschied gibt zwischen den schwachen Eigenzuständen und den Masseneigenzuständen oder den Energieeigenzuständen, die Sie besser kennen.

Energie und Masse ist hier dasselbe, weil es kommen nur die Differenzen vor. Ich kann auch von Masseneigenzuständen geben. Wenn diese Eigenzustände verschieden sind von diesen, dann gibt es Neutrinooszillationen. Dann kann ich diese Eigenzustände als Linearkombination dieser darstellen.

Die Quantenmechanik ist ja linear. Ich brauche also bloß das eine als Linearfunktion. Dass hier so Winkel eingehen, hat nur damit zu tun, dass ich das gern normieren möchte, dann ist es einfach. Es geht nur ein solcher Mischungswinkel ein. Die Masseneigenzustände sind Linearkombinationen

dieser schwachen Eigenzustände. Das ist die Grundannahme, die ich in den Neutrinooszillationen mache. Ich sollte auch sagen, ich habe hier eine Zweineutrinonährung genommen. Eigentlich wissen wir, dass wir drei Neutrinos haben, aber in der Regel können wir so eine Matrix von 3 x 3 auf eine Matrix von 2 x 2 reduzieren,

wenn wir nicht Pech haben, was natürlich der Fall sein könnte. Aber nachdem wir bis jetzt gar nichts gesehen haben, ist diese Näherung wahrscheinlich völlig ausreichend. Dann haben wir nur einen Mischungswinkel zur Verfügung. Das ist das Grundprinzip der Neutrinooszillation. Ich sollte vielleicht noch sagen, wo treten diese Eigenzustände auf? Die Masseneigenzustände oder die Energieeigenzustände

sind jene, die aus der Quantenmechanik bekannt sind, mit denen sich Teilchen im Vakuum ausdehnen. Wenn ein Teilchen läuft, dann läuft es mit E hoch minus I E mal T. Das sind genau die Energieeigenzustände, die Sie hier haben. Die schwachen Eigenzustände, die Sie hier haben,

das sind jene, die dann entstehen, wenn z.B. ein radioaktiver Zerfall stattfindet, wenn Sie etwa einen Beta-Zerfall haben. In diesem Fall entstehen schwache Eigenzustände. Die entstehen bei den normalen radioaktiven Zerfällen. Das sind die, mit denen sich die Teilchen im Vakuum ausdehnen. Es könnte sein, dass die beiden Eigenzustände verschieden sind.

Wenn das so ist, dann gibt es Neutrinooszillation. Dann gibt es diese Linearkombination, von der ich gesprochen habe. Ich will Ihnen eine Formel zeigen, die für zwei Teilchen bloß gilt, für zwei Neutrinozustände. Z.B. wenn ich ein Elektronneutrino

in ein Myoneutrino umwandle und das zurückkommt. Das stellen wir uns so vor, dass wir eine Elektronneutrinoquelle irgendwo haben und dann eine gewisse Entfernung weggehen. Dann wandelt sich das langsam um in ein Myoneutrino und dann wieder mit derselben Distanz weiter weg, wieder zurück in ein Elektronneutrino, wieder ein Myoneutrino und wieder ein Elektronneutrino.

Von mir aus können Sie auch noch das Tauern neutrino mitnehmen. Das macht die Sache nur komplizierter. Hier ist die Zwei-Elektronennährung. Da habe ich diese Umwandlung hier. Diese Umwandlung ist durch diesen Ausdruck gegeben, in richtigen Einheiten. Sie sehen, das Ganze ist proportional diesem Mischungswinkel. Wenn ich keine Mischung habe,

wenn die Masseneigenzustände und die schwachen Wechselwirkungseigenzustände dieselben sind, dann ist das Teta null und dann ist das ein Blödsinn. Dann gibt es keine Umwandlung von Elektronen in Myoneutrinos. Dann existiert das Ganze nicht. Da muss vorne irgendwo der Mischungswinkel stehen und dann steht noch drin die quadratische Massendifferenz.

Das ist das, was wir messen. Das sind die Neutrinomassen, weil wir nehmen an, quadratische Massendifferenz heißt Masse des Teilchens 1 im Quadrat minus Masse des Teilchens 2 im Quadrat. Das eine können wir dagegen, das andere vernachlässigen, sodass wir hier die Massen selber einsetzen könnten.

Dann geht noch die Entfernung ein. Diese Oszillationslänge hängt davon ab, wie gut das Ganze geht. Dann geht noch die Energie der Neutrinos ein. Das ist das Wesentliche, was im Vakuum in die Neutrinoszillationen eingeht. Bloß, damit Sie eine Formel gesehen haben. Was gibt es für Quellen solcher Neutrinos?

Zunächst gibt es den radioaktiven Zerfall, aber das können Sie vergessen. Niemand hat je Elektronenneutrinos beim radioaktiven Zerfall beobachtet. Was man sieht, sind die Elektronen selbst, die anständig nachweisbar sind, weil sie elektromagnetische Wechselwirkungen haben. Das andere sind zu wenige, das ist hoffnungslos, da was zu suchen.

Es gibt drei Quellen solcher Neutrinos. Die dritte Quelle will ich hier abhandeln, die Supernova-Explosion, wir hatten eine 1987. Die sind so selten, dass wir das mal vergessen wollen. Es gibt aber zwei große Prozesse. Einmal die Kernreaktoren, wo ich die schon erwähnt habe,

wo wir also Neutronen im Wesentlichen in Protonen umwandeln und bei Elektronen Antineutrinos rauskriegen. Das hat gewisse Nachteile, auf die ich nicht zu sprechen kommen will. Aber zweitens gibt es die Fusion in der Sonne. Da machen Sie genau das Umgekehrte. Sie gehen von Proton zum Neutron. Das ist nicht möglich, weil das Neutron schwerer ist

als das Proton, das ist mit freien Teilchen nicht möglich. Aber in der Sonne, wo es sehr heiß ist, da gibt es solche Möglichkeiten in Kernen. Bei der Gelegenheit kommen Elektronenneutrinos raus. Die Sonne lebt von solchen Prozessen hier. Die ganze Sonnenenergie, die wir hier auf der Erde bekommen, kommt durch diese Prozesse zustande, wie ich noch sagen werde.

Das heißt, die Sonne ist eine große Quelle von Neutrinos, eine riesige Quelle von Neutrinos, um Ihnen Zahlen zu geben. Wir haben etwa 10 hoch 11 Neutrinos pro Zentimeter, Quadrat und Sekunde, die von der Sonne ununterbrochen auf uns einströmen.

Trotzdem, weil das schwache Wechselwirkung ist, gibt es nur ganz selten eine Reaktion. Was das heißt, werde ich noch schildern. Im Wesentlichen heißt das zunächst, dass ein Neutrino, das auf der einen Seite der Sonne reingeht und auf der anderen genauso wieder rauskommt. Ganz selten passiert da im Inneren der Sonne was. Man kann sich vorstellen, wie schwer das ist,

solche Neutrinos auf der Erde. Wir haben keine Sonne, die wir hier haben. Wir haben also kein Objekt von der Größe der Sonne, sondern wir müssen kleinere Detektoren nehmen. Sie können sich vorstellen, wie schwierig das ist, diese Dinge überhaupt zu messen. Nun will ich über die Sonne ein bisschen was sagen. Unter anderem, dass die Sonne auch eine Neutrinoquelle ist.

Etwa 2 % der Gesamtenergie der Sonne macht sich aus dem Staub. Das sind Neutrinos, die nach allen Richtungen gehen. Ein bisschen was kommt hier auf der Erde an. Ich habe von diesen riesigen Zahlen geredet, die hier ankommen. Sie können sich vorstellen, dass aus der Sonne viel mehr rauskommt. Unsere Grünen haben das Gott sei Dank noch nicht entdeckt,

dass die Sonne auch Neutrinos emittiert. Vor allem auch, dass Reaktoren Neutrinos emittiert haben. Denn bei der Sonne kann man ja nichts machen. Die kommen dauernd hier an, aber bei Reaktoren kann man was machen. So, nun ... Jetzt ...

Die Gesamtreaktion in der Sonne ist hier aufgetragen. Das sind 4 Protonen, die werden jeweils zusammengenommen. Dann wird ein Helium-4 daraus gemacht. Dann kommen unter anderem auch 2 Neutrinos raus. Natürlich geht das in Einzelschritten. Das ist bloß die Sammelreaktion. Im Wesentlichen sind die 4 Protonen schwerer als das Helium-4. Und der Rest da.

Aus diesem Grund kriege ich Energie raus. Die Energie ist hier in MEV noch aufgetragen. Bei der Einzelreaktion spielen sich solche Reaktionen ununterbrochen. Wir nennen das Fusion. Es werden 4 Protonen fusioniert zu Helium-4. Das ist der Prozess, den wir auf der Erde versuchen. Es gibt viele Plasmalaboratorien weltweit, auch in Deutschland,

die sich bemühen, diese Sonnenfusion zu machen. Wenn das mal gelingen würde, in kontrollierter Form, dann wäre das Energieproblem dieser Welt gelöst, was wir mit Kohlekraftwerken und Kernkraftwerken lösen. Die Energiequelle, den Wasser, haben wir praktisch unbegrenzt.

Das Proton ist im Wasser drin. Das ging wunderbar. Aber wir können die kontrollierte Fusion noch nicht machen. Dass es sie gibt, wissen wir. Denn die Sonne bezieht ihre Energie darauf, was aus der Sonne an Strahlung hier unten ankommt, kommt aus diesen Fusionsprozessen. Wir wissen auch, dass die Wasserstoffbombe funktioniert.

Aber das ist eine unkontrollierte Reaktion, die künstlich hochgezüchtet wird. Man möchte das kontrolliert auf der Erde machen. Das ist bisher nicht gelungen, obwohl schon Jahrzehnte an Forschung sich auf diesem Gebiet abspielen. Aber das ist die Quelle der Zukunft, wenn es uns gelänge, ich sage gelänge, weil ich weiß nicht, ob es gelingt, die zu produzieren.

Nun, wir haben eine große Kollaboration gegründet. Das ist in zwei Schritten gegangen. Ich will den ersten Schritt weglassen. Der zweite Schritt ist dann in Europa, hat stattgefunden. Unsere Technische Universität München ist nur ein Partner von dieser großen Kollaboration.

Vor allem das Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg ist führend, hat also viel mehr Leute da drauf. Es gibt also deutsche Gruppen, es gibt italienische Gruppen natürlich, denn das Ganze spielt sich im Gran Sasso-Laboratorium in der Nähe von Rom ab, so 180 Kilometer nordöstlich von Rom, ist dieses Laboratorium.

Wir müssen unter die Erde gehen, weil wir auch aus der kosmischen Strahlung alle möglichen Prozesse kriegen, die genauso aussehen würden wie das, was wir eigentlich messen wollen. Wir müssen die kosmische Strahlung möglichst niedrig halten. Drum gehen wir etwa 2000 Meter unter die Erde. Das Ganze ist also im Gran Sasso, wie ich schon sagte, in der Nähe von Rom. Dann gibt es französische Gruppen,

auf die ich vielleicht noch zu sprechen komme, und auch kleine Anhängsel aus dem Weizmann-Institut in Israel. Und vor allem, sehr wichtig, Brookhaven National Laboratory, die ursprünglich dieses Experiment in großem Stil durchführen sollten, die zwar wissenschaftlich immer die höchste Priorität in allen amerikanischen Committees

kriegten, aber wenn es ans Zahlen ging, dann war nichts drin. Darum ist das Ganze dann schließlich nach Europa gekommen. So, jetzt das Projekt, was wir durchführen, ist das sogenannte GALEX-Projekt. Ich werde darüber ein bisschen noch was sagen. Ich werde dann auch sagen, warum wir gerade auf Gallium kommen. Es gibt zwei wesentliche Bereiche in diesem Übergang

von vier Protonen zum Helium-4. Das eine ist ein höher energetischer Bereich. Und ich spreche hier nur vom Bereich der Kernenergie überhaupt. Ich rede nicht von den höheren Energien. Die natürlichen Prozesse, die in der Natur irgendwo sich abspielen, sind alle, fast alle im Bereich der Kernphysik,

der Kernenergie, also bis 10 oder 20 MeV rauf. Es gibt ein paar höhere Prozesse. Wenn wir natürlich näher an den Urknall herankommen, dann gibt es höhere energetische Prozesse, aber so weit sind wir noch nicht, um so weit rauszusehen. Es gibt aber auch neuerdings höhere energetische Prozesse, sehr hoch energetische Gammaquanten, wo wir noch nicht genau wissen, wo die eigentlich herkommen

und wie die Energie überhaupt gemacht werden kann. Über diese Prozesse will ich nicht reden. Ich will mich im Wesentlichen beschränken auf Kernenergie. Da gibt es zwei Prozesse in der Sonne, die vier Protonen in die Helium-4 umgewandelt. Das geht über viele Zwischenreaktionen. Aber die wichtigsten will ich kurz erwähnen.

Das eine sind die Bohrreaktionen, die bei so 10 MeV sich abspielen. Ich zeige Ihnen das gleich noch genauer. Diese Reaktionen sind vor allem deswegen studiert worden. Es gibt ganz wenige Prozesse. Für die Energie, die in der Sonne produziert wird, sind es ganz uninteressante Prozesse. Aber sie sind physikalisch deswegen wichtig,

weil der Wirkungsquerschnitt mit dem Quadrat der Energie bei diesen Niederenergien geht. Später geht er weiter oben. Bei GeV geht er dann linear mit der Energie. Darum gibt es die Hochenergiebeschleuniger. Die machen zwar sehr viel weniger Neutrinos, aber sie machen sie mit sehr viel höherer Energie und können sie damit sehr viel besser nachweisen. Die Bohrreaktionen wurden zunächst von Ray Davis vor 25 Jahren.

Seit der Zeit misst der da herum. Das ist der Pionier der Sonnen-Neutrinophysik. Wurden sie in Amerika gemessen, weil sie höhere Energien hatten. Niemand konnte in den niederenergetischen Bereich rein. Aber der ist interessant, weil wir da ganz genau Bescheid wissen. Weil die Energie der Sonne im Wesentlichen

durch diese niederenergetischen Protonfusionsprozesse gemacht wird. Ich habe hier den Eingangsprozess aufgeschrieben, den wir verwenden. Wir nehmen ein Sonnen-Neutrino mit sehr niedriger Energie und schicken das auf Gallium. Gallium ist wahnsinnig teuer. Dann wird ein Germaniumkern gemacht

und noch ein uninteressantes Elektron. Man macht also diese Reaktionen, um ihnen ein Maß zu geben. Wir haben einen Detektor von etwas über 30 t Gallium. Wir messen das aber in Form von Galliumchlorid. In Wirklichkeit hat der Detektor über 100 t. Das sind also ungefähr 10 hoch 29 solche Gallium-71-Kerne.

Von diesen 10 hoch 29 Kernen wird pro Tag etwa einer durch ein Sonnen-Neutrino umgewandelt. Das zeigt Ihnen wieder, was schwache Wechselwirkung heißt. Diesen einen Kern müssen Sie dann rausfischen. Da wird ein Kern von Gallium in Germanium 71 umgewandelt. Dieser eine Kern muss rausgefischt werden

und letzten Endes in ein Zählrohr kommen. Dann messen Sie den Rückzerfall. Das ist hier angedeutet. Von Gallium gehen Sie zunächst nach Germanium durch Einfang von Sonnen-Neutrinos. Dann messen Sie den Rückzerfall vom Germanium zurück zum Gallium mit 11,2 Tagen Halbwertszeit. Das spielt sich ab.

Das gibt Ihnen ein Maß dafür, wie viele Neutrinos von der Sonne kommen. So wird das Experiment durchgeführt. Es sind viele Einzelschritte. Ich habe, glaube ich, nicht die Zeit. Meine Uhr geht schon zurück. Jawohl, ich habe nicht die Zeit, auf diese Einzelheiten einzugehen, wie man einen Kern aus 10 hoch 29 herausfischt.

Sie können sich denken, dass es auch wichtig ist für Umweltforschung. Chemisch ist das völlig absurd. Wir können mit den besten Methoden vielleicht einen Kern in 10 hoch 15 methoden, wenn wir Reaktor-Activation-Analysis messen. Aber 10 hoch 29, das ist jenseits von dem, was auch Radiochemiker können.

Normale Chemiker sind froh, wenn sie Parts per Million oder Parts per Billion haben. Dann lässt es schon aus. Also 10 hoch minus 6 oder 10 hoch minus 9 können Sie vielleicht noch nachweisen. Mehr nicht. Hier messen wir sehr viel genauer. Der Energiebereich, in dem wir messen, ist sehr niederenergetisch bei diesem Gallium. Darum ist der Spaß so teuer.

Gallium ist leider nicht interessant für irgendwelche Leute. Es ist medizinisch nicht interessant. Man kann es einfach nicht brauchen. Wenn es es nicht gäbe, wäre es genauso gut. Es gibt ein paar Leute, Japaner vor allem, die Gallium-Arsenid-Dioden bauen. Aber das Silizium geht so gut. Auch das ist nicht ein großes Geschäft. Vor allem brauchen die dann vielleicht Gramm oder Kilogramm.

Sie brauchen sicher nicht Tonnen, die wir haben. Wir dürfen das Material nicht auf den Weltmarkt werfen, wenn wir es mal loswerden wollen, um es zu verkaufen, denn da würde der ganze Galliumpreis sofort zusammenbrechen. Das als Randbemerkung. Da gibt es also sehr viele Einzelprozesse. Ich sollte vielleicht noch eins sagen.

Der Zähler, den wir haben, der hat ein Volumen von nur einem halben Kubikzentimeter. Sie können sich vorstellen, dass man diesen einen Kern, den man aus diesem etwa 100-Tonnen-Material rausfischt, dann hier unterbringen muss in diesen 0,5 Kubikzentimeter. Der Schritt dahin ist ein sehr langer Schritt. Es ist gar nicht so schwer,

das Germanium auszutreiben, also ist es im Wesentlichen, was wir da produzieren, diese paar Kerne auszutreiben. Natürlich können Sie das nicht machen, indem Sie da 1 oder 2 oder so alle 3 Wochen wird das ungefähr gemacht. Also von mir aus 10 solcher Kerne austreiben. Das ginge nicht, das können auch die Physiker nicht, die Chemiker zweimal nicht.

Aber wir machen das dadurch, dass wir einen inaktiven sogenannten Carrier einbringen. Wir bringen also ein Milligramm an inaktivem Germanium, bringen wir zusammen mit diesen paar aktiven Kernen, mit diesen 10 Größenordnung-Kernen, die wir da haben, und dann treiben wir das Ganze aus.

Und das Austreiben ist relativ einfach. Sie blasen einfach große Mengen Stickstoff durch, und das Reiß das mit. Das Rauskommen ist relativ einfach, aber dann fängt die Schwierigkeit an. Dann ist eine riesige Chemie hinten dran. Chemie ist das oder Radiochemie, die dann nötig ist, um das zu machen.

Leider ist es auch so, dass wir nicht das Germanium, was in der Form von Germaniumchlorid hier rauskommt, direkt verwenden können. Alle, die mal mit Zählern gearbeitet haben, und das sind wahrscheinlich wenige hier, das ist mehr so ein antikes Geschäft, das die Eltern von uns noch kennen. Die wissen, dass das Chlorzeug hochgradig elektronegativ ist

und nicht verwendet werden kann. Aus dem Grund müssen wir auch noch eine chemische Umformung vornehmen. Wir müssen das Germaniumchlorid in Germanen umformen. Das ist GEH4, das nennen die Chemiker German. Ich pflege da immer, das ist aber hier nicht der richtige Platz, den Witz zu machen, das zeigt, dass bei einer französischen Kollaboration

mit Gallium geht es los, und eine deutsche Kollaboration mit Germanen hört es auf, für dieses Experiment brauchen. Aber das lässt die Italiener leider draußen, darum ist der Witz gar nicht so gut. Mehr will ich jetzt darüber nicht sagen. Ich habe auch wenig Zeit, über Untergrund zu sprechen, der natürlich eine riesige Rolle spielt und der uns einige Tricks gespielt hat.

Ich will vielleicht ein ganz kurzes Wort sagen, warum die Franzosen dabei sind, deren Hauptaufgabe war, das ganze Experiment zu kalibrieren. Wir können natürlich alles genau ausrechnen, jeden einzelnen Schritt, das sind etwa 20 Schritte, die da nötig sind, können wir genau spezifizieren, wir können genau vorhersagen, wie viele Neutrinos von der Sonne sind gekommen

und welche Reaktionsrate sollten wir haben. Aber es gibt natürlich immer gute Freunde, die dann sagen werden, ja, aber vielleicht habt ihr doch irgendwas vergessen. Und um das sicher auszuschließen, haben wir eine sogenannte Eichquelle eingebracht, also eine Neutrinoquelle, mit einer schandbar hohen Aktivität, ich sage es nur in Curie, mit etwa zwei Mega-Curie,

das sind aus dem Becquerel noch mal 4x10 noch 10 mehr. Die hat aber Gott sei Dank im Wesentlichen Neutrinos emittiert, diese Quelle, und die haben wir eingebracht, wir wussten genau, wie das Spektrum aussieht, wir wussten genau über diese Quelle, genau Bescheid, wir konnten also letzten Endes sagen, wie viele Neutrinos müssen kommen,

und siehe da, diese Zahl von Neutrinos kam auch, und damit ist dieses Argument, dass wir vielleicht irgendwas vergessen hätten, ist damit ausgeschlossen. Das war vor allem die Aufgabe der französischen Teilnehmer, diese Dinge zu machen, auch darüber will ich jetzt nichts weiter sagen. Ich will aber vielleicht

ein wichtiges Resultat angeben, wir haben also die Bohrreaktionen, die ich schon erwähnt habe, die höher energetischen Reaktionen, hier sind die Energien noch mal genau aufgetragen, die wurden von Ray Davis in Amerika vor 25 Jahren zum ersten Mal gesehen, sie werden aber auch neuerdings, also vielleicht seit 6 oder 8 Jahren, das heißt neuerdings,

werden sie von den Japanern in dem Kamioka, in dem Kamiokande-Experiment, wie es heute heißt, gemessen, die können die messen direkt, die messen nur Cherenkov-Strahlung, sie haben also eine sehr hohe Schwelle, sie können nicht runtergehen, wie es eigentlich schön wäre, sie müssen bei hohen Energien messen, und kriegen dadurch weniger Strahlung,

aber sie haben den unheimlichen Vorteil, es ist ein Real-Time-Experiment, es ist nicht ein radiochemisches Experiment, wie alle anderen, sondern es ist ein Real-Time-Experiment, sie können also direkt messen, sie können also instantan, und nicht nur das, sie können auch die Richtungsabhängigkeit messen, sie wissen, die Neutrinos kommen wirklich von der Sonne

und kommen nicht von irgendwo anders her, das ist ein ungeheurer Fortschritt bei diesem japanischen Experiment, und das Resultat ist, sie sehen zu wenig Neutrinos, je nachdem welches sie nehmen von den beiden hier, ein Faktor 2 bis ein Faktor 3, zu wenig Neutrinos. Wir haben unser Experiment im Mist bei sehr viel niedrigen Energien, es ist deswegen interessanter,

weil die Sonnenenergie im Wesentlichen durch diese Reaktion bei uns, die sogenannte Protonfusion, zustande kommt. Wir messen also bei wesentlich niedrigen Energien, und es gibt noch ein, das heißt, Soviet American Galaxies Experiment, das ist ein bisschen überholt der Name, die haben wir auch inzwischen aufhören müssen,

die Russen haben ja ganz große Schwierigkeiten, aber wir messen etwa das Gleiche, die Russen mit sehr viel größeren Fehler, als bei uns der Fall ist, aber auch wir messen ein Defizit an Neutrinos, wir haben vielleicht 60 oder 70 Prozent in dieser Größenordnung an den Sonnenneutrinos, die wir eigentlich haben sollten.

Das heißt, sämtliche Experimente sehen ein Neutrinodefizit, und die Frage ist jetzt, was ist der Grund für dieses Defizit? Wir können also ausrechnen, wie viele Neutrinos eigentlich kommen sollten mit dem sogenannten Standard-Sonnen-Modell, das ist ein ganz simples Modell, das kann jeder auf der Rückseite eines Brief-Couviers ableiten, im Wesentlichen beruht es darauf,

dass wir sagen, es finden Fusionsprozesse statt, die geben eine Druckabhängigkeit, weil es sehr heiß wird, im Innern der Sonne nach außen, und es finden gleichzeitig Anziehungsprozesse über die Gravitationsstadt nach innen, und das ist der Grund, warum unsere Sonne so stabil ist, warum sie schon viereinhalb Milliarden Jahre lebt

und noch mal viereinhalb Milliarden Jahre leben wird, eh die Sache außeran durchführt. Wir sind nicht so sehr interessiert, was in viereinhalb Milliarden Jahren los ist. Nun, ich sollte noch ein Wort ergänzen, von dem, was ich früher gesagt habe, nämlich die Sonne strahlt, ja, aber dieses Licht, das da kommt,

das ist ein sehr altes Licht, das braucht fast eine Million Jahre, um von dem Inneren der Sonne bis an die Oberfläche zu kommen. Von der Oberfläche der Sonne zu uns, da kommt es dann mit Lichtgeschwindigkeit, also zumindest in etwa acht Minuten nach dem Abstand der Sonne, genauso, wie die Neutrinos, die im Inneren gemacht werden, und nachdem wir praktisch keiner Wechselwirkung unterliegen, kommen die direkt raus.

Das heißt, die Neutrinos, die im Inneren der Sonne entstehen, die sind instantan, und die werden von uns instantan beobachtet, während das Licht, was wir von der Sonne kriegen, was uns also erwärmt und was überhaupt unser Leben hier möglich macht auf dieser Erde, das ist ein alter Hut im besten Sinn des Wortes, das ist etwa eine Million Jahre alt, bis sich das langsam an die Oberfläche der Sonne quält.

Die ist einfach sehr groß, da gibt es wahnsinnig viel Streuungen, ein Streuprozess nach dem anderen, bis er so langsam nach außen kommt, und darum hat auch die Oberfläche bloß 6000 Grad, während im Inneren der Sonne sind etwa, nach unseren Rechnungen, 15 Milliarden, 15 Millionen Grad, ja, sind da innen drin. So, nun, jetzt zwei Gründe,

warum wir dieses Neutrinodefizit haben, entweder ist was falsch mit der Astrophysik, wir verstehen also die Sonne nicht genau, das wäre schlimm, denn dann würden wir alle Sterne nicht verstehen, dann würden wir die ganze Energieerzeugung, die ganzen Mechanismen wären um Faktor 2 falsch, und das ist eine ganze Menge, das ist nicht bloß ein winziger Effekt.

Oder es ist mit der Teilchenphysik etwas falsch, es könnte ja sein, dass die Neutrinos oszillieren, dass sie sich umwandeln, dass sie aus der Sonne rauskommen, dass sie Elektroneutrinos, die in der Sonne gemacht werden, in Myoneutrinos und so weiter, sich umwandeln, und unsere Detektoren auf der Erde sind nur für die eine Sorte, nämlich für die Elektroneutrinos, die anderen würden wir nicht sehen,

dann würden wir also erklären können, warum wir ein Defizit haben. Ob dieser Grund vorliegt, nämlich, dass wir die Sonne nicht richtig verstehen, oder ob dieser Grund vorliegt, nämlich, dass es Neutrinoszillationen gibt, und da gibt es im Inneren der Sonne noch ganz besondere Oszillationen, das wissen wir alles nicht sehr genau. Nun, das Komische ist, wenn wir die Zahlen,

die wir aus unseren Experimenten rauskommen, hernehmen, dann kommt so ungefähr das raus, was ich eigentlich erwarten würde, aber das ist jetzt wieder recht gefühlsmäßig für die Neutrinomassen, das geht also über Teilchenphysik, also Oszillationen, dann kommen nämlich so zwischen 10 und minus 6 und 10 und minus 8 Elektronenvolt für die Elektroneutrinos raus,

dann kommen vielleicht so zwischen 10 und minus 3 und 10 und minus 4 Elektronenvolt für die Myoneutrinos raus, und ein paar Elektronenvolt für die Tauernneutrinos. Aber da gehen sehr viele Annahmen ein, wir haben unser Experiment ursprünglich gestartet und wollten eine Aussage machen. Ich wage das jetzt nicht, ich würde lieber gerne ein paar zukünftige Experimente abwarten,

die in Vorbereitung sind und das ist meine letzte Folie, die ich habe, nämlich die Japaner bauen jetzt das Kamiokande noch mal in ein sogenanntes Super-Kamiokande aus, das ist eine unterirdische Mine, in der also im Wesentlichen ein großer Wasserteich ist, mit vielen Zählern, mit vielen Multipliern, die die Tscherenkov-Strahlung, die dabei entsteht, messen können.

Das Ganze heißt Super-Kamiokande, denn eigentlich wollen Sie gar nicht die Neutrinos messen, die von der Sonne kommen, das ist wahrscheinlich das Produkt, das Sie dann kriegen werden, aber was Sie eigentlich messen wollen, ist den Zerfall des Protons, wir nehmen ja an, dass das Proton auch nicht stabil ist, bei hohen Energien sollte das alles, wie gerade in dem letzten Vortrag geschildert worden ist,

sich vereinigen, und dann gibt es natürlich keinen Unterschied zwischen Protonen und leichten Teilchen, und dann sollten sich die Protonen auch umwandeln können in leichtere Teilchen, und diese Protonenlebenszeit ist etwas, an der wir sehr hängen, und die ist bisher nicht gefunden worden, und das ist also die letzte Chance, sie zu finden,

Sie kommen noch mal eine Zehnerpotenz weiter mit diesem Experiment, und wenn man da wieder nichts findet, dann ist ungefähr Feierabend mit der Protonenlebenszeit. Das ist also das japanische Experiment, und das wird jetzt noch mal größer aufgebaut, Sie können dann sehr viel schneller messen, und Sie können dann insbesondere auch Aussagen über Effekte machen,

die sich in der Sonne abspielen, auf die ich jetzt nicht eingehen kann, die aber wichtig sind für unsere Massenbestimmung, ob die Effekte da sind oder ob sie nicht da sind. Das zweite Experiment, was sehr wichtig ist, ist das Sudbury Neutrino Observatory, SNO genannt, was sich in Kanada mit schwerem Wasser abspielt, die Kanadier haben ja sehr viel schweres Wasser,

und dort kann man im Prinzip die neustartigste neutralen Strom messen, der aus der Sonne rauskommt, das heißt, man kann messen, wie viele Sonnenneutrinos aus der Sonne kommen, ohne Rücksicht darauf, welche Flavour, wie wir sagen, ob es Elektroneutrinos, Myoneutrinos oder Tauroneutrinos sind. Wenn wir also diesen neutralen Strom messen könnten,

das wird sicher fünf Jahre dauern, wenn Sie es überhaupt je hinkriegen, wenn Sie diesen neutralen Strom messen können, dann können Sie sagen, so viele Neutrinos verlassen die Sonne, und dann wissen wir natürlich genau, ob in der Sonne irgendwas nicht stimmt, oder wir haben Teilchenphysikprobleme. Ein weiteres Experiment, aber das wird, wie gesagt, noch fünf Jahre dauern,

ich würde das gerne abwarten, ehe wir endgültige Schlüsse aus unseren Experimenten jetzt ziehen, und das weitere Experiment, das ist auch sehr schwierig, was im Gran Sasso Laboratorium noch in Vorbereitung ist, ist das sogenannte Borexino-Experiment, da gibt es nämlich noch eine Zwischenreaktion, vor Sie zu dem Bohr kommen, was ich ein paar Mal erwähnt habe, müssen Sie über Beryllium gehen,

und es bleibt eigentlich nichts mehr übrig, das Beryllium ist offenbar ganz weg, das ist auch etwas, was wir nicht verstehen, und darum messen diese Leute und schauen, was mit dem Beryllium los ist, Sie haben eine besonders niedrige Schwelle für dieses Experiment, aus Gründen, auf die ich auch nicht eingehen kann, aber Sie wollen also dieses Beryllium-7 messen und schauen, ist da irgendwas Anormales,

gibt es das überhaupt oder gibt es das überhaupt nicht, es muss da sein, denn ehe Sie zum Bohr kommen, müssen Sie über das Beryllium gehen, aber es könnte natürlich sein, dass es völlig wegoszilliert, dass die Neutrinos, die damit mit diesem Beryllium-7 verbunden sind, dass die gar nicht in Erscheinung treten. Mit dieser Bemerkung möchte ich meinen Vortrag schließen.