Characteristics of Neutrinos
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Formal Metadata
| Title |
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| Title of Series | ||
| Number of Parts | 340 | |
| Author | ||
| License | CC Attribution - NonCommercial - NoDerivatives 4.0 International: You are free to use, copy, distribute and transmit the work or content in unchanged form for any legal and non-commercial purpose as long as the work is attributed to the author in the manner specified by the author or licensor. | |
| Identifiers | 10.5446/55109 (DOI) | |
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Content Metadata
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Lindau Nobel Laureate Meetings219 / 340
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AVA <Programm>Tongue and grooveEmpfänger
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YearPauli, WolfgangYearEnergy levelElectronPhysicistMeeting/Interview
01:41
Pauli, WolfgangMeeting/Interview
02:11
Radial engineBill of materialsYearParticleElectronExperimental physicsRangeCalorimeterYearMeeting/Interview
02:55
Experimental physicsParticleWeak interactionYearMeitner, LiseNeutrinoYearPhysicistMeeting/Interview
03:45
NeutrinoParticleMuonTau (particle)LeptonElectronUnits of measurementMeeting/Interview
04:35
Solar thermal collectorElementary particleYearParticleMeeting/Interview
05:25
UmbauWeak interactionStarMeeting/Interview
06:14
ElectronPositronParticleSolutionMeeting/Interview
07:04
FermionAntiparticleParticleHalyardPhysicistMeeting/Interview
07:54
Atomic numberAtomic nucleusKernniveauDoppelter BetazerfallIndustrieelektronikPaperMeeting/Interview
08:44
MesonNeutrinoBeta particleAntiparticleParticleMeeting/Interview
09:13
HouseIndustrieelektronikBeta particleSignaluntergrundMeeting/Interview
09:58
Microscope slideBig BangCausalityAerial lift pylonSatelliteYearFrequencyCosmic microwave background radiationElectromagnetic radiationMeeting/Interview
10:48
Solar thermal collectorRadiationCosmic microwave background radiationBig BangMassCounterMeeting/Interview
11:38
CounterGradientCosmic microwave background radiationFermionEnergieBosonAerial lift pylonMeeting/Interview
12:27
Particle detectorMaterialDayParticleMeeting/Interview
13:17
CounterSpring (hydrology)Nuclear reactorNuclear powerPhysicistKernspaltungMeeting/Interview
14:07
Nuclear reactorIndustrieelektronikLeistungsreaktorKernspaltungNeutronNuclear fissionHydron (chemistry)Leichter AtomkernMeeting/Interview
14:57
Renewable energySpring (hydrology)LeistungsreaktorProcess (computing)IndustrieelektronikHochtemperaturHydron (chemistry)NeutronNuclear fusionMeeting/Interview
15:47
Solar thermal collectorDirection (geometry)HochenergiephysikHohe EnergieAbsorption (electromagnetic radiation)Spring (hydrology)PionMeeting/Interview
16:36
Solar thermal collectorMesonEnergieParticleHohe EnergieNuclear reactorSpring (hydrology)LebensdauerParticle physicsYearMeeting/Interview
17:26
Hydron (chemistry)LebensdauerVisible spectrumEnergieParticleMeeting/Interview
18:16
EnergieNeutrinoYearNeutrino oscillationVisibilityMeeting/Interview
19:06
Ductile ironSolar thermal collectorMesonRadial engineYearNeutrino oscillationIssue (legal)Meeting/Interview
19:35
SkalaMixtureMeeting/Interview
20:20
Meeting/Interview
21:10
MessebauSpring (hydrology)Energy levelAtomic nucleusMeeting/Interview
22:00
EnergiePositronEnergy levelIndustrieelektronikKranführerMeeting/Interview
22:49
Geiger counterHalyardDayMeeting/Interview
23:39
Germanium-71HalyardMeeting/Interview
24:29
Solar thermal collectorYearEnergiePhotonWeak interactionInterface (chemistry)UniverseProcess (computing)Hydron (chemistry)Meeting/Interview
25:19
NabeFirnWeak interactionStrong interactionHalyardEnergieYearProcess (computing)Hydron (chemistry)Meeting/Interview
26:09
WasteSolar thermal collectorSilicon on insulatorProcess (computing)Weak interactionDayCounterAtomic nucleusStorage tankGeiger counterMeeting/Interview
26:58
MesonSchoonerMaterialAtomYearNuclear physicsMeeting/Interview
27:48
MaterialStorage tankTanker (ship)Meeting/Interview
28:38
Berge <Bergbau>Meeting/Interview
29:28
Ira <Griechenland>AstrophysicsMeeting/Interview
29:57
StrahldivergenzAstrophysicsMeeting/Interview
30:42
Solar thermal collectorRadial engineHalyardPhysicistLuminosität <Elementarteilchenphysik>Meeting/Interview
31:32
Nuclear physicsYearNuclear reactionGradientLow-energy houseCross section (physics)TemperatureMeeting/Interview
32:22
Cosmic raySignaluntergrundEnergieAccelerationRadar cross-sectionMeeting/Interview
33:11
Solar thermal collectorWeekDayEichenMeeting/Interview
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Rother <Familie, Waldsassen>Electric power distributionCross section (physics)Nuclear reactionMeeting/Interview
Transcript: German(auto-generated)
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Meine sehr verehrten Damen und Herren, ich bin immer etwas erschüttert, wenn ich erfahre, dass ich 1961 den Nobelpreis bekommen habe. Ich muss da fast eine Geschichte vorausschicken. Es war in den frühen 60er Jahren, kurz nach dem Empfang des Nobelpreises, ich war ein ganz junger Spund da, da wurde ich einem ehrwürdigen Professor zu,
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ein richtiger, wissen Sie, mit weißen Haaren und Bart und so, vorgestellt an der Purdue University und der mich einführende, der Rolf Steffen damals, der sagte zu dem, das ist Professor Mosbauer, und dieser alte Herr, der trat erstaunt zwei Schritte zurück und sagte, what, you're still alive?
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Aber wie gesagt, das war vor 30 Jahren und um kriege ich immer etwas einen Schock. Ich möchte Ihnen heute über Neutrinus was erzählen und zwar ist das eine Geschichte, die so um das Jahr 1930 herum beginnt, mit Wolfgang Pauli. Damals gab es in der Physik ein etwas merkwürdiges Phänomen, das
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Phänomen des radioaktiven Zerfalls, das niemand verstanden hat. Das war schon so 15 Jahre experimentell bekannt, dass wenn ein Atom, was einen wohl definierten Energiezustand am Anfang hat und einen wohl definierten Energiezustand am Ende hat, ein Elektron emittiert, dann würde man erwarten, dass dieses Elektron auch einen wohl definierten, also monochromatischen Energiezustand besitzt, eine monochromatische
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Elektronenlinie. Was man aber gesehen hat, war ein Continuum von Spektrum, mal mehr, mal weniger. Das hat man nicht verstanden und es gab Leute wie Nils Bohr, die damals willig waren, sogar den Energiesatz, der heute noch eine unserer letzten heiligen Kühe ist, aufzugeben. Nun, Wolfgang Pauli hat sich dann auch um die Sachen gekümmert und hat
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zunächst gemeint, das geht dann eben nicht mit einem Zweikörperzerfall. Man muss dann einen Dreikörperzerfall initiieren. Dann kommt halt noch was raus und die Summe von dem, was noch rauskommt und dem Elektron, das zusammen ist dann konstant und dann kann das Elektron ja mal mehr oder weniger kriegen, wenn das andere auch mal mehr oder weniger an Energie mitbekommt. Und das war naheliegend
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natürlich, und das war so um das Jahr 1927 rum, das ist gar nicht so bekannt, dass er zunächst mal Teilchen genommen hat, die man schon kannte, nämlich ein Photon. Und er hat gesagt, es kommt also ein Elektron und ein Photon raus beim Betzerfall. Und sowas kann man messen, weil das Photon hat ja nicht so eine große Reichweite. Man kann das messen, indem man das Ganze, eine radioaktive Quelle in einen Kalorimeter einschließt und
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dann einfach die Gesamtenergie vom Elektron und vom Photon misst und die muss dann konstant sein. Nun, viele Experimentalphysiker haben sich in diesen Jahren mit dem Problem beschäftigt und haben das natürlich nicht gefunden. Pauli auf seine Art hat zunächst das der Ungeschicklichkeit der Experimentatoren zugeschrieben, als er dann aber
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nach einigen Jahren merkte, und da waren so Leute wie Lise Meitner dabei bei diesen ungeschicklichen Leuten, dass das nichts an der Ungeschicklichkeit liegen kann. Er hat gesagt, nun gut, da muss eben ein drittes Teilchen bei dem Betzerfall emittiert werden, was eine so schwache Wechselwirkung hat, dass die Experimentalphysiker das eben nicht finden können. Und so wurde die schwache Wechselwirkung geboren und es
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wurde auch das Neutrino geboren. In einem berühmten Brief, der einen Titel trug, den man heute gar nicht mehr verwenden dürfte, der sich an eine Tagung der Physiker in Tübingen richtet, im Jahr 1930 herum, Ende 1930, und der die Überschrift trug, Liebe radioaktive Damen und Herren.
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Pauli hat dann auch in diesem Brief, das sollte ich vielleicht auch sagen, am Schluss noch notiert, warum er nicht persönlich kam, sondern diesen Brief einem Boten mitgab, der ihn dann überbrachte. Er konnte nicht kommen, weil er wegen eines Balles, der in Zürich stattfand, unabkömmlich war, wie er sich ausdrückte. Nun, über dieses Neutrino möchte ich Ihnen heute ein bisschen was erzählen.
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Ich will vielleicht ganz kurz noch einmal zusammenfassen, was wir heute über die sogenannten Elementarteilchen, das ist jetzt in meiner Definition einfach etwas, was zurzeit nicht weiter zerbrochen werden kann. Also was keine kleineren Einheiten hat, was wir da wissen. Wir kennen einmal die sechs Quarks, aus denen unsere Teilchen bestehen. Und hier sollte Leptonen stehen.
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Das sind die schweren Teilchen. Und dann haben wir nochmal sechs leichte Teilchen. Und um diese sechs leichten Teilchen, auf die ich mich konzentrieren will, da gibt es zum Beispiel das Elektron mit seinem Elektron-Neutrino, das Myon mit seinem Myoneutrino, das Tauen mit seinem Tauen-Neutrino. Es gibt diese drei Neutrinosorten. Und wie Sie sehen, von unseren Elementarteilchen, die wir hier haben, von diesen zwölf Teilchen,
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sind 25 Prozent Neutrinos. Ich rede also über einen beträchtlichen Teil dessen, was Elementarteilchen sind heute. Und mein Pick, das Bild, was ich Ihnen geben werde, ist nicht sehr schön. Denn obwohl wir über 60 Jahre Neutrinoforschung haben, und obwohl wir Tausende von Leuten und Laboratorien hatten, die sich da intensiv drum beschäftigt haben,
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wissen wir heute fast nichts über diese Teilchen. Und daran hat sich auch in den letzten Jahren leider nichts geändert. Ich werde ein bisschen was erzählen, was wir zurzeit versuchen, um etwas weiterzukommen. Ich bin aber nicht sicher, ob wir weiterkommen werden. Nun, um ein Bild zu geben, was diese Neutrinos bedeuten.
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Sie wurden 1956 von Fred Reines direkt im Experiment nachgewiesen, wenigstens das Elektron-Neutrino, dass es existiert. Aber wir wussten schon lange vorher, dass die Neutrinos da sein müssen. Denn durch Rückstoß-Experimente hat man immer gesehen, da fehlt was an Energie, da muss noch was dabei sein. Aber wie gesagt, das erste direkte Experiment von Neutrinos
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wurde von Fred Reines und Kauer 1956 veröffentlicht. Neutrinos unterliegen der schwachen Wechselwirkungen. Das macht es so schwer, sie zu sehen. Ein Stern wie zum Beispiel die Sonne ist praktisch transparent für solche Neutrinos. Und das sagt Ihnen ein bisschen, was schwache Wechselwirkungen heißt. Nun, ich gebe Ihnen hier zunächst mal eine Liste
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über alle jene Eigenschaften, nicht alle, ein Teil der Eigenschaften, die würde die Neutrinos nicht kennen. Und gerade für die Studenten hier möchte ich sagen, da liegen die Nobelpreise bloß so auf der Straße rum. Wenn Sie davon einen dieser Themen irgendeine Idee haben, wie Sie es lösen werden, dann werden Sie sofort nach Stockholm eingeladen.
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Wahrscheinlich sind wir älteren zu verkalkt, um solche Ideen noch zu haben. Man braucht wahrscheinlich unkonventionelle, neue Ideen, um da weiterzukommen. Ich habe keine Zeit, durch diese Liste zu gehen. Ich werde über die Masse eine ganze Reihe von Dinge zu sagen haben. Ich will bloß ein paar Sachen herausgreifen. Zum Beispiel den Unterschied zwischen Dirak und Majorana Neutrinos. Ein Dirak-Teilchen, das ist ein Teilchen,
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was der Dirak-Gleichung, ein Fermion, was der Dirak-Gleichung genügt. Und zum Beispiel ein Elektron, das hat zwei Spinnmöglichkeiten, Spinn-Up und Spinn-Down, Spinn-Einhalb. Und das hat auch die Möglichkeit der Unterscheidung zwischen Teilchen und Antiteilchen, also beim Elektron etwa zwischen Elektron und Positron. Das macht vier, zwei mal zwei, also vier Möglichkeiten. Und darum hat die Lösung der Dirak-Gleichung
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immer diese vierer Spinnohren, wo diese vier Möglichkeiten, diese vier Komponenten drinstehen. Nun, die Neutrinos haben etwas Besonderes. Die sind auch Fermionen. Wir wissen, dass sie Spinn-Einhalb haben. Aber sie haben das Besondere, dass sie keine Ladung haben und dass ich also diese Unterscheidung zwischen Plus und Minus gar nicht so ohne weiteres machen kann.
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Und es ist deswegen nicht klar, ob ich das überhaupt haben muss, dass ich Teilchen und Antiteilchen bei den Neutrinos unterscheide, ob es nicht reicht, die beiden Spinnrichtungen als Indikator zu verwenden. Und das ist alles. Wenn das der Fall wäre, sprechen wir von Majorananeutrinos. Und nun möchten die Physiker natürlich wissen, sind die Neutrinos Dirak-Teilchen oder sind es Majoranateilchen?
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Vor allem die Theoretiker möchten das wissen, die sehr stark favorisieren, dass es Majoranateilchen sein sollten. Aber experimentelle Beweise dafür haben wir überhaupt nicht. Wir haben sie überhaupt nicht, obwohl seit Jahrzehnten zahlreiche Laboratorien sich bemühen, diese Frage zu klären. Die Bemühungen laufen darauf hinaus,
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dass praktisch die einzige Möglichkeit, die wir im Augenblick haben, ist den sogenannten doppelten Betazerfall zu studieren. Das ist nicht der normale Betazerfall, wo Sie von einem Kern mit der Ordnungszahl z zu etwa z plus eins gehen, um irgendwas zu nehmen. Sie können auch runtergehen um eine Einheit. Das geht nicht in diesen Fällen, weil der benachbarte Kernzustand des benachbarten Ordnungszahl,
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der liegt zu hoch, den können Sie nicht erreichen. Sie können aber über zwei Kerne gehen. Sie können also einen doppelten Neutrinuzerfall machen, der übrigens heute experimentell nachgewiesen ist. Wir wissen, es gibt ihn tatsächlich. Es ist nicht nur ein Bild, was die Theoretiker auf dem Papier machen. Nun, bei diesem doppelten Betazerfall werden zwei Elektronen und zwei Neutrinos emittiert.
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Das ist wohl bekannt. Es könnte aber auch sein, dass die beiden Neutrinos gar nicht emittiert werden, dass nämlich das erste Neutrino, was ein links drehendes Neutrino ist, emittiert wird zum Beispiel und dann in Form eines rechts drehenden Antineutrinos wieder reabsorbiert wird. Dann geschieht gar nichts. Und dann habe ich den sogenannten neutrino-losen Betazerfall.
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Damit dieser neutrino-lose Betazerfall aber funktioniert, muss ich also ein links drehendes Teilchen, ein rechts drehendes Antiteilchen umwandeln. Das links nach rechts, das geht, wenn das Ding Masse hat. Und die Umwandlung vom Teilchen in Antiteilchen, die geht natürlich von Haus aus, wenn die beiden identisch sind, wenn ich gar nicht unterscheiden muss.
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Das heißt, wenn Neutrinos Majoranateilchen sind. Wenn ich also diesen neutrino-losen Betazerfall und der hat den Vorteil, dass sie ja bloß noch zwei Elektronen haben und die haben dann dieselbe Energie, das gibt eine ganz scharfe monochromatische Linie und sowas sollte man sehen können, möchte man glauben. Wenn ich also diesen neutrino-losen Betazerfall nachweise,
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dann habe ich gezeigt, Neutrinos sind in der Tat Majoranateilchen. Nachdem die meisten glauben, es sind Majoranateilchen, gibt es natürlich viele Leute, die solche Experimente machen, aber ohne jeden Erfolg. Natürlich sind das, es klingt sehr gut, wenn ich sage, eine monochromatische Linie kann man gut nachweisen, aber die ist natürlich durch Untergrund überdeckt und das sind ganz micrige Effekte und es ist sehr schwer zu sehen
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und niemand hat es bisher gesehen. Wir wissen also nicht, sind es Majoranateilchen oder sind es Dirakteilchen. Nun, ein anderes Beispiel ist zum Beispiel diese Relic Neutrinos, die ich hier aufgeführt habe. Ich habe die Slides for the benefit of my American English speaking guests in Englisch gemacht,
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aber sie werden das lesen können. Nun, die Relic Neutrinos sind vom Urknall übergeblieben, so wie wir wissen, dass elektromagnetische Strahlung vom Urknall übrig geblieben ist. Das ist ja eine der stärksten Stützen für die Urknallhypothese, die wir haben. Penzias und Wilson haben ja vor gut 20 Jahren diese Hintergrundstrahlung an ein paar Frequenzen gemessen.
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Heute ist das eine Planckverteilung, die die bestgemessene Planckverteilung ist, die es überhaupt gibt. Witzigerweise, das meiste muss man mit Satelliten kriegen, aber das ist besser als was wir auf der Erde normalerweise an Planckverteilungen vorliegen haben. Wir wissen also, es gibt die elektromagnetische Hintergrundstrahlung. Am ursprünglich, beim Urknall war ja ein Gleichgewicht zwischen Strahlung und Materie.
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Und da war auch ein Gleichgewicht zwischen Neutrinos und Materie. Da war Strahlung, Neutrinos und Materie sozusagen alles durchgemischt und im Gleichgewicht. Und dann irgendwo weit oben, so bei einigen MEV, haben die Neutrinos abgekoppelt. Und seit der Zeit bewegen sie sich im Weltraum, ohne vom Rest der Materie Kenntnis zu nehmen und vom Rest der Strahlung Kenntnis zu nehmen.
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Und diese Zahlen sind recht hoch. Sie sind ungefähr genauso hoch wie die Photonenzahlen, die wir heute in der Hintergrundstrahlung haben. Und um ihnen ein Maß zu geben, wir haben etwa hier im Raum und überall im Weltraum, im gesamten Weltall, was wir kennen, haben wir einige hundert Neutrinos pro Zentimeter zu jedem Zeitpunkt.
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Das heißt, die Zahlen sind immens. Nur niemand weiß, wie man sie misst, weil die Energien sind natürlich mickrig. Die Hintergrundstrahlung hat etwa 2,7 Grad Kelvin, ihr Maximum bei der Planck-Verteilung. Und bei den Neutrinos ist es ein bisschen anders, die Entkopplung ist ein bisschen anders. Und die sind ja nicht Bosonen wie die Photonen, sondern Fermionen ist auch ein bisschen anders.
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Und dadurch ist die Energie etwa im Peak der Planck-Verteilung etwa 2,1 Grad, wenn sie keine Masse haben. Wenn sie eine Masse haben, sieht es ganz anders aus. Nun, wir würden alle gerne wissen, ob das da ist. Das wäre eine ganz große Stütze für die Urknallhypothese, für die wir einige Stützen haben. Aber jede neue Stütze ist natürlich äußerst willkommen.
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Aber wir wissen nicht, wie wir diese Neutrino, diese Relic-Neutrinos messen können. Das sind also Herausforderungen für die Jüngeren unter Ihnen, für die Zukunft. So, mehr will ich jetzt nicht über diese Dinge hier sagen. Ich will mich jetzt vor allem etwas auf die Masse konzentrieren. Aber ehe ich das tue, möchte ich mal ein paar Worte sagen darüber, wie können wir denn überhaupt Neutrinos messen?
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Ich sage, die Sonne ist transparent. Und jetzt habe ich hier einen Detektor von vielleicht ein Kubikmeter oder, wenn Sie reich sind, haben Sie vielleicht 1.000 Tonnen Material. Aber recht viel mehr geht nicht. Wie können Sie denn in so einem kleinen Detektorchen etwas messen, für das die Sonne praktisch nicht anspricht? Nun, das können Sie nur, wenn Sie riesige Quantitäten
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dieser Neutrinos zur Verfügung haben. Wenn da also pro Sekunde 10 auf 10 oder 10 auf 15 Teilchen durchgehen, pro Quadratzentimeter und Sekunde und gelegentlich mal eins hängen bleibt, vielleicht einmal im Tag eines hängen bleibt. Und dann können Sie dieses eine messen und kriegen Aussagen. Das geht also nur, ich wiederhole, wenn Sie ganz große
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Zahlen an solchen Neutrinos haben, also ganz starke Quellen. Unsere normalen radioaktiven Quellen, die wir haben, selbst wenn sie noch so stark sind, wie Sie sie machen können, sind völlig ungeeignet. Wir können niemals Neutrinos messen, wenn wir eine radioaktive Quelle haben. Wir können die Beta-Strahlung messen, also die Elektronen, die da rauskommen und daraus indirekt auf die Neutrinos
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zurückschließen. Aber die Neutrinos selbst können wir auf diese Weise nicht sehen. Wenn wir Neutrinos selbst sehen wollen, dann müssen wir die stärksten Quellen verwenden, die wir haben. Und das sind im Wesentlichen zwei solche Quellen im Kernenergie Bereich, nämlich einmal die Kernspaltung. Das sind also Reaktoren und zwar nicht diese mickrigen Leistungsreaktoren, diese mickrigen Forschungsreaktoren,
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die wir in der Physik verwenden. Wir wollen gerade in München einbauen und haben einen heftigen Kampf mit der Presse, dass er überhaupt genehmigt wird, in der Öffentlichkeit durchkommt. Er hat 20 Megawatt so einen Reaktor. Der ist völlig ungeeignet, um Neutrinos in großen Mengen zu produzieren. Da muss man Leistungsreaktoren verwenden, die so typisch
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3000 Megawatt an Leistung haben. Und in diesen Leistungsreaktoren entstehen sehr viele Elektronen Antineutrinos. Und zwar deswegen, weil eine Kernspaltung besteht ja darin, dass sie einen schweren Kern, der sehr neutronenreich ist, in der Regel in zwei leichtere Kerne zerspalten, die dann zu viele Neutronen haben. Und die müssen sie loswerden. Und um die loszuwerden, haben sie also diese Reaktion,
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dass das Neutron sich da abregt, runterkommt und dass dann also Protonen daraus gemacht werden, Elektronen und Elektronen Antineutrinos. Und das geschieht natürlich in großem Umfang, weil so ein Kernreaktor viele, viele Spaltungen nahezu gleichzeitig vor sich laufen hat. Und deswegen sind diese Leistungsreaktoren riesige
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Quellen für Elektronen Antineutrinos. Und man kann damit experimentieren. Nun, die zweite Möglichkeit, eine große Quelle an Neutrinos zu haben, das ist unsere Sonne. Da spielt sich genau der umgekehrte Prozess ab. Die Fusion, jene Fusion, die wir krampfhaft versuchen, an vielen Laboratorien auf der Erde unter Kontrolle zu bringen. Das ist bisher nicht gelungen.
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Das wäre eine fantastische Energiequelle. Wir wissen, es geht. Die Sonne funktioniert ja und die Wasserstoffpumpe funktioniert auch. Letztere aber natürlich in unkontrollierter Weise. Mit der kann man nichts anfangen. Nun, die Kernfusion besteht darin, dass sich jeweils die Sonne besteht im Wesentlichen als ein flüssiger Ball aus Wasserstoff, dass ich also Protonen umwandle in Neutronen.
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Das geht natürlich nur in der Sonne bei sehr hohen Temperaturen und dass ich dabei Neutrinos raus bekomme. Die Sonne ist also eine riesige Quelle von Neutrinos, die normalerweise in alle Richtungen in den Weltraum abhauen. Und ein bisschen kommt also hier auch an. Aber das bisschen ist enorm viel gemessen
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an dem, was wir hier auf der Erde machen können. Die dritte Möglichkeit will ich gar nicht erst erwähnen, weil die relativ selten ist. Natürlich gibt es noch eine vierte Möglichkeit und das ist die Hochenergiephysik. Die will ich auch erwähnen, ganz kurz hier. Also so Leute bei Fermilab oder bei CERN, die sehr hohe Energien zur Verfügung haben, die können Pionen produzieren auf Umwegen
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und diese Pionen zerfallen dann und die sind dann auch Quellen von Neutrinos, von sehr hoch energetischen Neutrinos, zwar nicht in den großen Zahlen, wie wir sie hier haben, aber sie haben den Vorteil, dass sie höhere Energien haben und die Neutrinowirkungsquerschnitte für Absorption zum Beispiel in diesen Energiebereichen, die gehen so etwa mit dem Quadrat der Energie
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und das hilft dann gewaltig, wenn man hohe Energien hat und wenig Teilchen hat, kommt man doch auf einen grünen Zweig. Also für uns sind Reaktoren und ich will jetzt im Bereich der Kernenergie bleiben. Reaktoren und die Sonne, die beiden großen Quellen an Neutrinos, die uns zur Verfügung stehen. Wir haben jahrelang an Reaktoren experimentiert
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und haben versucht, etwas über Neutrinomassen zu lernen und wir machen dasselbe jetzt mit der Sonne und darüber will ich dann ein bisschen was sagen, aber ich will erst ein paar prinzipielle Worte sagen. Wir hoffen daraus, Information über die Masse der Neutrinos zu bekommen und das ist einer der beiden Parameter, die die Theoretiker seit, ja ich würde sagen 20 Jahren dringendst erwarten, um überhaupt weiterzukommen
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in der Elementarteilchentheorie. Der eine Parameter ist die Lebenszeit des Protons, die bisher niemand gefunden hat. Die Japaner unternehmen noch mal eine große Anstrengung, noch mal ein Faktor 10 weiterzukommen, aber wenn ihnen das nicht gelingt, dabei eine Lebenszeit des Protons zu finden, dann ist da Feierabend. Und die andere Gruppe, das sind die Leute,
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die Neutrinomassen suchen, zu denen auch wir zählen und die sich bemühen, sei es an Reaktoren, sei es mit der Sonne solche Aussagen zu bekommen. Nun, wie kriegt man die? Es gibt Experimente, die direkt nach der Neutrinomasse forschen. Man kann etwa Beta-Zerfälle nehmen, da ist vor allem der Tritium-Zerfall ein Musterbeispiel, weil der sehr wenig Energie hat.
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Und dann schaut man halt, wie es am Ende des Spektrums aussieht, am Ende des Beta-Spektrums. Das Beta-Spektrum ist ja das Beta-Teilchen oder das Elektron, was beim Beta-Zerfall emittiert wird, ist ja nur eines der Teilchen. Es wird auch ein Neutrino emittiert. Und wenn Sie jetzt in die oberste Grenze der Energie gehen, dann spielt es natürlich eine Rolle, wie viel Energie auf das Neutrino geht,
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wie viel Masse das Neutrino hat. Und Sie sehen da geringe Abweichungen. Nun, es gibt solche Experimente, die werden an vielen, vielen Stellen seit vielen Jahren durchgeführt. Da waren zuerst Anzeichen, da ist was da. Das waren russische Experimente, da ist inzwischen alles getötet worden. Die besten Experimente sind zurzeit von Otten in Mainz gemacht. Der hat eine Energie,
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eine Grenze für die Neutrinomasse von 7,4 Elektronenvolt. Aber recht viel weiter kommt man da nicht mehr. Und wir glauben, dass die Neutrinomasse eher bei 10 noch minus 6 Elektronenvolt liegt, als im Bereich von 10 Elektronenvolt. Und darum haben diese Experimente wahrscheinlich auf lange Sicht keine Bedeutung. Nun, wie kann man jetzt hoffen,
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überhaupt dann diesen Riesenschritt zu machen, zu wesentlich niedrigen Massen zu kommen? Das kann man machen, indem man an Neutrinooszillationen denkt, die von Pontecobo vor 30 Jahren vorgeschlagen worden sind und inzwischen an vielen Stellen versucht worden sind. Neutrinooszillation heißt Folgendes. Diese Quarks, die ich Ihnen da vorher gezeigt habe, die schweren, die gehen von automatisch
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in die leichten über, die zerfallen. Aber sie können nicht wieder zurückkommen. Die Neutrinolebenszeiten sind sehr viel länger. Und wir nehmen also an, die können wieder zurückkommen, zumindest in den Zeiten, über die überhaupt messen können. Und was da passiert ist, Sie haben zum Beispiel die Emission eines Elektroneutrinos und das wandelt sich dann mit einer bestimmten Oszillationslänge in ein Myoneutrino um
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und dann vielleicht auch noch in ein Tauerneutrino und dann kommt es wieder zurück in ein Elektroneutrino. Und da gibt es also ganz charakteristische Oszillationslängen oder ganz charakteristische Flugzeiten für diese Neutrinos, wo diese Umwandlungen stattfinden. Natürlich wissen wir darüber überhaupt nichts. Die Theoretiker haben da eine Skala von plus unendlich bis minus unendlich,
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was da passieren könnte, also was immer passiert. Sie haben es immer vorhergesagt. Aber es gibt also keinerlei Anhaltspunkte, wo die Mischungen liegen und wo die Massen dieser Neutrinos liegen. Diese Oszillationslänge hängt sowohl von den Massen der Neutrinos ab, wie von den möglichen Mischungen, also wie gut kann ein Elektroneutrino
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sich in ein Myoneutrino umwandeln und so weiter und so fort. Und solche Oszillationen gibt es zweifach. Es könnte sie im Vakuum geben. Und wir haben zum Beispiel Sonnenexperimente, wo das ursprünglich gedacht wäre, dass das die Erklärung ist, aber das ist sie sicher nicht. Es könnte aber auch solche Oszillationen in Materie geben. Und da gibt es dann ganz besondere Resonanzeffekte,
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die diese Oszillationen noch verstärken. Ich habe jetzt nicht die Zeit, darauf einzugehen. Aber unsere Hoffnung ist, dass durch diese Oszillationsexperimente man etwas lernt, nämlich, dass man Abweichungen kriegt von dem, was man erwartet. Und dass man dann sagt, aha, da ist was los mit den Neutrinos. Nun, ich will vor allem über die Sonne heute reden und die als Neutrinoquelle benutzen.
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Und zwar deswegen, weil die Sonne besonders weit weg ist. Einerseits, es ist der einzige Stern, mit dem wir wirklich experimentieren können, weil er genügend nahe ist. Aber andererseits auch wieder so weit weg ist, dass die Oszillationslängen dort sehr groß werden. Und wir vielleicht hoffen können, da etwas rauszukriegen.
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Wenn wir da wieder nichts rauskriegen, dann ist wahrscheinlich Feierabend. Denn recht viel weiter als mit der Sonne zu experimentieren ist nicht drin, zumindest im Augenblick nicht. Nun, ehe ich das tue, will ich aber mal sagen, wie man die Neutrinos messen kann. Ich habe Ihnen jetzt gesagt, dass wir starke Quellen brauchen. Und wie können wir die jetzt messen, wenn wir diese starken Quellen haben?
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Nun, ich habe hier ein paar Beispiele aufgetragen. Wir haben also ein Grundniveau in einem Kern. Und wir machen einfach den umgekehrten Betterzerfall, den sogenannten inversen Betterzerfall. Also etwa ein normaler Betterzerfall. Das wäre ein Übergang von oben hier nach hier unten. Und dabei werden Neutrinos und Elektronen emittiert. Oder wenn Sie von rechts kommen, von oben nach unten,
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werden Neutrinos und Positronen emittiert. Genauer hier Neutrinos und Positronen und hier Elektronen und Antineutrinos. Nun, solche Experimente haben wir gemacht. Sie gehen also jetzt, Sie nehmen diese Neutrinos, die Sie haben, und schießen sie da drauf und machen den Übergang von unten nach oben. Es ist ganz klar, dass es da Schwellenwerte gibt. Sie müssen mindestens erst einmal die Energie aufbringen,
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um überhaupt da hinaufzukommen. Und dies sozusagen verloren. Und erst wenn Sie drüber noch was haben, dann wird das hier zu Absorptionen führen. Genauso können Sie das hier nach rechts machen. Und ich habe hier durch die verschiedenen Linien angedeutet, dass die Schwellenenergien verschieden liegen. Und ich interessiere mich besonders für die Sonne, also für Neutrinos. Also ich will jetzt gar nicht diskutieren,
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was nach links geht, sondern das, was hier nach rechts geht. Und da gibt es zwei berühmte Reaktionen, mit deren Hilfe man Sonnenneutrinos studiert hat und studiert. Das ist einmal die Chlor 37 Reaktion, die ist hier aufgetragen. Sie nehmen also Chlor 37, das hat den Riesenvorteil, dass es billig ist, und schießen darauf Sonnenneutrinos
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und dann kommen hinten Argon 37 raus. Das ist nicht so wichtig, was da sonst noch rauskommt. Und dieses Argon 37, das sitzt also da oben. Und das schauen Sie jetzt an. Das lassen Sie zerfallen. Das bleibt nicht lange da oben. Das kommt wieder runter. Mit einer charakteristischen Zerfallszeit von etwa 35 Tagen in diesem Fall.
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Sie bringen also das Argon, was Sie bestrahlt haben, mit den Sonnenneutrinos in ein kleines Zählrohr. Und dann schauen Sie, ob es da wieder Rückzerfälle gibt, ob der Argon drin ist und ob dieses Argon wieder Rückzerfälle. Auf die Weise kann man die Neutrinos nachweisen. Nun günstiger ist diese Reaktion, und über die werde ich vor allem reden hier, die ich hier aufgetragen habe. Sie sehen, die Schwelle ist hier, das deute ich hier an,
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sehr viel niedriger. Das ist die Reaktion Gallium 71. Mit Sonnenneutrinos beschossen gibt im Wesentlichen Germanium 71. Und das, den Rückzerfall vom Germanium 71 beobachtet man wieder. Und der gibt dann ein Maß, wie viel solche Ereignisse sind passiert. So kann man also die Neutrinos messen.
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Es gibt noch ein paar andere exotische Sachen. Die eine ist in ein oder zwei Fällen beobachtet worden. Der dritte Fall, der ist überhaupt noch ausstehend. Den haben wir noch nicht. Darüber will ich nicht reden. Das zeigt Ihnen aber wieder, dass es viele offene Probleme gibt. Jetzt ein paar Worte über die Sonne. Die Sonne ist ein Hauptserienstern.
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Sie hat eine große Photonen-Luminosität. Aber die Photonen, die aus der Sonne kommen, sind im besten Sinne des Wortes alter Hut. Die müssen sich mühsam vom Inneren, die Sonne brennt nur im Inneren, die Fusion findet nur im Inneren statt, müssen sich mühsam an die Oberfläche quälen. Das dauert bis zu einer Million Jahre. Das heißt, aus den Photonen lernen wir gar nichts, außer wie viel Energie insgesamt in der Sonne produziert wird.
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Die Neutrinos aber, die so eine schwache Wechselwirkung haben, die kommen raus. Ungefähr 2% der solaren Energie geht in Form von Neutrinos und die haut einfach ins Weltall ab und ist verloren. Also davon haben wir nichts, was Energie betrifft. Aber Sie haben den Vorteil, dass Sie mit Lichtgeschwindigkeit, mit praktisch Lichtgeschwindigkeit, hier in 8,3 Minuten ankommen.
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Und wir wissen 8,3 Minuten später, was sich im Inneren der Sonne abgespielt hat, wenn wir diese Neutrinos messen. Nun, die Gesamtreaktionen der Sonne, die ist 4 Protonen verschmelzend zu Helium-4. Der Prozess lässt sich in viele Einzelprozesse aufteilen. Dazu habe ich keine Zeit. Und dabei kommen immer 2 Neutrinos raus.
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Wir wissen genau, wie viel Energie da drin steckt. Und wir wissen genau, dass das die entscheidende Reaktion in der Sonne ist. Es ist die Eingangsreaktion. Ich will vielleicht auch noch kurz sagen, es ist eine Reaktion der schwachen Wechselwirkungen. Das ist der Grund dafür, warum wir überhaupt hier sind. Wenn nämlich die Sterne als Eingangsreaktion starke Wechselwirkungen hätten,
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dann gingen die hoch in eine Sekunde, wie das bei Supernova-Explosionen der Fall ist. Und dann bräuchten wir uns gar nicht aufzuregen über die Dinge, über die wir uns jetzt hier aufregen. Aber die Sonne brennt sozusagen langsam vor sich hin, weil dieser Prozess langsam abläuft. Sie brennt schon viereinhalb Milliarden Jahre und sie wird noch mal viereinhalb Milliarden Jahre brennen, bis der Wasserstoff so weit erschöpft ist,
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dass dann andere Dinge passieren. Die Eingangsreaktion, aber von dieser Reaktion, das ist also wie gesagt diese Reaktion hier, wo zwei Protonen verschmelzen und die es entscheiden, dass das ein Prozess der schwachen Wechselwirkung ist. Ich habe hier noch ein paar Zahlen angegeben über die Neutrinos, die wir kriegen. Wir kriegen also fast 10 noch 11 Neutrinos pro Zentimeter, Quadrat und Sekunde.
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Und es ist vielleicht instruktiv, wenn ich Ihnen sage, dass wir in 30 Tonnen Gallium etwa ein Ereignis pro Tag kriegen mit diesem Fluss. Und Sie können sich vorstellen, dass es nicht ganz trivial ist, aus den rund 10 noch 29 Kernen, die wir da in unserem Tank drin haben, diesen einen Kern pro Tag herauszuziehen und dann anzuschauen, in ein Zählrohr zu bringen,
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seinen Rückzerfall zu beobachten und so weiter und so fort. Nun dazu gibt es ein Experiment. Sie können sich natürlich die Frage stellen, warum erst jetzt? Warum hat man überhaupt nicht gleich angefangen, mit Gallium zu arbeiten? Warum hat man erst mit Chlor gearbeitet? Ray Davis in Amerika, der Pionier dieser Forschung, hat mit Chlor angefangen, einfach weil es billig war.
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Gallium ist verdammt teuer. Man hat etwa etwas über 20 Millionen Mark investieren müssen, um die 30 Tonnen Gallium zu beschaffen. Das ist inzwischen geschehen. Aber das Schöne an der Sache ist, es wird kein einziges Atom verbraucht. Also nach ein paar Jahren ist das Material wieder zum Verkauf bereit. Und vielleicht machen wir sogar einen Profit.
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Nicht wir an der Universität, sondern das Max-Planck-Institut in Heidelberg. Ich habe hier die Kollaboration aufgeführt. Das sind rund 50 Leute, die da beteiligt sind, die verschiedene Institute führen. Das Max-Planck-Institut für Kernphysik in Heidelberg mit Herrn Kirsten, der unser Sprecher ist. Und dann auch das Labor in Karlsruhe, die KfK, die für die Chemie,
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Sie können sich vorstellen, dass das rausziehen, dass es einen Atom sehr schwierig ist. Unsere Universität in München und dann italienische Gruppen, denn das Ganze spielt sich in Italien ab, wie ich Ihnen gleich zeigen werde, in einem unterirdischen Laboratorium, und zwar im Grand Sasso. Ich pflege hier immer für meine amerikanischen Freunde erstmal den italienischen Stiefel aufzutragen.
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Und dann für die Europäer, hier ist Rom, und etwa 180 Kilometer nordöstlich von Rom befindet sich das Grand Sasso-Laboratorium. Da geht ein großer Autotunnel durch, und das hat große Vorteile, weil man da große Lasten, also vor allem große Tanks reinbringen kann. Man muss sein Material nicht, wie wenn man in eine Kohlenmine geht
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oder in eine Goldmine, wie das in den USA war, auf viele Tanks verteilen, sondern man kann es in einem Tank unterbringen. Dieses Grand Sasso-Laboratorium ist das größte unterirdische Neutrino-Laboratorium der Welt, was es zurzeit gibt. Und dort spielen sich also diese Experimente ab, aber nicht nur diese, da spielen sich rund 20 andere Experimente ab in diesem Laboratorium. An der tiefsten Stelle dieses Autotunnels,
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wo man also möglichst viele Berge über sich hat, man muss da noch über einen Raumwinkel integrieren, sind unterirdische Laboratorien gegraben worden, und da werden diese Sonnexperimente durchgeführt. Nun, ich habe keine Zeit, auf die Experimente da im Einzelnen einzugehen, aber ich will ganz kurz ein Zwischenergebnis liefern, wie sieht es aus, was erwarten wir und was haben wir.
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Nun, hier haben Sie die vier Gruppen, die sich mit solchen Experimenten beschäftigen, die zwei Chlor-Gruppen, das ist die amerikanische Gruppe von Davis, der wie gesagt das schon am längsten betreibt, seit über 20 Jahren, und eine japanische Gruppe, die seit etwa fünf Jahren publiziert. Das Wesentliche ist, hier sind die theoretischen Vorhersagen, die differieren für diese hochenergetischen Neutrinos,
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die beim Chlor eine Rolle spielen, etwas. Wir messen jetzt an den niederenergetischen, an den Protonenfusionen, da sind die Diskrepanzen gering, aber es ist ganz ohne Zweifel so, wir messen etwas zu wenig, als was die Theoretiker vorhersagen, und die Frage ist, was. Nun, es könnte sein,
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dass die Astrophysik schuld daran ist, dass einfach die Beschreibung der Sonne nicht stimmt, aber über die Sonne wissen wir verdammt gut Bescheid. Über die Erde wissen wir sehr wenig. Was im Inneren der Erde sich so abspielt, das ist finster, und da gibt es viele theoretische Vorhersagen, und da gibt es Experimente und so weiter, aber da wissen wir sehr, sehr wenig drüber. Über die Sonne, das ist im Wesentlichen ein großer Gasball
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aus Wasserstoff und dem inzwischen produzierten Helium, und da wissen wir recht gut Bescheid, und darum sind die Divergenzen hier ernst zu nehmen. Wir können vielleicht hier, Sie sehen hier die Unterschiede der verschiedenen Theorien, wir können da ein bisschen streiten, aber wir messen eindeutig zu wenig, vielleicht hier ein Drittel zu wenig, während die da oben, die messen Faktor 3 bis 4 zu wenig.
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Die Japaner messen Faktor 2 zu wenig. Nun, was ist der Grund dafür? Es könnte natürlich sein, dass irgendwas mit der Astrophysik nicht stimmt, dass doch unsere Interpretation der Sonne, an die wir alle sehr glauben, dass die doch nicht ganz richtig ist, könnte sein, aber ich bin nicht so sicher. Die zweite Möglichkeit ist natürlich,
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auf die hoffen wir, dass irgendwas mit den Neutrinos passiert, auf dem Wege vom Entstehungsort bis zur Erde hier. Da könnte was passieren, nämlich Neutrinooszillation, und wenn das der Fall wäre, dann würden wir zum ersten Mal etwas über die Neutrinomassen lernen. Das ist die Hoffnung dieses Experiments. Das Experiment, das ist jetzt Galex, von dem ich hier rede, Gallium-Experiment heißt das, das europäische.
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Hier gibt es noch eine Soviet-American, das Soviet ist etwas outdated now, Kollaboration, die ein bisschen hinterher hängen, Sie sehen das an den größeren Fehlern, aber die tun sich wirklich sehr hart, da hinten im Kaukasus zu messen. Jedenfalls, wir haben ein Drittel zu wenig, sehr viel weniger hat man hier oben,
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aber hier oben weiß man auch über die Physik nicht so ganz genau Bescheid. Hier unten weiß man genau Bescheid. Wir wissen genau, wie viele Neutrinos da kommen müssen, denn wir können die Luminosität der Sonne messen. Und die gibt uns direkt die Zahl der Neutrinos, die da kommen müssen. Und nachdem wir sie nicht haben, ist da irgendwas faul. Nun, wie gesagt, wir hoffen, dass es an den Neutrinos liegt und dass wir schließlich vielleicht
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kann ich das nächste Mal in drei Jahren darüber was sagen, dass wir da was rausfinden. Das wäre ganz fantastisch. Aber es besteht natürlich, und ich habe den Verdacht, die Möglichkeit, dass da irgendwas an der Kernphysik nicht stimmt. Denn wir müssen ja die Neutrinos über Kernreaktionen messen. Und es könnte sein, dass die Wirkungsquerschnitte, dass die nicht stimmen.
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Natürlich schwört jeder, in dem ich spreche von den Theoretikern, der schwört mir, das wissen Sie ganz genau, wie man die Wirkungsquerschnitte bestimmt. Man hat sie nicht gemessen, das will ich sagen, weil man kann nicht zu diesen niedrigen Energien messen. Die Sonne hat im Mittelpunkt hat die 15 Millionen Grad Temperatur. Das ist eine Menge Temperatur. Aber wenn Sie das in Kilo-Elektronenvolt umrechnen,
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dann kommt da anderthalb Kilo-Elektronenvolt raus. Das ist fast nichts. Und Sie können bei diesen Energien nicht messen. Und zwar deswegen nicht messen, weil in der Untergrund eine kosmische Strahlung und was da an Nebenreaktionen kommt, das völlig erschlägt. Das heißt, die Messungen, die in Pasadena vor 30 Jahren, ich war gerade dort und ich habe das immer bestaunt, aber ich habe nie gewusst, für was das gut ist,
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die von Willy Fowler durchgeführt worden sind, die haben so bei einigen 100 Kilo-Elektronenvolt aufgehört. Tiefer konnte er nicht gehen, weil er dann im Untergrund untergegangen ist. Das heißt, es ist nötig, diese Messungen, das ist an sich sehr einfach, zu wiederholen, aber unter wunderbaren, abgeschirmten Bedingungen. Aus diesem Grund ist jetzt im Gran Sasso Laboratorium ein Beschleuniger aufgestellt worden,
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ein ganz kleiner Beschleuniger, 1,5 KV oder 15 KV kriegen Sie leicht her, ist ein neuer Beschleuniger aufgestellt worden. Und da wird noch mal unter wohl abgeschirmten Bedingungen werden diese ganzen Querschnitte noch mal gemessen. Und das möchte ich eigentlich zuerst sehen, ehe ich mich traue, irgendwelche Aussagen zu machen. Ich kann auch sagen, dass wir letzte Woche ein ganz wichtiges Experiment angefangen haben.
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Wir wollen nämlich die Sonne durch eine künstliche Sonne ersetzen. Ich würde am liebsten die Sonne mal für 14 Tage aus dem Weg schieben, aber das geht nicht. Aus diesem Grund müssen wir eine künstliche Neutrinoquelle einbringen, die mit der Sonne konkurrieren kann. Also vielleicht ein Faktor 10 oder 20 stärker ist als die Sonne. Natürlich vor Ort
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und messen dann, wir wissen dann genau, wie viel Neutrinos aus dieser Quelle kommen und wir müssen dann das hinten auch nachweisen. Wir müssen die vorherbestimmte Zahl, die wir genau kennen, hinten auch finden. Und das ist sozusagen eine Kontrolle der vielen, vielen chemischen Schritte, über die ich heute überhaupt nicht gesprochen habe hier. Das ist eine Kontrolle und eine Eichung des Experiments,
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die die Skeptiker, die es natürlich immer geben wird, zum Schweigen bringen wird. Aber was wir nicht messen können dabei sind die Wirkungsquerschnitte für die Kernreaktionen. Und es scheint mir sehr wichtig, die zu sein, denn ich habe den bösen Verdacht, dass dieser Unterschied zwischen hier, den theoretischen Vorhersagen und den Messungen, dass die doch auf diesen Kernquerschnitten beruhen.
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Aber da kann ich völlig falsch liegen und vielleicht habe ich später mal Gelegenheit darüber was zu sagen. Vielen Dank.