Die Neutrino-Astrophysik hat einen Vorteil:
Man kann in das Innere von stellaren Objekten sehen – ähnlich wie beim Röntgen,
mit dem man einen Knochenbruch im Körper erkennen kann.
Nehmen wir Röntgenstrahlen, Mikrowellen, das sichtbare Licht – all das sind elektromagnetische Wellen,
und als solche treten sie in eine sehr starke Wechselwirkung mit Materie.
Diese Signale zeigen uns daher nur die Oberfläche des stellaren Objekts.
Mit Neutrinos dagegen sieht man tatsächlich das Innere der Sonne, wo die Energie durch Kernfusion erzeugt wird.
Ich nenne es die Geburt der Neutrino-Astrophysik.
Warum gerade Astrophysik?
Bei den Beobachtungen von Kepler bzw. Tycho Brahe ging es um Ankunftszeit und Ankunftsrichtung eines Signals;
diese beiden Informationen reichten Newton zur Begründung der klassischen Mechanik.
Wenn Sie allerdings die Temperatur der Sonne berechnen wollen, müssen Sie das Energiespektrum Ihres Signals kennen.
Haben Sie also Informationen über Ankunftszeit, Ankunftsrichtung und Energiespektrum,
dann können Sie eine astrophysische Beobachtung anstellen.
Grundlage dafür sind zwei Experimente, mit denen die Neutrino-Astrophysik ins Leben gerufen wurde.
Beide werden in einer Mine durchgeführt, tausend Meter unter der kleinen Stadt Kamioka.
Das erste ist von geringem Umfang, es enthält nur dreitausend Tonnen Wasser, die von lichtempfindlichen,
Photovervielfacher genannten Geräten umgeben sind.
Es war als Machbarkeitsexperiment für die solare neutrino-astrophysikalische Beobachtung gedacht.
Das zweite ist viel größer, mit fünfzigtausend Tonnen Wasser und doppelt so empfindlich wie das erste, Kamiokande.
Nun, als wir dieses Kamiokande-Experiment aufbauten, den ersten Detektor,
war unser Hauptzweck der Nachweis des Protonenzerfalls.
Es ging überhaupt nicht um die Neutrinoforschung.
Schon bald stellten wir fest, dass wir uns in einem sehr harten Wettbewerb mit einem amerikanischen,
viel größeren Experiment befanden, das dieselbe Methode anwandte:
große Mengen Wasser unter der Erde, umgeben von lichtempfindlichen Geräten.
Hätten wir einfach weitergemacht, wären alle großen Entdeckungen das Verdienst des großen amerikanischen Experiments gewesen;
wir hätten nur nachgezogen.
Das gefiel uns gar nicht.
Ich musste mir also sehr genau überlegen, wie wir diesem großen amerikanischen Rivalen Konkurrenz machen konnten.
Das Ergebnis war:
Die einzige Möglichkeit, ohne erhebliche Aufstockung der Forschungsmittel konkurrenzfähig zu bleiben, bestand darin,
unseren Detektor im Vergleich zum amerikanischen Experiment viel empfindlicher zu machen.
Das ist der Grund dafür, warum wir einen großen Photovervielfacher entwickelten;
er war viel größer als der größte damals verfügbare.
Hier ist übrigens das Innere unseres ersten Kamiokande-Experiments;
jeder dieser gelben Punkte gehört zu dem größten Photovervielfacher der Welt, den wir nur zu diesem Zweck entwickelten.
Ich, wir alle freuten uns sehr über die erfolgreiche Entwicklung dieses Geräts, denn diese große Fotozelle ist genau die,
mit der wir schließlich Neutrinos beobachten konnten.
Hier ist ein Blick in das Innere von Super-Kamiokande; Sie können die gesamte Innenfläche sehen.
Über 12.000 Fotozellen, große Fotozellen, sind in die Oberfläche eingebettet.
Diese roten Punkte kennzeichnen die großen Fotozellen, die Sie gerade gesehen haben; große Fotozellen,
die eine sehr große Zahl von Photonen empfangen haben.
Die weißen und blauen Punkte sind diejenigen Fotozellen, die nicht so viele Photonen empfangen haben.
Hier ist ein Signal, das erzeugt wird, nachdem energiereiche,
von kosmischen Strahlen in der Atmosphäre erzeugte Myonen tausend Meter tief in die Erde
und gerade in das Wasser von Super-Kamiokande gedrungen sind.
50 Nanosekunden später sehen Sie das.
Sie sehen, wie sich der Lichtkegel der Tscherenkow-Strahlung vorwärts bewegt.
Weitere 50 Nanosekunden später ist das Tscherenkow-Licht so weit gekommen.
Das ursprüngliche, elektrisch geladene Teilchen – das Myon – bewegt sich jedoch schneller als das Licht im Wasser;
es ist schon am Boden angekommen.
Deshalb die Photozelle am Ausgang, die viel von dem Licht einfangen soll.
Wieder 50 Nanosekunden später sehen Sie das:
Dieser Detektor übermittelt Bilddaten von der Bewegung geladener Teilchen fast in Zeitlupe.
Diese Neutrinos...
wenn so viele Neutrinos auf diese große Menge Wasser treffen, trifft sehr selten, manchmal aber doch,
ein Neutrino auf ein Elektron im Wasser.
10 MeV Neutrinos treffen auf eine Ruhemasse von 0,5 MeV ruhender Elektronen.
Das leichte Elektron bewegt sich weiter.
Dieses Elektron lässt sich durch die Methode, die ich gerade gezeigt habe, leicht aufspüren.
Man kann messen, wo es startete, in welche Richtung es sich bewegte, welche Energie es hatte, man kann alles messen.
Aus diesen Informationen kann man die Ankunftszeit des ursprünglichen Neutrinos,
die Ankunftsrichtung des ursprünglichen Neutrinos und das Energiespektrum des ursprünglichen Neutrinos ableiten.
Zu jener Zeit begannen wir mit der Beobachtung stellarer Neutrinos.
Nur zwei Monate später wurden wir darüber informiert, dass es eine Supernova gegeben hat.
Ich rief also das Kamioka-Labor an und bat um die Übersendung des Magnetbandes von diesem Tag, das wir dann analysierten.
Hier ist übrigens die Große Magellansche Wolke; der Pfeil zeigt auf den Stern, der in einer Supernova explodierte.
Das Neutrino-Signal, das wir empfingen, hat eine Dauer von zehn Sekunden und ist von viel größerer Energie.
Insgesamt waren es elf.
Das erklärt übrigens, welche Art von Anomalie wir beobachteten.
Die theoretische Erwartung war dort bei 1, und unsere Beobachtung lag nur ungefähr bei der Hälfte des theoretischen Wertes.
Dieses Ergebnis wurde später durch die viel genaueren Daten von Super-Kamiokande endgültig bestätigt.
Meine Zeit ist um.
Kommen Sie doch einmal nach Kamioka, wenn Sie etwas mit den Neutrinos anstellen wollen.
Vielen Dank.