Guten Morgen.
Als der Vorsitzende erwähnte, dass ich den Nobelpreis im Jahr 1976 erhielt,
erinnerte ich mich plötzlich daran, dass ich, als ich hier zum ersten Mal war, Heisenberg und Dirac traf.
Es sind viele Jahre vergangen, seit meine Frau und ich hierhin kamen, und eine Reihe von neuen, ausgezeichneten Physikern trafen.
Heute möchte ich Ihnen ein Teilchenphysikexperiment nahebringen, das auf der Internationalen Raumstation durchgeführt wird.
Die Internationale Raumstation ist von einem Ende zum anderen, von hier bis hier, 110 Meter lang,
von hier bis dort sind es 80 Meter.
Sie wiegt 420 Tonnen und die Baukosten betrugen etwa 10^11 Dollar.
Auf der Raumstation befindet sich derzeit ein Magnetspektrometer, ein Teilchenphysikdetektor.
Es ist ein Präzisions-Physikdetektor, der geladene kosmische Strahlung misst und ihre Eigenschaften untersucht.
Lassen Sie mich erwähnen, dass dieses Gebiets mit dem vorherigen Vortragenden begann.
George, Sie erinnern sich wahrscheinlich an Ihr erstes Experiment auf der Suche nach kosmischer Antimaterie,
veröffentlicht in Physical Review Letters im Juli ’75.
Das war das erste Mal, dass Wissenschaftler die Vision hatten,
geladene kosmische Strahlung mit einem Magnetspektrometer zu untersuchen.
Es war ein supraleitender Magnet, wirkliche Pionierarbeit auf dem Gebiet.
Es gibt 2 Arten kosmischer Strahlung, die durch den Raum reist.
Neutrale kosmische Strahlen, Lichtstrahlen und Neutrinos können mit Satelliten,
großen erdgebundenen Detektoren und Untergrunddetektoren gemessen werden.
Geladene kosmische Strahlung: Die Erdatmosphäre entspricht 10 Meter Wasser.
Im Raum misst AMS die ursprünglichen Eigenschaften der kosmischen Strahlung direkt.
Am Boden kann nur die Energie der kosmischen Strahlung untersucht werden, wenn man ihre Lawinen aufsummiert.
Dies ist ein sehr berühmtes, sehr erfolgreiches Experiment, das vom Nobelpreisträger James Cronin geleitet wurde.
Und es misst die Energie der geladenen kosmischen Strahlungslawinen mit dem Pierre-Auger-Labor,
indem es die Tatsache nutzt, dass geladene kosmische Strahlen in der Atmosphäre viele Lawinen verursachen.
Man hat hier viele, viele Detektoren, um die Lawinen zu messen, die Lawinen aufzusummieren, dann kennt man die Gesamtenergie.
Das ist die Größe des Detektors, 68 Kilometer mal 68 Kilometer, und das ist zum Vergleich die Fläche der Stadt Paris.
Es befindet sich in Argentinien.
Ein weiteres, sehr eindrucksvolles Experiment ist die Untersuchung von Neutrinos von extrem hoher Energie mit IceCube.
Und dies ist ihr Kontrollraum am Südpol, es befindet sich 1,4 Kilometer unter Eis.
Es ist 1 Kilometer mal 1 Kilometer mal 1 Kilometer groß und besitzt 5.160 Detektoren.
Welche Physik kann man von AMS lernen?
Lassen Sie mich ein paar Beispiele präsentieren.
Eins ist die Suchen nach dem Ursprung der dunklen Materie.
Wir alle wissen, dass mehr als 90 % der Materie im Universum nicht beobachtbar ist.
Weil man sie nicht sehen kann, wird sie dunkle Materie genannt.
Die Galaxie sieht durch ein Teleskop so aus.
Aber wenn wir die dunkle Materie in der Galaxie sehen könnten, sähe es vielleicht so aus.
Man kann dunkle Materie nicht sehen, aber Stöße der dunklen Materie, die wir Neutralino nennen,
erzeugen Energie, die sich in normale Materie umwandelt, wie Positronen und Antiprotonen.
Dieser Überschuss an Positronen kann durch AMS genau gemessen werden.
Der Überschuss der Positronen wird gemessen, genannt Positron-Bruchteil.
Das heißt, die Anzahl der Positronen normalisiert mit der Gesamtzahl der Elektron und Positronen.
Also wenn man den Positron-Bruchteil gegen das Positron oder die Positron-Elektron-Energie aufträgt,
dann hat man eine Strahlung, die durch Stöße der normalen kosmischen Strahlung produziert wird.
Aber wenn ein Neutralino oder dunkle Materie wirklich existiert, dann erzeugen Stöße eines Neutralinos Positronen.
Man hat also ein solches Spektrum.
Und die Eigenschaften hängen von der Masse ab, und weil die Masse endlich ist,
hat man bei hohen Energien einen scharfen Knick nach unten.
Dies ist der AMS-Detektor, er ist 5 Meter mal 4 Meter mal 3 Meter groß und wiegt 7,5 Tonnen.
Er wurde zusammengebaut und getestet mit sehr viel Hilfe des CERN.
Es ist ein Billionen-Elektronenvolt-Teilchenphysikdetektor.
Kosmische Strahlung wird durch ihre Ladung, Energie oder Impuls charakterisiert.
Oben ist etwas, das Übergangsstrahlungsdetektor genannt wird.
Dann gibt es 9 Lagen eines Siliziumdetektors, unten ein elektromagnetisches Kalorimeter und 2 Lagen Flugzeitdetektor
und hier ein Magnet und dies ist ein Ring-Abbildungs-Tscherenkow-Detektor.
Dies, dies, dies und dies, alle messen Energie und Ladung.
Energie und Ladung werden daher unabhängig durch 4 Detektoren gemessen.
Bei Experimenten im Raum muss man immer daran denken:
wenn etwas schief geht, kann man keinen Doktoranden schicken, um es zu reparieren. (Lachen)
Dies ist eine internationale Zusammenarbeit mit vielen Ländern, vielen Instituten und vielen Physikern.
Und es gab sehr viel Unterstützung vom CERN und dem Energieministerium der USA.
Und von Raumfahrtagenturen in den USA und Europa, in Italien, in Deutschland, und China.
Bevor es in den Raum geschickt wurde, war das Wichtigste, den Detektor ausführlich am CERN zu testen.
Damit wir wissen, was der Response sein sollte, wenn es erst einmal im Raum ist.
Es wurde am 16. Mai 2011 in die Umlaufbahn geschickt.
In 5 Jahren im All haben wir 80 Milliarden kosmische Strahlen mit Energien bis zu 1 Billion Elektronenvolt aufgefangen.
Lassen Sie mich Beispiele einiger physikalischer Ergebnisse zeigen.
Eins ist die Suche nach dem Ursprung der dunklen Materie.
Ich erwähnte schon, Stöße kosmischer Strahlen würden eine Kurve wie diese als Funktion der Energie produzieren,
ein Stoß dunkler Materie würde solch eine Kurve produzieren.
Dies ist unsere erste Messung, die roten Punkte sind Daten, schrecklich nah bei Stößen dunkler Materie.
Das begeisterte die Presse sehr, von der New York Times zum Wall Street Journal, in Deutschland und Frankreich.
Jeder sagt, wir haben dunkle Materie gesehen.
Dem ist nicht so.
Jetzt haben wir neue Ergebnisse für den Positron-Bruchteil, basierend auf 11 Millionen kosmischer Strahlen.
Vor diesem Experiment würden Wissenschaftler über ein paar hundert gesprochen haben, und das sind 11 Millionen.
Mit 11 Millionen kann man Folgendes untersuchen:
Zuerst müssen bei niedriger Energie die rote Kurve und die grüne Kurve miteinander übereinstimmen,
sonst weiß man nicht, was man macht.
Das zweite ist, dass die Zuwachsrate mit dem Modell übereinstimmen muss.
Und so eine Kurve muss einen Wendepunkt haben.
Und viertens: Die Kurve muss wegen der Energieerhaltung sehr schnell abklingen.
Also die erste Eigenschaft: die Energie, bei der sie anfängt anzusteigen.
Dies ist ein Stoß normaler kosmischer Strahlen.
Tatsächlich stimmte eine sehr niedrige Energie in unseren gemessenen Daten mit dem Stoß normaler kosmischer Strahlen überein.
Aber bei dieser Energie weicht es plötzlich ab.
Diese Abweichung vom traditionellen Verständnis der kosmischen Strahlen zeigt die Existenz von etwas Neuem, das passiert ist.
Wir wissen nicht, was es ist, aber etwas Neues ist passiert.
Zweitens: Bei 11 Millionen Ereignissen sieht man eine wirklich gute Übereinstimmung
mit Stößen dunkler Materie bei sehr hoher Energie.
Aber astrophysikalische Quellen können auch diese Daten erklären.
Drittens: Mit diesem Positronenbruchteil kann man die Steigung messen, die Änderungsrate.
Sie sehen, die Änderungsrate steigt, wird flacher, fällt dann nach Null.
Wenn die Steigung Null wird, bedeutet das, dass man den Wendepunkt gefunden hat.
Das Maximum wurde gefunden, von jetzt geht man nach unten.
Wie schnell es nach unten gehen kann, ist noch nicht geklärt.
Wir haben jetzt bis hier gemessen, und es werden einige weitere Jahre vergehen,
um zur höchsten Energie zu gelangen, weil die Rate sehr niedrig ist.
Wenn es ein Dunkle-Materie-Modell ist, fällt wegen der Energieerhaltung die Kurve schnell ab.
Wenn es ein Pulsar ist, ein Lichtstrahl kommt in ein starkes Magnetfeld und erzeugt ein Elektron-Positron-Paar.
Ein Pulsar zeigt eine solche Kurve.
Es wird noch ein paar zusätzliche Jahre benötigen, den letzten Teil zu lösen.
Lassen Sie mich erwähnen, es gibt 3 unabhängige Methoden, nach dunkler Materie zu suchen.
Die traditionelle Methode wird Streuung genannt.
Man führt ein Experiment unter der Erde durch, stellt sicher, nur Neutralinos können hereinkommen,
man hat einen Kern, man detektiert einen Rückstoß.
Dies ist der traditionelle Weg, auf dem Wissenschaftler nach dunkler Materie suchen.
Und dann hat man am LHC Proton-Proton-Stöße, die ein Neutralino erzeugen.
Im Raum (AMS) hat man Neutralino-Neutralino-Stöße, die Positronen erzeugen, Elektronen.
Diese 3 sind unabhängige Methoden und nicht miteinander korreliert.
Man kann das visualisieren, indem man sich die Physik der Elektronen und Protonen ansieht.
Elektronen und Protonen für die Streuung,
Elektron- und Protonenstreuung, die zur Entdeckung der Partonen und der elektroschwachen Theorie führt.
Erzeugung von Proton-Proton-Streuung ergibt ein Elektron-Positron-Paar.
In vielen Laboren führt das zu Quarks, dem fünften Quark, Z-, W- und Higgs-Bosonen.
Zerstrahlung, die Elektron-Positron-Streuung führt zu Teilchen, die zu Psi- und Tau-Leptonen führen.
All diese wurden mit dem Nobelpreis belohnt.
Und die Tatsache, dass man in Proton-Proton-Zusammenstößen keine Taus sieht, heißt nicht, dass es sie nicht gibt.
Wenn man daher eine Reaktion hier nicht sieht, heißt das nicht, dass es sie nicht gibt.
Lassen Sie mich einige interessante Ergebnisse mitteilen.
Dieses sind die Elektron-Positron-Spektren vor AMS.
Und diese Achse ist das Elektronspektrum und dieses sind die Messungen in Grün.
Und diese Achse ist das Positronspektrum in Rot für viele, viele Experimente.
Dieses waren die besten Messungen während der vergangenen 100 Jahre.
Die Daten haben große Fehler und stimmen nicht immer miteinander überein.
Und wegen dieser großen Fehler wurden viele theoretische Modelle entwickelt.
Dies ist ein AMS-Ergebnis.
Das ist ein Elektronspektrum.
Und dies ist ein Positronspektrum.
Die Positronen sind auf dieser Achse, Elektronen auf dieser Achse.
Die Daten zeigen klar ein unterschiedliches Verhalten der Elektronen verglichen mit den Positronen,
nicht nur in der Höhe, sondern am wichtigsten im Verhalten der Funktion.
Und dann haben wir auch Protonen gemessen.
Protonen sind die häufigsten kosmischen Strahlen.
Dieses waren die vielen, vielen Messungen während der vergangenen 100 Jahre.
Und weil die Fehler so groß sind, wurden viele, viele Modelle entwickelt.
Dies ist die AMS-Messung und die Genauigkeit im absoluten Wert ist 1 %, basierend auf 300 Millionen Ereignissen.
Und dies ist die Messung als Funktionssteifigkeit.
Steifigkeit bedeutet Impuls pro Einheitsladung.
Der Fluss steigt, geht herunter, ändert plötzlich sein Verhalten.
Der Schluss ist: Die roten Punkte sind unsere Messungen und dies ist die traditionelle Annahme, das Spektrum ist ein Potenzgesetz.
Aber bis zu diesem Punkt stimmen die Daten mit der Theorie überein.
Dann weicht die Kurve ab und das heißt, man hat ein neues, unerwartetes Phänomen.
Und dies ist die Messung des Heliums vor AMS und viele, viele Messungen.
Helium sind die zweithäufigsten kosmischen Strahlen und hauptsächlich in Supernovae produziert.
Diese waren die besten Daten während der vergangenen 100 Jahre.
Die Daten haben große Fehler und sind daher nicht konsistent.
Dies ist eine AMS-Messung, weil wir 7 unabhängige Detektoren und gründliche Kalibrationen dort haben
und daher wissen wir, dass wir das Spektrum mit einer Genauigkeit von 1 % messen können.
Dies basiert auf 50 Millionen Ereignissen.
Die Daten stimmen wieder nicht mit traditionellen Annahmen überein:
man hat ein unerwartetes neues Phänomen als Funktion der Steifigkeit.
Das überraschendste Ergebnis, das in Kürze veröffentlicht wird, sind die Antiprotonen.
Dies ist das Spektrum der Elementarteilchen im Raum, nur 4 von allen Elementarteilchen reisen durch den Raum,
das sind die Elektronen, Positronen, Protonen, Antiprotonen als geladene Teilchen, weil sie eine unbegrenzte Lebenszeit haben.
Die anderen zerfallen schnell.
Von allen 4 haben 3, das Antiproton, das Positron und das Proton, genau dieselbe Energieabhängigkeit.
Und dies ist der Strahl, und hier ist die Steifigkeitsfunktion.
Dies ist der Protonenfluss und dies der Antiprotonenfluss, dies der Positronenfluss.
Der absolute Wert ist unterschiedlich, aber das Verhalten der Funktion ist genau dasselbe.
Und man kann sich das ansehen, Antiproton zu Proton, der Fluss hat im Grunde keinen Anstieg.
Und ähnlich Antiproton zu Positron, Proton zu Positron, sie verhalten sich irgendwie genau gleich.
Die Achse der Antiprotonen über dem Stoß normaler kosmischer Strahlen ist sehr wichtig,
weil diese Achse nicht durch Pulsare erklärt werden kann.
Ein Photon erzeugt kein Proton-Antiproton-Paar in einem starken Magnetfeld.
Irgendeine neue Erklärung ist daher notwendig.
Alle Elementarteilchen, die durch den Raum reisen, Antiprotonen, Positronen, Protonen, haben genau dieselbe Energieabhängigkeit,
aber das Elektron ist anders.
Sehr merkwürdiger Effekt, bis zu einer Billion Elektronvolts.
Um nach dem Ursprung der dunklen Materie zu suchen,
erwähnte ich die Stöße der durch dunkle Materie erzeugten Positronen, Antiprotonen.
Diese müssen über dem Untergrund von Stößen normaler kosmischer Strahlen nachgewiesen werden.
Also untersucht man jetzt das Signal.
Das nächste, was man tun muss, ist, sich den Untergrund anzusehen,
sich die Eigenschaften normaler kosmischer Strahlung anzuschauen.
Das Erste, was man tun muss, ist, das Periodensystem im Raum zu messen.
Wir kennen das Periodensystem auf der Erde.
Und daher muss man sicherstellen, dass der Detektor das ganze Periodensystem mit hoher Genauigkeit abdecken kann.
Dies hier ist die Lithiummessung.
Die roten Punkte sind die AMS-Daten.
Und das sind die vorherigen Messungen.
Das Lithium kann wieder nicht mit der traditionellen Interpretation übereinstimmen, es gibt ein neues Phänomen.
Dies hier ist die Kohlenstoffmessung, verglichen mit der vorherigen Messung.
Dies ist die Stickstoffmessung, vorher haben Wissenschaftler Strukturen gesehen, wir sehen sie nicht.
Und diese sind auf 1 % genau.
Es gibt 2 Arten kosmischer Strahlen: die von den Quellen erzeugten werden primär genannt,
die mit interstellaren Medien wechselwirken, werden sekundär genannt.
Sauerstoff ist primär.
Dies ist eine absolute Messung.
Dieser Stickstoff ist teilweise primär, teilweise sekundär und Bor ist vollständig sekundär.
Man sieht, sie unterscheiden sich charakteristisch von einander.
Soweit sind wir in der Suche nach dunkler Materie.
Ein weiteres Beispiel jetzt ist die Suche nach Antimaterie, etwas das George in 1975 begann.
Der Urknallurspung des Universums erfordert, dass Materie und Antimaterie am sehr heißen Beginn mit gleicher Häufigkeit vorkommen.
Wir wollten schauen, wo das Universum aus Antimaterie besteht.
Im Universum sehen wir Helium, Kohlenstoff oder das Periodensystem, das ich schon gezeigt habe.
Die Frage besteht, ob es irgendwo sehr weit weg das Antimaterieuniversum gibt,
das mit Anti-Helium, Anti-Kohlenstoff angefüllt ist?
Der Nachweis eines Antimaterieuniversums:
kosmische Antimaterie, kann auf der Erde nicht nachgewiesen werden, weil Materie und Antimaterie sich gegenseitig vernichtet.
Wir leben unter 10 Meter Wasser.
Materie und Antimaterie haben eine entgegengesetzte Ladung,
also benötigen wir einen Magnetdetektor, um die Ladung der Antimaterie zu messen.
Positive gehen in eine Richtung, negative in die entgegengesetzte Richtung.
Um dies durchzuführen, muss man erst einmal das Instrument verstehen und man produziert das Periodensystem für alle.
Wir haben das gemacht und haben jetzt 80 Milliarden Ereignisse.
Und wenn wir dann 100 Milliarden Ereignisse haben, beginnen wir, nach Antimaterie zu suchen.
Die jüngsten AMS-Messungen des Positron-Bruchteils, das Verhalten der Elektron-, Positronen-, Protonen-, Heliumflüsse
und der anderen Kerne liefert neue, präzise und unerwartete Ergebnisse.
Keine unserer Messungen wird ältere Ergebnisse reproduzieren oder durch ältere Modelle vorhergesagt werden.
Wenn es erst einmal auf der Raumstation ist, wird es dort bleiben, weil es kein Spaceshuttle mehr gibt, um es zurückzubringen.
Es wird also ewig dort bleiben, für die Lebensdauer der Raumstation.
Und wir werden mit den sehr genauen Messungen fortfahren, um zu schauen,
wie schnell die Kurve abfällt, und dann nach der Existenz der Antimaterie suchen und neue Phänomene suchen.
Wie schon mein Vorredner gesagt hat, der Kosmos ist das ultimative Laboratorium.
Kosmische Strahlen können bei viel höheren Energien als denen in einem Beschleuniger untersucht werden.
Aber das aufregendste Ziel der AMS ist, das Unbekannte zu erforschen –
bis jetzt hat keine unserer Messungen ältere Messungen reproduziert –
und die Suche nach Phänomenen, die in der Natur existieren
und die wir uns bis jetzt nicht vorstellen konnten oder die Werkzeuge nicht hatten, sie zu entdecken.
Nun lassen Sie mich ein Video zeigen, das den Zusammenbau des Detektors zeigt.
Kann ich bitte das Video haben?
(Video wird abgespielt).
Wie lange würde es dauern, einen Alpha-Magnet-Spektrometer zu bauen?
Dies reduziert 16 Jahre auf 3 Minuten.
Zur Europäischen Weltraumorganisation gehen, um Tests unter simulierten Weltraumbedingungen durchzuführen.
Iin der thermischen Vakuumkammer.
Tests im Teststrahl.
Tests in 2000 Richtungen.
Ans Kennedy Space Centre geschickt.
Dies ist im Kennedy Space Centre.
Dies ist, um sicherzustellen, dass es ins Shuttle passt. (Lachen)
Dies ist im Inneren des Spaceshuttles.
Ins All geschickt.
Das Gesamtgewicht beim Launch beträgt 2000 Tonnen, um 7.5 Tonnen ins All zu befördern.
Hier ist der Launch, an die Raumstation angedockt.
An der Raumstation installiert.
Ok, das ist genug, danke.
Sie können jetzt aufhören. (Lachen)
Danke.
(Applaus)