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ASTRO/137: Das Universum im Labor (Sterne und Weltraum)

Sterne und Weltraum 12/10 - Dezember 2010
Zeitschrift für Astronomie

Das Universum im Labor

Von Karlheinz Langanke und Horst Stöcker

Noch sind die Experimente am Large Hadron Collider nicht abgeschlossen - schon bauen die Forscher eine Einrichtung auf, die weitere Einblicke in den Aufbau der Materie verspricht. Bis 2016 entsteht beim GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung in Darmstadt die Facility for Antiproton and Ion Research (FAIR). Mit ihr lassen sich die Materiezustände kurz nach dem Urknall und die Bedingungen in Supernovae und Neutronensternen erforschen.

In Kürze
-	Am GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung in Darmstadt entsteht bis zum Jahr 2016 die neuartige Beschleunigeranlage FAIR (Facility for Antiproton and Ion Research).
-	Mit FAIR lassen sich extreme Materiezustände herstellen, die Schlüsselrollen für das Verständnis stellarer Endzustände spielen: kurzlebige Atomkerne, welche die Dynamik von Supernovae bestimmen, sowie extrem dichte Materie, wie sie im Inneren von Neutronensternen vorkommt.
-	FAIR eröffnet zudem die Möglichkeit, das Sekundenbruchteile nach dem Urknall entstandene Quark-Gluon-Plasma nachzubilden und im Labor zu erforschen.

Wenige Mikrosekunden nach dem Urknall, der sich vor 13,7 Milliarden Jahren ereignete, befand sich das Universum in einem extrem dichten und heißen Zustand. Die Atome, aus denen die uns heute vertraute Materie besteht, gab es noch nicht. Nicht einmal die Bausteine, aus denen sich ein Atomkern zusammensetzt, die Protonen und Neutronen, waren in dieser frühen Phase vorhanden. Welche Eigenschaften hatte die Materie unter diesen extremen Bedingungen?

Wir wissen heute, dass sich Protonen und Neutronen aus fundamentaleren Bausteinen zusammensetzen, den Quarks. Zwischen ihnen wirkt die stärkste bekannte Kraft, die deshalb auch »starke Wechselwirkung« genannt wird. Sie bindet die Quarks zu Protonen und Neutronen und ist außerdem für den Zusammenhalt der Atomkerne verantwortlich. Doch nicht einmal diese starke Kraft war so früh nach dem Urknall in der Lage, die Bausteine der Atome zu bilden. Für diese kurze Phase in der Entstehung des Kosmos sagt die Theorie der starken Wechselwirkung, die so genannte Quantenchromodynamik, einen neuartigen Materiezustand voraus: eine Ursuppe aus Quarks und Gluonen, auch »Quark-Gluon-Plasma« genannt. Darin sind Gluonen diejenigen Teilchen, welche die starke Wechselwirkung zwischen den Quarks vermitteln: Sie sind die Botenteilchen der starken Kernkraft.

Als sich das Universum abkühlte, büßten die Quarks ihre Freiheit ein: Sie wurden zu Protonen und Neutronen gebunden - festgehalten durch die Gluonen, die ihre Bezeichnung vom englischen Wort glue (zu Deutsch: Leim) erhielten. Wenn es das Quark-Gluon-Plasma heute nicht mehr gibt, wie können die Forscher heute diese Frühphase des Kosmos erkunden? Der früheste Fingerabdruck des Urknalls, den die Astronomen direkt am Himmel beobachten können, ist die 2,7-Kelvin-Mikrowellenstrahlung. Sie wurde 380.000 Jahre nach dem Urknall frei, als sich Elektronen und leichte Atomkerne zu Atomen verbanden. Fortan konnten sich die Teilchen des Lichts, die Photonen, frei ausbreiten. Sie erfüllen heute das gesamte Universum und lassen sich mit empfindlichen Radioteleskopen bei Mikrowellenlängen aus allen Richtungen am Himmel gleichermaßen nachweisen.

Im Unterschied dazu ist es den Forschern nicht vergönnt, auch die Spuren des Quark-Gluon-Plasmas am Himmel zu beobachten. Deshalb bemühen sich Arbeitsgruppen weltweit darum, dieses Plasma in großen Teilchenbeschleunigern künstlich herzustellen und seine Eigenschaften mit speziellen Detektoren zu untersuchen. Da ein solch extremer Zustand der Materie zusammenstoßende Teilchen mit sehr hoher Energie voraussetzt, sind die dazu nötigen »Labore« technisch besonders aufwändig. Die Erzeugung eines Quark-Gluon-Plasmas und die Bestimmung seiner Eigenschaften sind das Ziel des Experiments ALICE, das am Large Hadron Collider (LHC) des Forschungszentrums CERN bei Genf unter zentraler Beteiligung von Wissenschaftlern der Gesellschaft für Schwerionenforschung (GSI) aufgebaut wurde (siehe SuW 9/2008, S. 48).

Geplant ist, am LHC das frühe Universum durch Kollisionen zweier Atomkerne des Elements Blei nachzustellen, die mit nahezu Lichtgeschwindigkeit aufeinanderprallen. Dies gelingt allerdings nur für unvorstellbar kurze Zeiten 10^-24 Sekunden. Dabei besteht die gigantische Aufgabe darin, Tausende von Teilchen, die bei einem derartigen Zusammenstoß in ALICE entstehen, zu beobachten und daraus das gesuchte Elementarereignis zu rekonstruieren. Dies stellt eine bislang einzigartige Herausforderung sowohl an die Teilchendetektoren als auch an die Datenverarbeitung. Sie ist mit den üblichen Computerstrukturen nicht mehr zu bewältigen, so dass ein weltweites Netz von Hochleistungsrechnern die enorme Datenflut aufnimmt und verarbeitet. Noch liegen diese Ergebnisse nicht vor, aber bereits jetzt sind Planungen für ein Nachfolge-Forschungsprojekt im Gange: Die Facility for Antiproton and Ion Research (FAIR), die auf dem Gelände der GSI in Darmstadt entsteht, wird über die mit dem Quark-Gluon-Plasma verbundenen Fragen hinaus neue Einblicke in das Innere von Sternen ermöglichen und Licht in das Dunkel ihrer extremen Endzustände - Supernovae und Neutronensterne - bringen.

Forschung der nächsten Generation

FAIR ist somit die Anlage der nächsten Generation für Grundlagenforschung und für die angewandte Forschung mit Antiprotonen- und Ionenstrahlen. Sie wird weltweit einzigartige Beschleuniger- und Experimentiereinrichtungen bereitstellen, die beispiellose Spitzenforschung in der Physik und anderen angewandten Wissenschaften in einer großen Mannigfaltigkeit ermöglicht. FAIR ist ein internationales Projekt von 16 Partnerstaaten mit mehr als 2500 Wissenschaftlern, die an der Planung und dem Bau der Beschleuniger und der zugehörigen Experimente beteiligt sind. FAIR wird schrittweise errichtet werden. Eine modularisierte Startversion wird voraussichtlich im Jahr 2016 erste Teilchenstrahlen liefern. Der Vollausbau von FAIR, einschließlich des Synchrotons SIS, wird kurz danach erfolgen (siehe Infokasten).

Schwere Ionen im Duett

Im Jahr 2003 entschied das Bundesministerium für Bildung und Forschung, gemeinsam mit internationalen Partnern die neuartige Beschleunigeranlage FAIR zu bauen.

Bis zum Jahr 2006 erarbeiteten 2500 Wissenschaftler und Ingenieure aus 44 Ländern einen detaillierten Plan für den Aufbau des Doppelring-Beschleunigers und die daran angeschlossenen Experimentierstationen. Den für den Aufbau benötigten finanziellen Hauptanteil von mehr als einer Milliarde Euro wird der Bund gemeinsam mit dem Land Hessen tragen. 14 Staaten werden weitere finanzielle Mittel sowie technische Komponenten bereitstellen.

Die bis zum Jahr 2016 am GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung in Darmstadt entstehende Anlage wird den vorhandenen Linearbeschleuniger UNILAC und das Synchrotron SIS 18 erweitern, die dann zur Vorbeschleunigung und Teilcheninjektion für die Beschleuniger von FAIR dienen (siehe Bild). Für diesen Zweck ist auch der zusätzliche Linearbeschleuniger p-LINAC geplant, der schnelle Protonen bereitstellen soll. Die vorbeschleunigten Ionen gelangen zu einem Beschleunigerduett, bestehend aus den Schwerionensynchrotonen SIS 100 und SIS 300, wo sie bis zu 95 Prozent der Lichtgeschwindigkeit erreichen. Ein Super-Fragmentseparator (Super-FRS) erzeugt aus den schnellen Ionen Sekundärstrahlen aus protonen- und neutronenreichen Kernen, die dann an neuen Speicherringen und an weiteren Experimentierstationen untersucht werden können.

Eine andere Möglichkeit besteht darin, im SIS 100 intensive Protonenstrahlen zu erzeugen, aus denen ein so genannter Antiprotonenseparator Antiprotonen herstellt. Diese werden anschließend im Kollektorring (CR) und im Recycled-Experimental-Storage-Ring (RESR) gekühlt und zu einem Strahl gebündelt. Von dort gelangen sie in den Hochenergiespeicherring HESR, wo sie für Experimente zur Verfügung stehen.

Die Konstruktion von FAIR als Doppelring-Beschleuniger und eine optimale Balance zwischen den angeschlossenen Sammel- und Speicherringen gestatten es in der Endausbaustufe, fünf verschiedene experimentelle Programme mit mehreren Ionensorten gleichzeitig durchzuführen. Insgesamt werden bis zu 3000 Wissenschaftler mit FAIR experimentieren können.

Bildunterschrift der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildung der Originalpublikation:
Die Beschleunigeranlage FAIR. Vorhandene Komponenten sind blau, geplante Komponenten rot eingezeichnet.

Der zentrale Teil von FAIR besteht aus dem Doppelring-Beschleuniger SIS 100/300 mit einem Umfang von 1100 Metern, der mit einem komplexen System von Speicherringen und Experimentierstationen verbunden ist. Mit dem Doppelring lassen sich Ionenstrahlen mit bisher unerreichter Intensität und mit höheren Energien herstellen - von den leichten Kernen des Wasserstoffs bis zum schwersten in der Natur vorkommenden Element, dem Uran. Aus den Ionenstrahlen entstehen in Kernreaktionen intensive Sekundärstrahlen von exotischen Atomkernen oder Antiprotonen, die dann für Experimente bereitstehen.

Im Vergleich zur bestehenden Anlage der GSI wird FAIR die Strahlintensität um das Hundert- bis Tausendfache und die Strahlenergien um das Fünfzehn- bis Zwanzigfache erhöhen. Die gesteigerte Intensität der Ionenstrahlen erhöht die Wahrscheinlichkeit, seltene Reaktionen oder Reaktionsprodukte zu beobachten. Zudem ermöglicht die Anwendung von Strahlkühlungsverfahren die Erzeugung von Antiprotonen- und Ionenstrahlen mit einer sehr genau definierten Energie und einem äußerst scharfen Profil. Diese Eigenschaften eröffnen der Forschung mit Sekundärstrahlen instabiler Kerne neue Perspektiven, denn damit lässt sich eine Vielzahl neuer Kerne erzeugen, die bisher nicht im Labor hergestellt werden konnten - insbesondere diejenigen Kerne, die bei der Synthese der schweren Elemente in Supernova-Explosionen eine zentrale Rolle spielen.

Der Hauptteil der Forschung an FAIR konzentriert sich auf die Untersuchung der Struktur und Entstehung von Materie sowohl auf mikroskopischen als auch auf kosmischen Größenordnungen. Damit wird unser Universum ins Labor gebracht. FAIR wird unser Wissen in verschiedenen wissenschaftlichen Gebieten über die bisherigen Grenzen hinaus erweitern - indem mit ihr die Eigenschaften und die Rolle der starken Kernkraft bei der Bildung der Grundbausteine der uns umgebenden sichtbaren Welt untersucht werden. Auch die Rolle der starken Kernkraft in der Entwicklung des Universums wird mit FAIR entschlüsselt, beispielsweise durch Tests der Symmetrien und Voraussagen des Standardmodells der Elementarteilchenphysik. Auf diese Weise beteiligt sich FAIR auch an der Suche nach neuartiger Physik in den Bereichen der elektroschwachen und der starken Wechselwirkung (siehe SuW 10/2010, S. 46).

Das Schicksal schwerer Sterne

Mit der Expansion des Universums sank die Temperatur schließlich so weit, dass sich Quarks zu Protonen und Neutronen verbinden konnten. Aus ihnen bildeten sich in der primordialen Nukleosynthese die ersten Atomkerne, hauptsächlich Helium-4. Drei Minuten nach dem Urknall bestand die baryonische Materie des Universums zu rund 72 Prozent aus Wasserstoffkernen (Protonen) und zu 27 Prozent aus Heliumkernen. Einige hundert Millionen Jahre nach dem Urknall bildeten sich aus diesem Material die ersten Sterne und erbrüteten die ersten schwereren Elemente. Hierdurch und durch die Aktivitäten späterer Sterngenerationen in den folgenden 13,7 Milliarden Jahren veränderte sich das Verhältnis von Protonen und Helium nur geringfügig.

Sterne lassen sich als große, insgesamt elektrisch neutrale Gaskugeln betrachten, die hauptsächlich aus Wasserstoff- und Heliumkernen sowie aus Elektronen bestehen. Ist die Sternmasse größer als acht Prozent der Sonnenmasse, wird es im Inneren so heiß, dass die positiv geladenen Protonen ihre gegenseitige elektrische Abstoßung überwinden und fusionieren. Die Nettobilanz dieses Wasserstoffbrennens ist die Verschmelzung von vier Protonen zu einem Heliumkern. Die dabei freigesetzte Fusionsenergie genügt, um der gewaltigen Schwerkraft des Sterns entgegenzuwirken und ihn somit für Millionen bis Milliarden Jahre in einem hydrostatischen Gleichgewicht zu halten und ihm seine ungeheure Leuchtkraft zu verleihen. Unsere Sonne ist ein solcher Stern, der seine Energie aus dem Wasserstoffbrennen bezieht.

Die theoretischen Vorstellungen vom Sonneninneren, und somit auch vom nuklearen Brennen, ließen sich in den letzten Jahren erfolgreich durch die Beobachtung von Neutrinos bestätigen. Diese Geisterteilchen entstehen bei den Kernreaktionen im Sonneninneren und gelangen nahezu ungehindert zur Erde (siehe SuW 2/2010, S. 30, und SuW 3/2010, S. 28). Ihr Nachweis in riesigen unterirdischen Detektoren bewies, dass es im Sonneninneren 15,7 Millionen Grad heiß sein muss. Unter derart extremen Temperaturen ist die elektromagnetische Wechselwirkung zu schwach, um Elektronen und Atomkerne zu Atomen zu binden, so dass das Sonnenzentrum aus einem Plasma von Atomkernen und freien Elektronen besteht.

In den heutigen Einrichtungen der GSI, und später bei FAIR, lässt sich ein derart heißes Plasma mit Hilfe einer einzigartigen Kombination aus Schwerionenstrahlen und einem Hochleistungslaser untersuchen. Das mit Schwerionen bestrahlte Material wandelt sich in ein Plasma um, das, abgestimmt auf eine Nanosekunde, mit einem Hochleistungslaser diagnostiziert wird. Dieser Laser mit der Bezeichnung PHELIX (Petawatt High Energy Laser for Heavy Ion Experiments), erzeugt gepulste Strahlung mit einer Leistung von bis zu einer Billiarde Watt (1 Petawatt).

Sterne mit dem Zehnfachen der Sonnenmasse oder mehr durchlaufen mehrere Sequenzen von Kernfusionen in ihrem Inneren. Dabei wird die Asche der vorherigen Brennphase bei erhöhter Dichte und Temperatur zum Brennmaterial der nächsten, so dass nach dem Wasserstoff Helium, dann Kohlenstoff, Neon, Sauerstoff und schließlich Silizium zu schweren Kernen verschmolzen wird, um sich mit der freigesetzten Fusionsenergie gegen den gravitativen Kollaps der Glaskugel zu wehren. Dieser Kollaps lässt sich im Sternzentrum nicht mehr verhindern, wenn dieses Innere aus Eisen- und Nickelkernen, der Asche des Siliziumbrennens, besteht. Diese Kerne haben die größtmögliche Bindungsenergie pro Nukleon, so dass ihre Fusion keine Energie freisetzt, sondern im Gegenteil Energie kosten würde.

Der Stern hat dann im Inneren seinen nuklearen Brennstoff verbraucht und kann sich nicht mehr gegen den gravitativen Kollaps stemmen. Innerhalb weniger Mikrosekunden fällt das Sterninnere in sich zusammen, bis sich die Materie auf Dichten komprimiert hat, wie man sie im Inneren von schweren Atomkernen wie Blei findet. Auf diese Weise bildet sich im Sterninneren ein riesiger Atomkern mit etwa 1,5-facher Sonnenmasse. Am Rand dieses Riesenatomkerns formiert sich eine Stoßwelle, welche die Explosion des Sterns als Supernova initiiert. Dabei wird die äußere Hülle des Sterns abgestoßen und die während der verschiedenen Brennphasen erzeugten Kerne ins Weltall hinausgeschleudert. Zurück bleibt vom ursprünglichen Stern nur ein hochkomprimierter Rest - ein Neutronenstern (siehe Bild oben).

Kurzlebige, neutronenreiche Atom kerne, die in der Natur nicht vorkommen, spielen eine wichtige Rolle für die Dynamik einer Supernova. Viele dieser Kerne lassen sich mit FAIR erstmals künstlich herstellen. Die FAIR-Experimente werden aber auch noch andere für Supernova-Simulationen wichtige Daten liefern. So hängt die Energie der in einer Supernova erzeugten Stoßwelle entscheidend davon ab, wie stark sich Kernmaterie über den Gleichgewichtswert, wie er im Inneren von Atomkernen vorliegt, komprimieren lässt. Diese Kompressibilität lässt sich in Schwerionenstößen studieren, in denen der Atomkern zum Beispiel als Ganzes zu sphärischen Schwingungen angeregt wird. Derartige Experimente wurden für stabile Kerne bereits erfolgreich durchgeführt. In einer Supernova besitzt die Materie allerdings einen gegenüber stabilen Kernen extrem überhöhten Neutronenüberschuss. Um die Eigenschaften von Kernmaterie unter solch extremen Bedingungen zu untersuchen, muss man Stoßexperimente mit kurzlebigen Kernen mit großem Neutronenüberschuss durchführen. Solche Kerne lassen sich mit FAIR herstellen.

Von besonderer Bedeutung ist es auch, den Wert der sogenannten Symmetrieenergie festzulegen. Sie bestimmt, wie stark sich die Bindungsenergie von Kernen pro Nukleon ändert, wenn man den Neutronenüberschuss erhöht. Hier bietet FAIR einen mehrfachen Zugang. Zum einen können die Forscher die Masse von bislang unbekannten sehr neutronenreichen Kernen mit Hilfe der einzigartigen Speicherringe messen. Den zweiten Zugang erreichen sie dadurch, dass sie die Schwerionen-Stoßexperimente mit Projektil-Target-Kombinationen wiederholen, bei denen sich die Verhältnisse von Protonen zu Neutronen unterscheiden.

Einen dritten Weg zeigt ein jüngst an der GSI entdecktes Schwingungsverhalten von Kernen mit starkem Neutronenüberschuss auf. Das als Pygmy-Dipol-Resonanz bezeichnete Phänomen ließ sich unter anderem an Atomkernen des Zinns nachweisen, dessen häufigstes stabiles Isotop 120 Nukleonen enthält. Der im Experiment untersuchte Kern mit Neutronenüberschuss enthielt 132 Nukleonen. Bei der beobachteten Resonanz bildeten die Überschussneutronen eine Art Neutronenhaut aus und führten Schwingungen gegen den Rumpf des Kerns aus. Theoretische Arbeiten ergaben, dass diese Schwingung sehr empfindlich von der Symmetrieenergie abhängt.

Der Traum der Alchimisten

Wie viele Alchimisten, so versprach auch Johann Friedrich Böttger (1682-1719), mit Hilfe des Steins der Weisen Gold herzustellen. Wie alle anderen scheiterte auch er, jedoch gelang es ihm, das europäische Porzellan zu erfinden. Die Natur benötigt weitaus spektakulärere Mechanismen, um das begehrte Edelmetall herzustellen. Als Brutstätte vieler schwerer Elemente wie Gold, Platin und Uran diskutieren die Forscher Supernovae.

Schwere Elemente werden durch eine Kette von Kernreaktionen erzeugt, in denen sehr schnelle Neutroneneinfänge, welche die Anzahl der Nukleonen erhöhen, durch Beta-Zerfälle unterbrochen werden. Bei einem Beta-Zerfall wandelt sich ein Neutron in ein Proton um, wodurch die Ordnungszahl des Kerns um eins erhöht wird. Im Falle sehr hoher Dichten von mehr als 10²⁰ freien Neutronen pro Kubikzentimeter laufen die Neutroneneinfänge viel schneller ab als Beta-Zerfälle. Deshalb bezeichnet man eine derartige Reaktionskette auch als schnellen Neutroneneinfang-Prozess (englisch: rapid neutron capture process) oder kurz r-Prozess. Dieser r-Prozesspfad erzeugt kurzlebige Kerne mit extremem Neutronenüberschuss.

Die Frage nach dem genauen astrophysikalischen Ort, an dem die r-Prozesselemente erzeugt werden, ist noch nicht mit Sicherheit beantwortet und zählt, neben dem Verständnis von Dunkler Energie und Dunkler Materie, zu den größten Herausforderungen der modernen Astrophysik. Es scheint, dass das Material, das wenige Sekunden nach einer Supernova-Explosion vom neugeborenen, heißen Neutronenstern weggeweht wird, die richtigen Eigenschaften für einen erfolgreichen r-Prozess aufweisen könnte. Neben den astrophysikalisch offenen Fragen stellen r-Prozess-Simulationen große Herausforderungen an die Kernphysik. Nahezu alle Kerne auf dem r-Prozesspfad sind so extrem neutronenreich, dass sie sich bislang nicht im Labor herstellen ließen und ihre Eigenschaften, verbunden mit inakzeptablen Unsicherheiten, theoretisch abgeschätzt werden mussten.

FAIR wird dies ändern, da dort viele der r-Prozesskerne erstmals erzeugt und ihre Masse und Halbwertszeit gemessen werden können. Damit werden die kernphysikalischen Unsicherheiten der Simulationen entscheidend reduziert. Sind die Kerneigenschaften genau genug bekannt, dann ergeben sich darüberhinaus aus dem Vergleich mit den beobachteten Elementhäufigkeiten stark einschränkende Bedingungen an die astrophysikalischen Umgebungen. Beispielsweise vermuten die Astrophysiker, dass Materie von der Oberfläche eines Neutronensterns mit Geschwindigkeiten von bis zu einigen Tausend Kilometern pro Sekunde weggeweht wird. Die Zeitskala für dieses Abtragen der Materie steht im Wettstreit mit derjenigen Zeit, welche die verschiedenen Beta-Zerfälle benötigen, bis im r-Prozess aus freien Nukleonen schwere Kerne wie Gold und Uran erzeugt worden sind. FAIR wird eine neue Ära unseres Verständnisses des r-Prozesses und damit auch der Neutronensterne einläuten. Sogar in das Innere dieser rätselhaften Sternleichen werden die Experimente vordringen.

Ein Neutronenstern ist ein sehr kompaktes Objekt, in dem ungefähr das Anderthalbfache der Sonnenmasse zu einer Kugel mit einem Radius von nur etwa zehn Kilometern zusammengedrückt worden ist. Die Astrophysiker gehen davon aus, dass ein Neutronenstern eine äußere Kruste aus neutronenreichen Kernen besitzt, beispielsweise Nickel mit 50 Neutronen, während stabile Nickelkerne höchstens 36 Neutronen aufweisen. Mit von außen nach innen zunehmender Dichte des Neutronensterns schließt sich eine innere Kruste an, in der Kernrümpfe von einer Art Neutronenflüssigkeit umgeben sind. Schließlich übersteigt die Dichte im Innern des Neutronensterns die Gleichgewichtsdichte, bei der Kernmaterie stabil ist, um ein Vielfaches.

Allerdings sind die Vorstellungen über das Innere von Neutronensternen noch äußerst unsicher und spekulativ. FAIR wird hier entscheidende neue Erkenntnisse liefern. So erwarten wir, dass es mit zunehmender Dichte Teilchen in einem Neutronenstern gibt, die in der uns umgebenden Materie nicht vorkommen und die seine Struktur mitbestimmen. Dies sind beispielsweise negativ geladene Myonen, die schwereren Schwesterteilchen der Elektronen, aber auch aus Quarks aufgebaute Teilchen wie K-Mesonen und die schweren Verwandten der Nukleonen, beispielsweise Lambda oder Sigma-Teilchen. Im Unterschied zu den Nukleonen, die aus den leichtesten Quarks, den Up- und Down-Quarks, aufgebaut sind, enthalten diese Teilchen ein schwereres Strange-Quark (siehe SuW 10/2010, S. 46).

Solche Teilchen mit »Strangeness« sind den Physikern seit langem wohl bekannt - offen ist allerdings die Frage, wie sie mit anderen Teilchen in Wechselwirkung treten. Dies lässt sich mit FAIR erkunden, in dem man hochenergetische Antiprotonen- und Protonenstrahlen kollidieren lässt. Aus der dabei freiwerdenden Energie lassen sich neue Teilchen erzeugen. Dies soll im Experiment PANDA ausgenutzt werden, um exotische Teilchen nachzuweisen, welche die Theorie der starken Wechselwirkung, die Quantenchromodynamik, voraussagt. Dazu gehören beispielsweise Zustände, die nur aus Gluonen bestehen, die so genannten Gluonenbälle.

Ebenfalls mit PANDA lassen sich auch Kerne mit zwei Lambda-Teilchen erzeugen. Solche »Hyperkerne« ermöglichen es, die Wechselwirkung zwischen zwei Lambda-Teilchen zu erforschen. Bisher werden alle bekannten Atomkerne mit Hilfe der nuklearen Landkarte übersichtlich dargestellt, in der die Protonenzahl gegen die Neutronenzahl aufgetragen ist (siehe Infokasten »Pfade durch die nukleare Landschaft«). FAIR erweitert diese Landkarte um eine dritte Dimension, wenn neben Protonen und Neutronen zusätzlich Lambda-Teilchen als Bausteine zur Verfügung stehen.

Pfade durch die nukleare Landschaft

Atomkerne lassen sich mit Hilfe einer »nuklearen Landkarte« oder »Nuklidkarte« übersichtlich klassifizieren. In einem solchen Diagramm sind die Protonen- und Neutronenzahl der Kerne gegeneinander aufgetragen (siehe Grafik). Der schwarz gekennzeichnete Bereich umfasst die rund 300 stabilen Isotope. Die rund 2500 instabilen Kerne bevölkern die gelben Bereiche, und die vermuteten instabilen Kerne - mindestens 3500 - befinden sich in den grünen Bereichen. Als Beispiele sind im Bild rechts Isotope von Nickel (Ni), Zinn (Sn) und Blei (Pb) eingezeichnet. Die Physiker halten insgesamt mehr als 6000 Kerne für möglich.

Alle Kerne, die schwerer als Helium sind, wurden einst im nuklearen Feuer von Sternen erzeugt. Darin fusionierten leichtere Atomkerne zu schwereren, und bei jedem dieser Verschmelzungsprozesse wurde Energie frei, die den Stern »am Leben« erhielt. Diese in der Nuklidkarte als roter Pfeil gekennzeichnete Reaktionskette endet beim Element Eisen. Die Herstellung noch schwererer Elemente durch die Fusion geladener Kerne setzt keine Energie mehr frei, sondern erfordert zusätzliche Energie. Wie entstanden dann die schweren Elemente?

Schwerere Kerne lassen sich nicht allein durch Fusionsprozesse geladener Kerne erzeugen: In Sternen spielt auch der Neutroneneinfang eine Rolle. Der Produktionspfad des schnellen Neutroneneinfangs, der so genannte r-Prozess (von englisch: rapid), ist in der Nuklidkarte als violetter Pfad dargestellt. Diesen Vorgang vermuten die Physiker vor allem in kollabierenden Sternen, den Supernovae. Daneben gibt es den grün eingezeichneten s-Prozess (von englisch: slow), der über viele Jahre hinweg in Roten Riesen abläuft. Beim Einfang eines Neutrons kann ein instabiler Kern entstehen, in dem sich dann ein Neutron durch den Beta-Zerfall in ein Proton umwandelt. Dementsprechend verschiebt sich der Kern in der Nuklidkarte um eine Einheit nach oben - ein schwereres chemisches Element ist entstanden.

Der blaue Pfeil in der Karte kennzeichnet einen weiteren Prozess, der schwerere Elemente erzeugt, den rp-Prozess. Die Abkürzung verweist auf den schnellen (r) Einfang eines Protons (p). Der rp-Prozess und der r-Prozess führen durch die Terra incognita der nuklearen Landschaft: Sie verlaufen fernab des bekannten Gebiets der stabilen Isotope und sollen daher mit FAIR erforscht werden.

Auch der zentrale Bereich eines Neutronensterns gibt uns noch große Rätsel auf. Möglicherweise spielen auch hier die Strange-Quarks eine wichtige Rolle. Besteht das Innere vielleicht vollständig aus dieser fremdartigen Materie, wie manche Physiker vermuten? Dies können sie mit FAIR in hochenergetischen Schwerionen stößen ergründen, in dem sie Signale von Teilchen mit Strange-Quarks nachweisen, die in dem dichten, heißen Feuerball entstehen, der sich für eine kurze Zeitspanne bei der Kollision schwerer Kerne bildet. Wichtig ist es hier zu lernen, wie sich die Eigenschaften der Teilchen mit wachsender Dichte des umgebenden Mediums ändern.

Experimente, die dieses Ziel verfolgen, sind an der GSI bereits im Gange. Mit dem Experiment HADES (High Acceptance DiElectron Spectrometer), das Elektron-Positron-Paare misst, die als Leptonen nahezu ungehindert dem ultradichten Feuerball entkommen können, ließen sich erste Indizien für Modifikationen der Teilchen im dichten Medium finden. Allerdings dringt HADES noch nicht zu den enormen Dichten des tiefsten Inneren der Neutronensterne vor. Dies gelingt erst mit dem Compressed Baryon Matter Experiment (CBM), das mit den an FAIR zur Verfügung stehenden höheren Strahlenergien und Strahlintensitäten Kernmaterie bis zum Zehnfachen des Gleichgewichtswerts erzeugen und untersuchen wird. Neben der astrophysikalischen Bedeutung wird CBM auch fundamentale Beiträge zum Verständnis des Phasendiagramms von Kernmaterie liefern, das nach theoretischen Vorhersagen auch, ähnlich dem Wasser, einen kritischen Punkt besitzen könnte (siehe Infokasten unten).

Die modernen Küchen der Ursuppe

Die physikalischen Eigenschaften der Ursuppe aus Gluonen und Quarks lassen sich im Labor erkunden. In der Bildfolge rechts stoßen zwei Kerne zusammen und erzeugen einen Klumpen dichter Kernmaterie, der anschließend in Hadronen zerfällt. Ist der Klumpen dicht und heiß genug, können sich Quarks und Gluonen frei darin ausbreiten. Kühlt der Klumpen ab, so entstehen daraus aus Quarks gebildete Teilchen, so genannte Hadronen. In ihnen sind die Quarks und Gluonen gefangen (englisch: Confinement). Es gibt viele Kombinationen von theoretisch vorhergesagten Temperaturen und Dichten für den Übergang von Quark-Gluon-Plasmen in Hadronen und möglicherweise einen kritischen Punkt, in dem sich die Zustände einander annähern. Das »Phasendiagramm« unten stellt die erwarteten Eigenschaften übersichtlich dar. Hier ist die Temperatur des Plasmas in Abhängigkeit von seiner Dichte aufgetragen, und die Forscher möchten ihre Beobachtungen mit diesen Vorhersagen vergleichen.

Den Übergang zwischen den freien Quarks eines Quark-Gluon-Plasmas und den Hadronen (englisch: Deconfinement) untersuchen derzeit Experimente am Large Hadron Collider (LHC) in Genf und am Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) in Brookhaven im US-Bundesstaat New York. Beide Einrichtungen konzentrieren sich auf den Bereich niedriger Dichten und hoher Temperaturen. Mit FAIR lässt sich hingegen der noch unerforschte Bereich niedrigerer Temperaturen und höherer Dichten erkunden. Das Compressed Baryonic Matter Experiment (CBM) am FAIR-Beschleuniger SIS 300 wird in diesem Bereich des Phasendiagramms den Zusammenstoß schwerer Ionen herbeiführen und sich dabei nicht nur der Entstehung hadronischer Materie nach dem Urknall annähern, sondern auch die Eigenschaften der extremen Materie in Neutronensternen und Supernovae erstmals im Labor beobachten.

Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Ähnlich wie in dieser im Computer simulierten Kollision zweier Urankerne (rot) wird mit FAIR ein Quark-Gluon-Plasma erzeugt, aus dem eine Vielzahl von Hadronen entsteht (gelb und blau).

Das Phasendiagramm stellt die erwarteten physikalischen Eigenschaften von Hadronen und Quarks in Abhängigkeit von der Temperatur Τ und Dichte ρo. Die Dichte ist in Einheiten der Dichte eines Atomkerns angegeben.

Fliegen im Speicherring zwei hochgeladene schwere Ionen mit nur zwei oder drei Elektronen nahezu mit Lichtgeschwindigkeit aneinander vorbei, so wirken auf die Elektronen während der kurzen Phase des Vorbeiflugs elektromagnetische Felder, die so stark sind, wie diejenigen Felder, die auf den Oberflächen von Neutronensternen vermutet werden. So wird es den in der APPA-Kollaboration (Atomic Physics, Applied physics, and plasmas) forschenden Physikern mit FAIR möglich sein, die Korrelationen zwischen Elektronen unter solchen extremen Bedingungen zu studieren.

Grünes Licht für FAIR

Mit FAIR wird eine neue Seite zur Entschlüsselung der Geheimnisse unseres Universums aufgeschlagen. Mehr als 2500 Wissenschaftler weltweit sind bereit, diese einmaligen Möglichkeiten, die FAIR bieten wird, auszunutzen. Das völkerrechtliche Abkommen zur Gründung von FAIR wurde am 4. Oktober 2010 in Wiesbaden feierlich unterzeichnet. Der Tiefbau der Anlage wird im Winter 2011/2012 beginnen. Doch bereits vor der Fertigstellung werden die Experimentatoren von den kontinuierlich verbesserten Strahlintensitäten der GSI-Beschleunigeranlage profitieren. Im Jahr 2016 sollen dann die ersten mit FAIR erzeugten Teilchenstrahlen vom Synchrotron SIS zur Verfügung stehen.

Weblinks zum Thema: www.astronomie-heute.de/artikel/1053322

Karlheinz Langanke ist Forschungsdirektor des GSI Helmholtzzentrums, Professor an der Technischen Universität Darmstadt und Senior Fellow am FIAS. Sein Hauptarbeitsgebiet ist die theoretische nukleare Astrophysik.

Horst Stöcker ist der Wissenschaftliche Geschäftsführer des GSI Helmholtzzentrums und Judah M. Eisenberg Professor an der Goethe Universität Frankfurt am Main. Ferner gehört er dem Vorstand des Frankfurt Institute of Advanced Studies (FIAS) an. Seine Hauptforschungsgebiete sind die relativistische Schwerionenphysik und die nukleare Astrophysik.

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Bildunterschriften der im Schattenblick nicht veröffentlichten Abbildungen der Originalpublikation:

Abb. S. 40-41:
Dem Urknall im Experiment nahezukommen - dieser Traum der Forscher wird mit FAIR Wirklichkeit werden. Die Computergrafik deutet oben rechts den geplanten Doppelbeschleunigerring während der Bauphase an. Nach der Fertigstellung wird der hierfür gegrabene Tunnel wieder bewaldet. Darunter ist ein System von kleineren Beschleunigern und Messstationen dargestellt. Der Aufbau der Anlage erweitert die bestehenden Einrichtungen des GSI Helmholtzzentrums für Schwerionenforschung in Darmstadt (linke Bildhälfte) beträchtlich.

Abb. S. 44:
Supernovae sind effiziente Brutstätten für Eisen und schwerere Elemente. Eine vom Ort der Explosion ausgehende Gashülle reichert ihre Umgebung mit diesen Elementen an. Der hier dargestellte Überrest kündet noch heute von einer Supernova, die im Jahr 1680 im Sternbild Kassiopeia aufleuchtete. In seinem Zentrum befindet sich eine extrem kompakte Sternleiche - ein Neutronenstern (Pfeil). Das Bild ist ein Komposit aus optischen Beobachtungen und Röntgendaten. Im Unterschied zu dem mit Herschel gewonnenen Infrarotbild auf S. 36, das die thermische Emission des kalten Staubs erfasst, stellt es vorzugsweise das heiße Gas des Supernova-Überrests dar.

© 2010 Karlheinz Langanke, Horst Stöcker, Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH, Heidelberg

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Quelle:
Sterne und Weltraum 12/10 - Dezember 2010, Seite 40 - 49
Zeitschrift für Astronomie
Herausgeber:
Prof. Dr. Matthias Bartelmann (ZAH, Univ. Heidelberg),
Prof. Dr. Thomas Henning (MPI für Astronomie),
Dr. Jakob Staude
Redaktion Sterne und Weltraum:
Max-Planck-Institut für Astronomie
Königstuhl 17, 69117 Heidelberg
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Verlag: Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
Slevogtstraße 3-5, 69117 Heidelberg
Tel.: 06221/9126 600, Fax: 06221/9126 751
Internet: www.astronomie-heute.de

Sterne und Weltraum erscheint monatlich (12 Hefte pro Jahr).
Das Einzelheft kostet 7,90 Euro, das Abonnement 85,20 Euro pro Jahr.

veröffentlicht im Schattenblick zum 4. Februar 2011