Teilchenjagd in 25-jähriges Jubiläum des Wegener-Lehrstuhls E5 Thomas Lohse Wegener-Schüler seit 1979 Humboldt-Universität zu Berlin

Namibia 824 292 km2 Fläche ( > 2×D ) 1,65 Mio Einwohner 80 000 weiß davon 20 000 deutschstämmig Rest: schwarz / farbig > 10 Bevölkerungsgruppen Sprachen: Englisch (offiziell) Afrikaans (unter Südafrika) Deutsch (von Deutsch-SW-Afrika) Stammessprachen (de facto)

Namibia Hauptstadt: Windhoek Deutsche Hochburg: Swakopmund (und Walvis Bay) Deutsche Diamantenstadt: Lüderitz

Geschichte ab 25000 v.Chr.: Felsmalereien der San 1486: Portugiesen  Cape Cross 1884: SW-Afrika  deutsche Kolonie 1904: Hereroaufstand, Schlacht am Waterberg (45 000 Hereros getötet) 1908: Diamantenfunde bei Lüderitz 1919: Vertrag von Versailles  Südafrika übernimmt Provinz Namibia 1939: Internierung der Deutschen 1966: Einrichtung von „Homelands“ 1978: UN-Resolution Nr. 435 21.3.1990: Unabhängigkeit Namibias

Namibia Feuchtsavanne Trockensavanne Wüste Massives Problem: Grundwasserrückgang „Überbevölkerung“

Namibias Bevölkerungsgruppen

Namibias Bevölkerungsgruppen Herero

Namibias Bevölkerungsgruppen Himba

Namibias Bevölkerungsgruppen Nama

Namibias Bevölkerungsgruppen Ovambo

Namibias Bevölkerungsgruppen San (Buschleute)

Die Etosha Pfanne Ein Paradies für Touristen ... und andere Tiere ...

Cheetah Conservation Fund

Laurie Marker mit Chewbaaka

Die Namib Wüste Kuiseb-Canyon Henno Martin Hermann Korn Otto

Die Namib Wüste Kuiseb-Canyon Sossusvlei (Lehmbodenbecken umgeben von den höchsten Dünen der Welt; überflutet, wenn der Tsauchab-Fluß „abkommt“)

Khomas Hochland Paradies für Hobbyastronomen Standort der H.E.S.S.-Teleskope (im Schatten des Gamsbergs)

High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.) Cherenkov-Teleskop für Gammastrahlung aus dem Weltall ( Eγ > 100 GeV ) Quellen der kosmischen Strahlung Beschleunigungsmechanismen Ausbreitung im intergalaktischen Strahlungsfeld Astrophysik der Quellen WIMP-Annihilation / Natur der dunkelen Materie Exotische Teilchen und Phänomene Federführung: MPI-K Heidelberg

Höhenführung Azimutführung 960 PMT-Kamera mit schneller Elektronik 12m Schüssel mit Davis-Cotton-Design, 382 sphärische Spiegel, f =15m Punktverbreiterung 0,03°-0,06° Gesichtsfeld 5° Winkelauflösung 0,1° Energieschwelle bei ca. 40 GeV Spektroskopie für E > 100 GeV Energieauflösung ca. 20 % Azimutführung

3.9.2002: Feierliche Einweihung The Namibian 4.9.2002

TeV – Gamma - Astronomie Energie: 1 TeV Breite: 1 km Höhe: 18 km Dauer: 70 s Erdatmosphäre als Nachweismedium Gammastrahlung: Elektron-Positron-Kaskaden Kernstrahlung: komplexe Kaskaden Beobachtung der Cherenkov-Lichtblitze mit Spiegelteleskopen am Erdboden e+ e-  TeV -Quant e (v > c ) Luft Čerenkov-Licht Im Bereich der ultra-hochenergetischen Gammastrahlen verwendet man bodengestützte Observatorien, wobei eine hohe Lage auf Bergplateaus von Vorteil ist. Das Detektionsmedium für Gamma-Photonen ist in diesem Fall die Erdatmosphäre selbst. Die Gamma-Photonen produzieren durch Wechselwirkung mit den Atomen der Erdatmosphäre Kaskaden aus einer großen Zahl von Elektronen und Positronen, sogenannte Luftschauer. Die Atmosphäre ist allerdings so hoch, dass die meisten Elektronen und Positronen in einer Höhe von ca. 8 km auftreten, so dass die Schauer die Erdoberfläche kaum erreichen. Hier kommt ein sekundärer Effekt zur Hilfe: Die Elektronen und Positronen eines Schauers bewegen sich in Luft schneller als sich Licht in Luft ausbreitet, und dies führt zur Aussendung von sichtbarem (bläulichem) Čerenkovlicht, das vom Boden beobachtet werden kann. Čerenkovlicht ist das Analogon zum Überschallknall, ausgesendet von Objekten, die sich schneller als der Schall bewegen. Ein Luftschauer sieht im Čerenkovlicht grob aus wie eine für einige Nanosekunden aufleuchtende Säule in einigen Kilometer Höhe in der Atmosphäre. Diese Säulen können mit mehreren Spiegelteleskopen von verschiedenen Seiten gleichzeitig beobachtet und vermessen werden. Man erhält daraus sowohl die Richtung als auch die Energie des ursprünglich auf die Atmosphäre geprallten Gamma-Photons. Es existiert aber ein ernstes Problem: Der Fluss der Atomkern-Strahlung aus dem Weltall ist viel größer als der Fluss von Gamma-Photonen. Da die Atomkern-Strahlung keine Richtungsinformation enthält, sollte man versuchen, diese Komponente als störenden Untergrund zu erkennen und bei der Datenanalyse zu verwerfen. Glücklicherweise bilden Wechselwirkungen von Atomkernen mit der Atmosphäre aber Luftschauer ganz anderer Natur mit viel komplexeren Schauermechanismen. Die Atomkern-Schauer sind viel weniger homogen als Gamma-Schauer und tendieren dazu, ziemlich „zerfranst“ zu sein. Damit kann man die beiden Komponenten sehr gut unterscheiden. Die Simulation zeigt die Entwicklung eines durch die Atmosphäre senkrecht nach unten laufenden Luftschauers. Dargestellt sind lediglich die Elektronen- und Positronenspuren, von denen das Čerenkovlicht ausgestrahlt wird.

Čerenkov-Licht am Erdboden (Blickrichtung entlang Schauerachse) 1 TeV  - Photon Fläche: 600 x 600 m2 Dauer: 32 ns In dieser Simulation schauen wir von unten direkt in einen Schauer hinein und beobachten das am Erdboden auftreffende Čerenkovlicht. Elektromagnetische Schauer sind, wie man sieht, sehr gleichmäßig.

Čerenkov-Licht am Erdboden (Blickrichtung entlang Schauerachse) 3 TeV Proton Fläche: 600 x 600 m2 Dauer: 32 ns Schaut man hingegen von unten in einen durch ein Proton ausgelösten Schauer gleicher Helligkeit, sieht man sofort die durch viele Fluktuationen ausgelöste laterale Zerfransung, die den Schlüssel zur Erkennung des Schauertyps darstellt.

Kamera in Aktion

Mehrere Teleskope => Stereoskopie Überlagerte Kamerabilder Rekonstruierte Quellrichtung

Der Schockwellen-Beschleuniger (Patent: Enrico Fermi) Schallgeschwindigkeit Alvén-Geschwindigkeit u ≫ Schockfront „Ruhendes“ Plasma Plasmastrom von Quelle Proton v = c ≫ u E E+dE

Der Schockwellen-Beschleuniger (Patent: Enrico Fermi) Schockfront „Ruhendes“ Plasma Plasmastrom von Quelle (Bezugssystem) Neues Bezugssystem: E´+dE´ Vorhersage: E´

Schockwellen im Weltall Supernova-Explosionen Cas-A X rays

Schockwellen im Weltall Plasmaströme in Jets von akkretierenden schwarzen Löchern NGC 4261 Ferne Galaxie Galaktisches Binärsystem SS443

Energiequellen der Beschleuniger Supernova-Explosionen ( O(1044 J) ) Pulsare Akkretion (galaktisch / extragalaktisch) ...

Supernova Explosion => Neutron Stars (surface field) part of angular momentum carried away by shell field lines frozen into solar plasma

Rotating Pulsar = Unipolar Inductor Eind surface forces 1012 times stronger than gravity (Crab) charge particles (electrons...) dragged off surface and accelerated to large energies => • pulsar wind (power source for plerions) • coherent radio emission from e+e–-cascades in B-field at poles

Krebs-Supernova Jahr 1054 d = 2 kpc Röntgenbild 1 Lichtjahr optisch 1 Lichtjahr Und dies schließlich ist das Paradebeispiel für eine Supernova mit zugehörigem Neutronenstern-Pulsar. Sie ist „nur“ 7000 Lichtjahre entfernt und besonders violent. Die Explosion wurde im Jahr 1054 von den Chinesen und den Anastasi-Indianern beobachtet und dokumentiert. Die Supernova war extrem hell und stellte alle anderen Sterne in den Schatten. Heute ist die Explosionswolke ca. 10 Lichtjahre groß und sendet extreme Energien im Bereich von „Synchrotronstrahlung“ und von Gammastrahlung aus. Wir können daraus eindeutig schließen, dass hier permanent extrem hochenergetische Elektronen und Positronen erzeugt werden. Eine Quelle der kosmischen Strahlung lacht uns an! Nun schauen wir uns ein Röntgenbild vom ca. 2 Lichtjahre durchmessenden Zenrum der Wolke an. Genau dort steht ein Pulsar, der 30 Pulse pro Sekunde abgibt. Das kann nur bedeuten, dass er sich 30 Mal in der Sekunde um sich selbst dreht. Genau das erwarten wir aber von Neutronensternen! Um den Pulsar herum erkennt man mehrere stark strahlende Ringe aus Material, das den Pulsar umkreist. Senkrecht zu den Ringen sind zwei Säulen zu erkennen, entlang derer hochenergetische Strahlung ausgestoßen wird.

Akkretions-Kraftwerke Energieertrag pro verbrauchter Masse: 235U-Spaltung H → He Fusion Weißer Zwerg Neutronenstern Schwarzes Loch ( L = 0 ) Kerr Loch ( L = Lmax ) 0,1% 0,7% 0,03% 10% 6% 42,3% Erde / Sonne Akkretionsscheiben

Es gibt noch viel zu entdecken ! Auf nach Namibia !