Nahezu unser gesamtes Wissen über das Weltall und die Sterne stammt aus der Beobachtung elektromagnetischer Strahlung aus dem Kosmos – das Sternenlicht ist das nahe liegende Beispiel für eine solche Strahlung. Bilder himmlischer Objekte, die mit modernen Teleskopen aufgenommen wurden (Abb. 3), sind von faszinierender Schönheit und von enormem Informationsgehalt für den Wissenschaftler. Das Sternenlicht ist aber nur ein winziger Teil der Strahlung, die permanent aus dem Weltall auf die Erde trifft. Der sichtbare Spektralbereich von rot bis blau umfasst gerade eine Oktave an Frequenz- oder Wellenlängenvariation. Das gesamte Spektrum elektromagnetischer Strahlung aus dem Kosmos erstreckt sich aber über 70 und mehr Oktaven, vom Radiobereich über die Infrarotstrahlung, das sichtbare Licht, den Ultraviolettbereich, den Röntgenbereich bis hin zur Gammastrahlung bei höchsten Energien, oder kürzesten Wellenlängen. Nur im sichtbaren Bereich und wenigen anderen Wellenlängenfenstern erreicht diese Strahlung aber den Erdboden, ohne in der Erdatmosphäre absorbiert oder zumindest dramatisch abgeschwächt zu werden. Die anderen Wellenlängenbereiche konnten daher meist erst in der zweiten Hälfte des letzten Jahrhunderts der Wissenschaft erschlossen werden, und der Nachweis der Strahlung erfordert einen hohen technischen Aufwand, wie Instrumente auf Satelliten oberhalb der Erdatmosphäre. Gleichzeitig zeigte sich aber, dass eine wirkliche Astrophysik – d.h. ein tieferes Verständnis der Prozesse im Kosmos und der relevanten Naturgesetze – nur mit einer solchen breiten Beobachtungsbasis möglich ist, im Gegensatz zu einer rein beschreibenden Astronomie.

Abb. 1: Das erste H.E.S.S.-Teleskop bei den Einweihungsfeierlichkeiten.

Abb. 2: Bei der H.E.S.S.-Einweihung: Prof. H. Völk (MPI Kernphysik), der namibische Minister N. Angula und der Deutsche Botschafter in Namibia, H. Nestroy.

Abb. 3: Der Krebs-Nebel, Überrest einer Sternexplosion im Jahr 1054, und die als erstes entdeckte Quelle von TeV-Gammastrahlung.

Mit dem H.E.S.S.-Tscherenkov-Teleskopsystem soll die elektromagnetische Strahlung bei sehr hohen Energien erschlossen werden. In diesem VHE (Very High Energy)-Bereich liegen die Energien einzelner Strahlungsquanten im Teraelektronenvolt-Bereich (TeV, 1 TeV = 10¹² eV). Ein Quant trägt also so viel Energie wie 1000000000000 Quanten des sichtbaren Lichts! H.E.S.S. ist bereits ein Instrument der dritten Generation; die erste kosmische Quelle von TeV-Gammastrahlung (Abb. 3) wurde 1989 durch das amerikanische Whipple-Tscherenkow-Teleskop (Abb. 4) etabliert. Mit Instrumenten der zweiten Generation, unter anderem den HEGRA-Teleskopen auf der kanarischen Insel La Palma, wurde ein weiteres Dutzend Objekte entdeckt. Dabei wurde klar, dass es sich hier allenfalls um die Spitze eines Eisbergs, um einen ersten Blick in ein neues Fenster auf das Universum handelt. Die bisher nachgewiesenen Strahlungsquellen sind nur die allerstärksten Quellen. Wegen der kleinen Zahl der Objekte ist es oft schwierig zu entscheiden, welche der beobachteten Eigenschaften allgemeine Charakteristika einer Klasse von Objekten sind und welche auf die spezifische Umgebung eines Objekts zurückzuführen sind. Die jetzt in Betrieb gehende dritte Generation von Instrumenten – unter ihnen das H.E.S.S. Teleskopsystem – sollen mit einer zehnfach gesteigerten Empfindlichkeit die Zahl nachgewiesener Quellen vervielfachen und zum ersten Mal echte Himmelsdurchmusterungen ermöglichen.

Abb. 4: Das Whipple-Tscherenkov-Teleskop.

Was Strahlung im VHE-Energiebereich besonders interessant macht, ist, dass sich die Erzeugungsmechanismen grundsätzlich von denen der Strahlung in den meisten anderen Wellenlängenbereichen unterscheiden müssen. Ein Großteil der Strahlung aus dem Kosmos ist thermische Strahlung, die von heißen Körpern emittiert wird. Die charakteristische Frequenz bzw. Energie der Strahlungsquanten ist dabei direkt mit der Temperatur des strahlenden Körpers korreliert: je heißer ein Körper, desto hochfrequenter und energiereicher die Strahlung. Relativ „kalte“ Sterne leuchten deshalb rot, besonders heiße blau. Man kann sich aber nun sehr einfach überzeugen, dass es keine stabilen Objekte geben kann, deren Temperatur so hoch liegt, dass sie Gammastrahlung im VHE-Energiebereich aussenden können. Solche Temperaturen wurden sehr kurzfristig im Urknall erreicht; das Universum war zu dieser Zeit aber für Gammaquanten nicht transparent und die resultierende Strahlung wurde sofort wieder absorbiert. Die heute sichtbare VHE-Strahlung muss durch andere, „nichtthermische“ Prozesse erzeugt werden und ihr Studium gibt Einblicke in einen ganz neuen Aspekt des Weltalls, oft als das „Nichtthermische Universum“ bezeichnet. Wir wissen heute bereits, dass im Universum der Energieinhalt nichtthermischer Strahlung signifikant ist – vergleichbar mit dem des Sternenlichts – und dass es Objekte gibt, die weitaus mehr nichtthermische als thermische Strahlung erzeugen. Dabei handelt es sich um einige der extremsten und interessantesten Objekte im Universum, wie Supernovae – explodierende Sterne – und aktive Galaxien, in deren Zentrum ein Schwarzes Loch mit einer Masse von mehreren 100 Millionen Sonnenmassen enorme Energiemengen umsetzt. Das Studium dieser Objekte und ihrer Strahlung erlaubt es, Naturgesetze unter extremen Bedingungen zu testen.

Wie funktionieren Tscherenkow-Teleskope? Wie schon erwähnt, kann Gammastrahlung die Erdatmosphäre nicht durchdringen. Der Fluss der TeV-Gamma-Strahlung ist so gering – etwa ein Teilchen pro Quadratmeter und Jahr – dass Satelliteninstrumente mit ihren kleinen Nachweisflächen nicht helfen. Stattdessen bedient man sich eines Tricks, um „auf dem Boden“ zu bleiben: fliegt ein Gammaquant innerhalb der irdischen Atmosphäre an einem Atomkern vorbei, so kann es sich spontan in ein Elektron und dessen Antiteilchen Positron umwandeln. Auf seiner Reise durch die Luft gelangen diese Teilchen in die Felder weiterer Atomkerne, wobei wieder Gammaquanten entstehen, die erneut Atomkerne treffen können. Ein einziges kosmisches Gammaquant erzeugt auf diese Weise quasi im „Schneeballsystem“ eine Kaskade von 1000 und mehr Sekundärteilchen. Dieser eng gebündelte „Teilchenschauer“ erstreckt sich entlang der Flugrichtung des primären Quants über mehrere Kilometer in der Atmosphäre, erreicht aber typischerweise den Erdboden nicht. Die sekundären Elektronen und Positronen, die mit Geschwindigkeiten nahe der Lichtgeschwindigkeit durch die Atmosphäre schießen, senden dabei Tscherenkowlicht aus – normales blaues Licht – das auf dem Erdboden eine Kreis von etwa 250 m Durchmesser ausleuchtet (Abb. 5). Tscherenkowlicht ist das optische Analog des akustischen Überschallknalls und entsteht, wenn die Geschwindigkeit eines Teilchens über der Lichtgeschwindigkeit in einem Medium liegt. Wie der Überschallknall wird Tscherenkowlicht unter einem wohl definierten Winkel (etwa 1 Grad) zur Flugrichtung des Teilchens abgestrahlt und ist damit eng kollimiert. Der entstehende „blaue Blitz“ ist extrem kurz – er dauert nur einige Milliardstel Sekunden – und sehr lichtschwach – nur etwa 100 Lichtquanten pro Quadratmeter – sodass er mit dem bloßen Auge nicht wahrzunehmen ist.

Abb. 5: Funktionsprinzip von Tscherenkov-Teleskopen.

Hier kommen nun Tscherenkov-Teleskope und speziell H.E.S.S. ins Spiel: Ein großes optisches Teleskop mit einer riesigen Spiegelfläche und einer empfindlichen „Kamera“ mit extrem kurzen Belichtungszeiten kann den Lichtblitz „fotografieren“ und damit ein Bild des Teilchenschauers erzeugen. Das Bild eines Teilchenschauers darf man sich dabei wie die Leuchtspur eines Meteors vorstellen; die Spur zeigt zurück auf die Quelle am Himmel (Abb. 6). Dabei ist allerdings noch ein weiteres Problem zu lösen: aus einer einzelnen Aufnahme eines Teilchenschauers (oder einer Meteorspur) kann man die Lage der Spur im Raum nicht eindeutig rekonstruieren. Dazu benötigt man eine zweite Aufnahme aus einer anderen Perspektive, genau wie Menschen für das räumliche Sehen zwei Augen benutzen. Die Lösung liegt auf der Hand – man beobachtet den Teilchenschauer nicht mit einem, sondern gleichzeitig mit mehreren Teleskopen. So einfach dies klingt, so komplex ist die technische Realisierung. Die stereoskopische Vermessung von Teilchenschauern wurde erstmals mit dem HEGRA-Teleskopsystem – ebenfalls mit wesentlicher Beteiligung des MPI für Kernphysik - mit großem Erfolg demonstriert. Diese Technik bildet auch die Basis für H.E.S.S., das aus vier Teleskopen besteht, angeordnet in einem Quadrat mit 120 m Seitenlänge.

Abb. 6: Ein Teilchenschauer in der Atmosphäre könnte etwa wie diese Meteorspur aussehen.

Das Akronym H.E.S.S. spielt auf den österreichischen Physiker Victor Franz Hess an (1883 bis 1964), der in zehn Ballonaufstiegen (Abb. 7) zwischen 1911 und 1913 die kosmische Strahlung entdeckte und dafür im Jahr 1936 den Nobelpreis für Physik erhielt. Fast 100 Jahre nach dieser Entdeckung sind Quellen und Beschleunigungsmechanismen der kosmischen Strahlung immer noch heiß umstritten; diese Fragestellung ist eines der zentralen Themen des H.E.S.S.-Experiments.

Abb. 7: Victor Hess vor einem Ballonaufstieg.

Genau wie große astronomische Teleskope haben die H.E.S.S.-Tscherenkov-Teleskope einen Spiegelreflektor, welcher das Tscherenkowlicht auf einen Detektor (die „Kamera“) fokussiert. Im Brennpunkt des Spiegels, getragen von vier Masten, hängt die Kamera. Der Spiegelträger wird von einer weit ausladenden Montierung (Abb. 8) getragen, mit der die Teleskope auf beliebige Himmelsobjekte ausgerichtet werden können und diese exakt verfolgen. Der Spiegel kann um die Elevationsachse gedreht werden, und das komplette Teleskop kann sich auf der kreisförmigen Schiene im Azimut drehen. Ein rechnergesteuertes Antriebssystem bewegt die Teleskope; ein Himmelsobjekt kann innerhalb von ein bis drei Minuten angefahren und dann mit einer Genauigkeit von wenigen Bogensekunden verfolgt werden.

Abb. 8: Arbeiter der namibischen Stahlbaufirma NEC vor dem Drehgestell eines H.E.S.S.-Teleskops.

Der Reflektor hat einen Durchmesser von knapp 13 m, eine Spiegelfläche von 107 m² und eine Brennweite von 15 m. Aus Kostengründen besteht der Reflektor aus 380 Einzelspiegeln von je 60 cm Durchmesser. Die geschliffenen Glasspiegel sind aluminisiert und zum Schutz mit einer Quarzschicht überzogen; sie wurden von Spezialfirmen in der Tschechei und in Armenien produziert. Die 380 Spiegel müssen relativ zueinander genau justiert werden. Dazu ist jeder Spiegel mit zwei Justiermotoren ausgestattet, die auf einige tausendstel Millimeter genau verfahren werden können. Auch hier musste nach einer kostengünstigen Lösung gesucht werden. Fündig wurden wir schließlich bei Fensterhebermotoren aus dem Automobilbau, welche bereits ab Werk ein passendes Reduziergetriebe und einen Drehgeber enthalten, mit dem die Umdrehungen gezählt werden können. Tscherenkov-Teleskope sind allerdings in ihrer optischen Qualität (und deshalb auch in ihren Kosten) nicht mit astronomischen Teleskopen zu vergleichen. Die Abbildungsqualität ist etwa 100-mal schlechter, aber völlig ausreichend, um die eher diffuse Struktur eines Teilchenschauers abzubilden.

Herzstück der Teleskope sind die Kameras, das Äquivalent des fotografischen Films klassischer Teleskope. Die Kameras zeichnen die kurzen und schwachen Tscherenkov-Lichtblitze auf, und wandeln sie in elektrische Signale und schließlich in einen digitalen Datenstrom um. Der Hauptunterschied zu fotografischen Kameras liegt in der Belichtungszeit von nur einigen Milliardstel Sekunden. Diese kurze Belichtungszeit ist erforderlich, da sonst das während der Belichtung aufgesammelte Hintergrundlicht des Nachthimmels die schwachen Tscherenkovsignale völlig überdecken würde. Ohnehin können die Teleskope nur in mondlosen Nächten betrieben werden, um das Streulicht vom Himmel und aus der Umgebung zu minimieren.

Die Kamera (Abb. 9) hat 960 Bildelemente („Pixels“) und eine aktive Fläche von etwa 1,4 m Durchmesser; bei 15 m Brennweite entspricht das einem Gesichtsfeld von etwa 5 Grad. Als Lichtdetektoren werden Fotovervielfacher eingesetzt. Deren elektrische Signale werden mit einem speziell entwickelten integrierten Schaltkreis eine Milliarde Mal pro Sekunde abgetastet und gespeichert. Ein „Triggersystem“ sucht permanent nach Bildern von Luftschauern; ist eines identifiziert, so werden die zunächst nur in analoger Form gespeicherten Signale digitalisiert und an ein zentrales Datenerfassungssystem geschickt. Die komplette Elektronik zur Signalerfassung und Digitalisierung ist in der knapp eine Tonne schweren Kamera untergebracht.

Abb. 9: Die Kamera des H.E.S.S. Teleskops während der Inbetriebnahme. Die 960 Fotodetektoren sind normalerweise tagsüber durch den Deckel geschützt, der gleichzeitig Lichtquellen zur Kalibration trägt.

Das Konzept für das H.E.S.S.-Projekt entstand 1996 am Heidelberger Max-Planck-Institut für Kernphysik als Ergebnis einer engen Zusammenarbeit der Teilchenphysiker und der Astrophysiker am Institut. Relativ bald wurde die Gamsberg-Region in Namibia als idealer Standort identifiziert. Von der Südhalbkugel aus kann man die Milchstraße und speziell das interessante galaktische Zentrum unter optimalen Bedingungen beobachten. Namibia ist als Paradies für Amateurastronomen bekannt und bietet eine große Zahl klarer und dunkler Nächte – ein Blick auf den dortigen Sternenhimmel und das Band der Milchstraße ist auch mit bloßem Auge ein unvergessliches Erlebnis. Das milde Klima erlaubt es, die Teleskope im Freien und ohne Schutzkuppeln zu betreiben – auch dies ist ein wichtiger Kostenfaktor. Namibia wurde in der Vergangenheit mehrfach als Standort für eine europäische Südsternwarte diskutiert; dies scheiterte allerdings unter anderem an den damals noch sehr problematischen politischen Rahmenbedingungen. Nach Abschluss eines Notenwechsels zwischen der deutschen und der namibischen Regierung im Jahr 2000 begann sofort die Fertigung und der Aufbau der Teleskope. Im Juni 2002 war das erste Teleskop vollständig aufgebaut und die Inbetriebnahme begann. Im März 2003 wurde das zweite Teleskop fertig; die restlichen beiden Teleskope sollen bis Anfang 2004 folgen, bereits im April 2002 waren aber die Stahlstrukturen aller Teleskope schon errichtet (Abb. 10).

Abb. 10: Das H.E.S.S. Teleskopsystem im Sommer 2002. Hinter dem rechten Teleskop das Plateau des Gamsbergs.

Der Beobachtungsmodus bei Tscherenkov-Teleskopen unterscheidet sich von dem optischer Teleskope. Wegen der geringen Rate hochenergetischer Gamma-Quanten werden Objekte typischerweise über viele Stunden – bis hin zu einigen 100 Stunden – beobachtet, verteilt über viele Nächte und eventuell sogar über mehrere Jahre. In einer Nacht werden bis zu einem Dutzend Objekte beobachtet, idealerweise unter optimalen Bedingungen nahe der Kulmination. Ingesamt erzielt man etwa 1000 Stunden Beobachtungszeit pro Jahr. Betreut werden die Instrumente dabei von zwei bis drei Physikern oder Physikerinnen aus den beteiligten Instituten, die für jeweils eine Messperiode – knapp drei Wochen – nach Namibia kommen, in einem Gästehaus in der Nähe der Teleskope wohnen und in einem Betriebsgebäude arbeiten. Zur der von der Max-Planck-Gesellschaft errichteten Infrastruktur gehören ferner Dieselgeneratoren zur Stromversorgung; eine Mikrowellenverbindung erlaubt den Datentransfer ins 100 km entfernte Windhuk und von da nach Europa.

Mit dem ersten Teleskop haben die Beobachtungen begonnen; zwar bietet dies im Vergleich zum vollen System nur eine reduzierte Empfindlichkeit, ist aber dennoch allen bisher betriebenen Tscherenkov-Teleskopen deutlich überlegen. Abbildung 11 zeigt eines der ersten Bilder; man erkennt die lang gezogene Struktur des Teilchenschauers, analog, wie oben erwähnt, zu einer Meteorspur. Solche Bilder werden im Rechner analysiert und die Richtung des Gammaquants rekonstruiert, welches den Teilchenschauer verursacht hat. Die Richtungen vieler solcher Teilchen werden dann in eine Himmelskarte eingetragen, und man sucht nach Häufungen über dem isotropen Untergrund, der von geladenen Teilchen der kosmischen Strahlung erzeugt wird. Ein Beispiel einer solchen Himmelskarte – in diesem Fall erzeugt mit den HEGRA-Teleskopen – gibt Abbildung 12; man erkennt ein klares Signal in der Cygnus-Region. Dies ist ein besonders interessantes Beispiel, da es sich hier um ein Objekt handelt, das in keinem anderen Wellenlängenbereich auffällig ist – die erste „unidentifizierte TeV-Quelle“. Alle anderen bisher bekannten Quellen sind starke Radio- und Röntgenstrahler und wurden auf Grund dieser Eigenschaft für gezielte Beobachtungen ausgewählt. Die neue Quelle wurde eher zufällig im Gesichtsfeld von Beobachtungen anderer Objekte entdeckt und stellt offensichtlich eine neue Klasse von Strahlungsquellen dar.

Abb. 11: Bild eines Teilchenschauers im Tscherenkovlicht.

Abb. 12: Karte des TeV-Himmels in der Cygnus-Region, aufgenommen mit dem HEGRA-Teleskopsystem. Der rote Bereich der Farbskala entspricht einem signifikanten Überschuss an Zählrate.

Überraschungen wie diese werden sich im Lauf des auf zehn Jahre geplanten Betriebs vom H.E.S.S. sicher noch öfter einstellen. Ein Beispiel soll die Empfindlichkeit des Instruments belegen: 1989 brauchte das Wipple-Teleskop eine Beobachtungsdauer von etwa 50 Stunden, um VHE-Gamma-Strahlung vom Krebs-Nebel zu sehen. Das HEGRA-Teleskopsystem, in Betrieb von 1997 bis 2002, kann den Krebs-Nebel in 15 Minuten detektieren. Mit den H.E.S.S.-Teleskopen werden 30 Sekunden für eine Quelle dieser Stärke ausreichen!