1. Das Hess – Experiment Von Arne Schönwald Im Rahmen der VL „Detektorphysik“ SoSe 2006

2. Allgemeines I • High Energy Stereoscopic System • zu Ehren des Physikers Victor Franz Hess, der 1936 den Nobelpreis für die Entdeckung der kosmischen Höhenstrahlung erhielt • Nambia, Khomas Hochland (1800 m) • gute Beobachtung des galaktischen Zentrums möglich

4. Allgemeines II • 120 m Abstand zwischen Teleskopen optimiert für TeV-Schauer • 13 m Spiegeldurchmesser • Effektive Spiegelfläche 105 m2 (382 Einzelspiegel pro Teleskop) • Auflösung: 0.1⁰ • Energieauflösung: 20% • Fertigstellung aller Teleskope 2004

7. Beobachtungsgegenstand I • Hochenergetische Teilchen- und Gamma-Strahlung im Bereich von 100 GeV bis 100 TeV

8. Beobachtungsgegenstand II • da Gammastrahlung von der Atmosphäre absorbiert, bisher nur Weltraumteleskope • Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) :1991-2000

9. Beobachtungsgegenstand III Energiespektrum der kosmischen Strahlung: dN/dE ~ exp( -(+1)) mit  ~ 1.7 für E ~ 106 GeV und  ~ 2.0 für E > 106 GeV

10. potentielle Quellen • Supernovae • Schwarze Löcher • AGN • Quasare • Pulsare • Galaxiencluster • Akretionsscheiben • ???

11. Detektorphysik I • Hess benutzt Atmosphäre als Detektor-material um extrem hoch-energetische Gamma- und Teilchenstrahlung nachweisen • Teilchen/Gammas treffen in 10 km Höhe auf Atmosphäre und beginnen zu schauern hadronisch/elektromagnetisch

12. Detektorphysik II

13. Detektorphysik III • Öffnungswinkel des Schauers bei EM kleiner (Moliere-Radius 75 m) als bei SW • bei SW schwere Sekundärteilchen und Sub-EM-Schauer • Nachweiseffekt: Tscherenkov-Strahlung (kleiner Öffnungswinkel ) • sehr einfache Unterscheidung zwischen Teilchen und Gammas durch unterschiedliche Bilder im Detektor

14. Detektorphysik IV

15. Detektorphysik V • Hochenergie-Elektronen erzeugen in Luft ca. 45 Photonen pro Meter durch TS mit Maximum bei 300nm • 1 TeV ca. 10000 Photonen • Erdboden ca. 100 Photonen/m^2 • für 100 GeV bis 10 TeV liegt „peak“ der TS in 7 bis 10 km Höhe, aus TS resultierende Lichtfront liegt im Bereich von 2…3 ns mit einer Entwicklungszeit um 10 ns • Schauer benötigt aber Zeit im Mikrosekundenbereich um Erdoberfläche zu erreichen -> gut trennbar • Spektrum mit

16. Detektorphysik VI • Myonen, die aus dem Zerfall von Pionen des hadronischen Schauers entstehen, senden ebenfalls Tscherenkov-Licht aus, allerdings ist der Kegel viel kleiner wegen • nur als Myonenring auf einzelnem Teleskop sichtbar und damit trennbar vom Rest • großer Untergrund da EM : SW = 1 : 1000

18. Teleskope und Kameras I • Trigger mit 4 Teleskopen (besseres Signal-Rausch-Verhältnis möglich) • Positionsbestimmung erst mit mehren Teleskopen möglich • Kenntnis von Orientierung und Abstand zum Schauer ermöglicht bessere Unterdrückung der hadronischen Schauer • Messung an mehreren Orten reduziert den Fehler der Gesamtintensität und damit den Fehler der Energierekonstruktion

19. Teleskope und Kameras II • jeder Einzelspiegel Reflektivität von 80 % mit einer Brennweite 15 m • Kameras decken 5° Winkel ab • jede Kamera besteht aus 960 Photomultipliern • Kamera 1m x 1m x 1,4m mit 800 kg • Pixelgröße entspricht 0,16° • Photomultiplier im Focus haben Effiziens von 25 %

20. Teleskope und Kameras III • Analog-Digital-Wandler und Trigger sind im Kameragehäuse integriert • CCD überwachen exakte Ausrichtung auf Quelle • Wetterstation • Radiometer zur Überwachung der Atmosphären-eigenschaften • jede Kamera eigenes JPS (Ort + Zeit)

23. Trigger • ein Kameratrigger (max. 2.5 kHz) pro Teleskop und ein zentraler Trigger • jede Kamera in 38 überlappende Triggersektionen eingeteilt • jeder Triggersektor beinhaltet eine Reihe von Pixeln (bis zu 64) • ab Mindestzahl von angesprochenen Triggersektoren (4) und einem minimalen Level (3,5 Fotoelektronen) wird Signal ausgelöst und zu zentralem Trigger gesendet • mehr als zwei Kameras Triggersignal -> alle Detektoren werden ausgelesen

24. Datengewinnung • Steuerung: Linux-Cluster • da keine schnelle Internetanbindung vorhanden werden Daten auf Bändern transportiert • bei normalem Betrieb 4 MB/s -> 500 GB Rohdaten pro Monat • Auswertung : Root

25. Schauerrekonstruktion I

27. Schauerrekonstruktion II • Hauptachse der Detektorellipse zeigt in Richtung der Flugbahn des ursprünglichen Gammas • mit mehren Teleskopen kann Punkt auf Erde (impact point) interpoliert werden, den Gamma bei ungestörtem Flug getroffen hätte, daraus läßt Position der Quelle bestimmen • mehr als 2 Teleskope Daten -> impact point genauer und sicherere Analyse möglich

28. Hillas Parameter I

29. Hillas Parameter II • Distanz des Zentrums der Ellipse vom Kamerazentrum (nominal distance) in mrad • Bildamplitude = Gesamtintensität des Bildes • Orientierung und Distanz des Zentrums der Ellipse zur Rekonstruktion der Schauerrichtung und des „Kerns“ des Schauers • bei gleicher Bildamplitude sind Länge und Breite der Ellipse von HS größer als von EMS, da Transversalimpuls bei HS größer

30. Energierekonstruktion • Intensität der Tscherenkov-Strahlung ist proportional zur ursprünglichen Energie des Teilchens • aus Bildintensität und Abstand zum impact point kann durch Mittelung über alle Teleskope Teilchenenergie rekonstruiert werden • diverse relativistische Korrekturen von Zeit und Rotverschiebung + Krümmung der Raumzeit durch Position der Sonne

31. Ergebnisse

32. Quellen • Doktorarbeit von Nukri Komin • Doktorarbeit von Stefan Schlenker • Diplomarbeit von Till Eifert • Diplomarbeit von Fabian Schmidt • Vortrag von Frank Breitling • Vortrag von Fabian Schmidt • Vortrag von Alexander Konopelko • Vortrag von Stefan Schlenker • Vortrag von Nukri Komin Alle von http://www-hess.physik.hu-berlin.de/ • Spektrum der Wissenschaft, „Der Kosmos im Gammalicht“, 8/2002