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Kosmische Strahlung auf der Erde

Kosmische Strahlung auf der Erde. Spektrum Zusammensetzung Messmethoden (direkt und indirekt) Magnetfelder. Beobachtungen in der Astroteilchenphysik. Diffuser Hintergrund und Vordergrund (Rauschen) Instrumentenrauschen Atmosphäre Planetensystem (Sonne) Vordergrundobjekte (Sterne)

yannis
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Kosmische Strahlung auf der Erde

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Presentation Transcript

  1. Kosmische Strahlung auf der Erde Spektrum Zusammensetzung Messmethoden (direkt und indirekt) Magnetfelder

  2. Beobachtungen in der Astroteilchenphysik • Diffuser Hintergrund und Vordergrund (Rauschen) • Instrumentenrauschen • Atmosphäre • Planetensystem (Sonne) • Vordergrundobjekte (Sterne) • Galaktische Hintergrundstrahlung (Milchstrasse) • Extragalaktische Hintergrundstrahlung • Punktquellen • Viele* Ereignisse von einer Position am Himmel • Ausgedehnte Quellen • Viele* Ereignisse einer „physikalisch“ zusammenhängenden Region am Himmel *Viele = ein statistisch relevanter Überschuss im Vergleich zum Hintergrund

  3. Physikalische Beobachtungsgrößen • Ereignis (event) • Teilchensorte (Detektorabhängig) • Position am Himmel • Energie • Differentieller Fluss: • Gesamtfluss: • Bild (Gesamtfluss pro Ort) • Ausgedehnte Quelle • Punktquelle • Lichtkurve (Gesamtfluss pro Zeitintervall) • Variabilität (Zeitskala?) • Diff. Spektrum (Fluss pro Energie …) • Potenzgesetz (nicht-thermische Quelle) • Schwarzkörperspektrum (thermische Quelle)

  4. Photonen (>100MeV)Bild, Lichtkurven, Spektren Ausgedehnte Quellen und Punktquellen Beobachteter Gesamtfluss

  5. Bild, Lichtkurven, Spektren Für die Hintergrundstrahlung ist keine Variabilität bekannt. Blazar PKS1622-297

  6. Bild, Lichtkurven, Spektren Diffuse Hintergrundstrahlung Diskrete Quellen

  7. (2) Neutrinos (>100 TeV)Bild, Lichtkurven, Spektren Diskrete Quellen • Sonne • Supernova 1987A AMANDA II: All sky map (nur Atmosphärische Ereignisse)

  8. Bild, Lichtkurve, Spektren Neutrinohintergrund Lichtkurve SN1987A

  9. (3) Geladene Kosmische StrahlungBild, Lichtkurven, Spektren Keine diskrete Quellen bekannt AUGER: (high energy) All-sky map

  10. Bild, Lichtkurven, Spektren Keine diskrete Quellen bekannt

  11. Bild, Lichtkurven, Spektrum Variabilität für E<1 GeV 11 Jahre : Sonnenfleckenzyklus 27 Tage : Sonnenrotation …

  12. Teilchen der geladenen Komponente • Protonen (85%) • Heliume (12%) • Schwere Kerne (1%) • Elektronen • Wenig Antiteilchen (Positronen, Antiprotonen) wahrscheinlich nicht primär beschleunigt

  13. Elemente-Häufigkeit • Vergleich mit solarer Verteilung • Solare Verteilung entspricht auch in anderen Sternen der Population II • Schlussfolgerung: Teilchen stammen aus Supernovaexplosionen

  14. Direkte Messmethoden • Stratosphärische Ballons • CREAM (cosmic-ray energetics and mass) 40 km Höhe, Antarktis • PEBS (Positron Elektron Ballon Spektrometer) Entwicklungsphase PEBS

  15. AMS Antimaterie, Dunkle Materie Satelliten Pamela, Dunkle Materie

  16. Detektoren für ionisierende Strahlung • Elektrometer • Fadenelektrometer • Blasenkammer • Emulsionsdetektoren • Halbleiterdetektoren • Szintilationsdetekoren • Cherenkovlichtdetektor

  17. Detektortypen: Photoemulsion • Röntgen: X-rays, Becquerel: Radioaktive Strahlung • Sensitiv bezüglich Elektronen aus Ionisierungsverlusten von geladenen Teilchen • Hohe Konzentration Silberbromid (AgBr) in Gelantine • Geladene Teilchen erzeugen Elektronen entlang ihrer Flugbahn durch das Gel • Es entsteht Silber entlang des Weges • Der Rest wird durchsichtig

  18. Detektortypen: Halbleiter • Geladene Teilchen erzeugen Elektron-Loch Paare • Sensitiver als Gasdetektoren: • Silikon (3.5 eV) Germanium (2.94 eV) • Gas ~30 eV für Ionisierung

  19. Detektortypen: Szintilationsdetektor • KS erzeugte Elektron • Elektron erzeugt Photonen in einem Kristall • Photonen erzeugen Photoelektronen in Photokathode • Photomultiplier vervielfältigt Elektron • Nachteil: • Szintilationsmaterial konvertiert nur 3% der Elektronenergie • Kathodeneffizienz ist ca. 10-20% (von 5-10 Photonen an der Photokathode wird nur Elektron frei)

  20. Messung durch Ionisation • Photonen (Lambert-Beer-Bouguer-Gesetz) • m ist Absorptionkoeffizient • n Anzahldichte • s Querschnitt der absorbierenden Teilchen • Niederenergetische Teilchen ~eV • Hochenergetische Teilchen nach Bethe-Bloch Formel

  21. Bethe-Bloch-Formel • D = 0.307 MeV cm2/g • z, b: Ladungszahl und Geschwindigkeit des Teilchens • Z, A, r : Kernladungszahl, Massenzahl und Dichte des Mediums • I ~ 16 Z0.9 eV: effektives Ionisationspotential der Atome des Mediums • DEmax : maximaler Energieübertrag auf ein Hüllenelektron, der sich beim zentralen Stoß ergibt • d, C sind Dichtekorrekturen bei großen Energien und Schalenkorrekturen bei kleinen Energien

  22. Mittlerer Energieverlust

  23. Energieverluste Elektronen

  24. Beispiel: OGO-1 (1964)

  25. Detektor

  26. Isotope

  27. Geladene Komponente (>100 TeV)

  28. Das Knie • Beschleunigungsmechanismen in den Quellen der kosmischen Strahlung • Beitrag unterschiedlicher Elemente

  29. Geladene Komponente (>1019 eV)

  30. GZK-Cut-off Photon n Photon P • Wechselwirkung von hochenergetischen Protonen mit Photonen • Optische Tiefe: dt = n(e) s(e,E,..) dl • Kenneth Greisen, Georgi Zatsepin und Vadem Kuzmin (“GZK cut-off”) P P Photon P+ P0 m n n n Photon e-

  31. GZK-Cut-off

  32. GZK-Cut-off • Hochenergetische Ereignisse stammen von Quellen < 50Mpc • Galaktische Quellen ? • „Top-Down“ Szenarios • Auger bestätigt Ereignisse >50 EeV • Korrelation mit Supergalaktischen Ebene

  33. Anisotropie bei den höchsten Energien • Galaktisches Magnetfeld hat fast keinen Einfluss mehr • Gyroradius • G=103 (1TeV): rg=3x1012m = 20AU • Korrelationsstudie möglich • Tabelle AUGER Ereignisse • 27 (total),20 (AGB corr) ,5.0 (erwarte bei Isotropie)

  34. Indirekte Beobachtung

  35. Vortragsthemen • Neutrinosuche mit Radiobeobachtungen • Im Eis (Rice) • Im Mond (Lunaska, Glue, etc) • Lofar • Auf der Suche nach Dunkler Materie • AMS • Pamela • Photon-Oszillation • Paraphotonen • Axionen • Kosmische Strahlung bei den höchsten Energien • AUGER und AGN

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