Astroteilchenphysik Das Programm - Direktoriumsbüro

Astroteilchenphysik
Kosmische Strahlung
von explodierenden Sternen und schwarzen Löchern
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Das Programm
• Entdeckung der kosmischen Strahlung
• Theoretische Vorstellungen zum Ursprung
• Messverfahren und Ergebnisse
– „geladene“ kosmische Strahlung
– „TeV“-Astronomie
• Zukunftsaussichten
• „Anwendungen“
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
1
Die kosmische Strahlung (CR)
Entdeckung und Geschichte
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Die Entdeckung der kosmischen Strahlung I
Eine einfache experimentelle Frage:
Was passiert mit einem aufgeladenen Elektroskop?
t=0
t>0
Die Ladung „verschwindet“ mit der Zeit
aufgrund von „Ladung“ (Ionen) in der Luft!
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
2
Die Entdeckung der kosmischen Strahlung II
Frage: Warum ist die Luft ionisiert?
Antwort (1912): Radioaktivität im Erdboden!
Experimentelle Überprüfung:
Messe Ionisation der Luft abhängig von der Höhe!
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Die Entdeckung der kosmischen Strahlung III
Ionisation der
der Luft
Luft
Ionisation
5000
400
Höhe
Höhe [m]
[m]
350
4000
300
250
3000
200
2000
150
100
1000
50
00
100
5 10,5
10
1115
20 11,5
25
12
30
Ionisation
Ionisation
Viktor F. Hess 1912:
Die Ionisation der Luft steigt mit zunehmender Höhe wieder schnell an!
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
3
Victor F. Hess 1912:
Die Ergebnisse der vorliegenden Beobachtungen scheinen am ehesten
durch die Annahme erklärt werden zu können, daß eine Strahlung von
sehr hoher Durchdringungskraft von oben her in unsere Atmosphäre
eindringt, und auch noch in deren untersten Schichten einen Teil der in
geschlossenen Gefäßen beobachteten Ionisation hervorruft. Die Intensität
dieser Strahlung scheint zeitlichen Schwankungen unterworfen zu sein,
welche bei einstündigen Ablesungsintervallen noch erkennbar sind. Da
ich im Ballon weder bei Nacht noch bei einer Sonnenfinsternis eine
Verringerung der Strahlung fand, so kann man wohl kaum die Sonne als
Ursache dieser hypothetischen Strahlung ansehen, wenigstens solange
man nur an eine direkte γ-Strahlung mit geradliniger Fortpflanzung denkt.
Physik. Zeitschr. 13, 1084 (1912)
A. Lindner
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A. H. Compton
Compton,, 1932:
Astroteilchenphysik
Woraus besteht die
kosmische Strahlung?
Variation des Flusses
der kosmischen
Strahlung mit dem
Breitengrad:
Die kosmische
Strahlung besteht aus
geladenen Teilchen!
A. Lindner
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4
Kosmische Strahlung: Teilchen von der Sonne?
Messungen
des SOHOSatelliten
Energien der „Sonnenteilchen“ relativ niedrig,
nicht ausreichend zur Erklärung der Ionisation der Luft!
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Messung der kosmischer Teilchen
Funkenkammer:
Nebelkammer:
Mit Funken- und Nebelkammern: Nachweis einzelner Teilchen
A. Lindner
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5
Die Geburt der Hochenergiephysik
Erste Entdeckungen des „Teilchenzoos” in Analysen
der kosmischen Strahlung.
1932: Positron (Antimaterie!)
1937: Myonen
1947: Pionen, Λ, K
1952: Ξ-, Σ+
1971: Charm (?)
A. Lindner
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1936: Nobelpreise für Hess und Anderson
V. F. Hess:
Entdeckung der
kosmischen
Strahlung (1912)
A. Lindner
C. D. Anderson:
Entdeckung des
Positrons in der
kosmischen
Strahlung (1932)
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6
P. Auger 1938: „Ausgedehnte Luftschauer“
Messung
Theorie
A. Lindner
) Teilchen erreichen nahezu
gleichzeitig Detektoren mit bis
zu 300 m Abstand.
) Die Teilchen müssen einen
gemeinsamen Ursprung haben.
) Hochenergetische
Primärteilchen lösen in der Luft
„Schauer“ sekundärer Teilchen
aus, die den Boden erreichen
) Energie bis über 1015eV
= 1000·HERA(Protonen)
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Astroteilchenphysik
Ausgedehnte Luftschauer
Hochenergetische „primäre“ Teilchen der kosmischen
Strahlung wechselwirken mit den Atomen der Erdatmosphäre
) Sekundäre Teilchen werden erzeugt,
die in weiteren Reaktionen weitere
Teilchen produzieren.
) Entstehung einer Teilchenlawine.
) Teilchen-„Pfannkuchen“ erreicht mit
(fast) Lichtgeschwindigkeit den
Erdboden.
A. Lindner
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7
Energien in der kosmischen Strahlung (CR)
• Einfaches Spektrum der Form E-α
• Energien bis über 1020eV
(=100.000.000 · HERA(Protonen))
• Mikroskopische Teilchen mit
makroskopische Energien.
Wirkung von 3·1021eV:
HERA (p)
A. Lindner
Full Name: Randall David Johnson
Height: 6-10. Weight: 231 lbs.
Bats: Right. Throws: Left. Pos: SP.
Born: September 10, 1963, Walnut Creek, CA,
College: USC
2004 Salary: $16,500,000.
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Astroteilchenphysik
Woher kommt die kosmische Strahlung (CR)?
theoretische Überlegungen
A. Lindner
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8
Temperaturen und Energien im Kosmos
Zusammenhang von Temperatur und Energie:
Je heißer, desto höher die Energie der Wärmestrahlung,
bei der die maximale Intensität abgestrahlt wird.
Wien‘sche Gesetz: Emax[eV] = 0,000427 · T[K]
CR: Es gibt keine ausreichend „heiße“ Stellen im Kosmos !
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
CR
CR--Spektrum Ù Wärmestrahlung
Das Energiespektrum der CR
ist völlig anders als ein PlanckSpektrum der Wärmestrahlung.
Planck-Spektrum
A. Lindner
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9
Ursprung der kosmischen Strahlung
Die kosmische Strahlung kann aufgrund der hohen Energien
und der Form des Spektrums nicht aus
Gleichgewichtsprozessen (z.B. „Sternleuchten“) stammen.
Höchste Energien werden in „blitzartigen“ Ereignissen,
Explosionen oder „kosmischen Beschleunigern“ erzeugt
.
Kosmische Strahlung:
Blick in das turbulente (violent) Universum
Klassische Astronomie: „Gleichgewichtsuniversum“
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Denkbare galaktische Beschleuniger
Cas. A
• Supernova-Reste
entwickeln Schockfronten
im interstellaren Medium.
• In den Schockfronten
finden turbulente Prozesse
statt, sichtbar in Radiound Röntgenstrahlung.
Sind dies die kosmischen
Beschleuniger?
A. Lindner
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10
Schockbeschleunigung
Vorgeschlagen von E. Fermi 1949:
• Energiegewinn pro Querung:
ΔE = E· (1+d)
• Wahrscheinlichkeit für Entkommen
aus dem Bereich der Schockfront:
Pesc
Supernova-Explosion
Schockfront zum
interstellaren
Naive Modell
Medium
) Viele Querungen:
N(E) ~ E-α
mit α = ln(1/(1- Pesc))/ln(1+d) + 1
Teilchen „surfen“ auf
interstellaren Schockwellen
A. Lindner
) Potenzspektrum mit α ≈ 2 (Cas. A)
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Kandidaten für kosmische Beschleuniger
Maximal erreichbare Energie:
• Stärke und
• Ausdehnung des Magnetfeldes,
• Ladung des Teilchens.
Emax ≈ Z · B· L
Bislang meist
nur
theoretische
Möglichkeiten!
A. Lindner
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11
Ursprung der kosmische Strahlung:
Theoretische Überlegungen:
• Teilchen werden an Schockfronten beschleunigt
• Mögliche Kandidaten sind denkbar
Die Herausforderung: experimentelle Beweise!
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Intermezzo: Was ist Astroteilchenphysik?
Versuch einer Zusammenstellung:
• Lerne Teilchenphysik aus astrophysikalischen Beobachtungen
Neutrinoeigenschaften, neue Arten von Materie und Energie,
Wirkungsquerschnitte bei höchsten Energien, Zeitvariationen von
Natur„konstanten“, Struktur von Raum und Zeit, …
•
Anwendung von Techniken der Teilchenphysik auf die
Astrophysik:
Kalorimeter und Spurdetektoren auf Satelliten und Ballonen,
bodengestützte Teilchen- und Cherenkovlichtdetektoren zur Messung
der CR, Handhabung großer Datenmengen, TeV-Astronomie,
Astronomie mit Neutrinos, …
•
Kosmologie mit den Erkenntnissen der Teilchenphysik:
Urknall-Theorie, Nukleonsynthese, Kandidaten für die dunkle Materie
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
12
Laboratorien der Astroteilchenphysik
(die wahre Motivation?)
Ungewöhnliche Orte ...
... und etwas
Abendteuer.
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Kollaborationen in der Astroteilchenphysik
Ungefähr eine Größenordnung kleiner als in der Teilchenphysik
MAGIC (Astroteilchenphysik)
A. Lindner
ATLAS (Teilchenpyhsik)
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Astroteilchenphysik
13
Messungen der geladenen kosmische Strahlung:
• Messprinzip „Luftschauer“
• Ergebnisse im Energiebereich des „Knies“
• Ergebnisse bei höchsten Energien
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Die experimentelle Problematik
• Niedrige Teilchenflüsse:
– Knie: 1 Teilchen / m2 /Jahr
– Knöchel: 1 Teilchen / km2 /Jahr
1/m2/Jahr
• Keine direkten Beobachtungen z.B.
über Satelliten möglich
1/km2/Jahr
• Einzige Möglichkeit:
Eigenschaften der Primärteilchen
über Analyse der Luftschauer
A. Lindner
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14
Messprinzip „Luftschauer“
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Die experimentelle Herausforderung
Aus der Beobachtung eines Luftschauers:
• Richtung, Energie und Massenbereich
des Primärteilchens auf statistischer Basis
Detailsimulation eines Schauers,
Beobachtung von unten, Gitter
bewegt sich mit
Lichtgeschwindigkeit
e±, γ, μ±, π, K, p, n, N
A. Lindner
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15
KASCADE: ein Experiment zum CR
CR--Knie
KArlsruhe Shower Core and
Array DEtector
A. Lindner
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KASCADE (1)
Messe möglichst viele Komponenten des Luftschauers:
Elektronen und Photonen
Myonen
A. Lindner
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16
KASCADE (2)
320 m2 großes
Zentralkalorimeter
Ein 12 TeV Hadron:
A. Lindner
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Eine Luftschauer
Luftschauer--Messung
Teilchenzahlverteilung
ª Energie
A. Lindner
Ankunftszeit der Schauerfront
ª Richtung
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17
„Himmelskarte“ mit kosmischer Strahlung
sichtbares Lichtfür CR
Naive Vorstellung
Experimentelles Ergebnis
Richtungsbestimmung der (geladenen) kosmischen Strahlung:
Keine kosmischen Beschleuniger direkt identifizierbar!
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Warum ist die CR isotrop verteilt?
Geladene Teilchen werden
durch Magnetfelder abgelenkt
p+p Æ πo+X
Pγγ
• „Beschleuniger“ nicht direkt durch geladene CR sichtbar
• Anzahl neutraler CR zu klein, um z.B. mit KASCADE
Beschleuniger direkt zu identifizieren
Und nun?
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
18
Strategien zur Identifizierung der Beschleuniger
1. Selektion von hochenergetischen Photonen aus der kosmischen
Strahlung ) später
2. Detailanalysen der geladenen CR und Vergleich mit Modellen
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Strategien zur Identifizierung der Beschleuniger
Detailanalysen der geladenen CR und Vergleich mit Modellen
Annahme über CR-Primärteilchen
Modifikation
Simulation Luftschauer
Vorhersage Messergebnisse
unterschiedlich
Vergleich
Problem:
Zwei „Stellschrauben“!
Experimentelle Resultate
identisch
Vergleiche Eigenschaften CR mit Vorhersagen der Beschleunigermodelle
A. Lindner
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19
Selektion von geeigneten
Luftschauersimulationen
Mühsame Selektion und Anpassung geeigneter
Luftschauersimulationen, aber anscheinend (langsame)
Konvergenz.
Keine drastischen Inkonsistenzen zwischen Daten und Modellen.
A. Lindner
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HEP und Luftschauersimulationen
√s LHC (pp)
A. Lindner
HEP-Experimente:
• Verfügbare Schwerpunktsenergie reicht
über „Knie“ hinaus, aber
• Raumwinkelabdeckung zu klein, um
Luftschauersimulationen zu überprüfen.
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20
Ergebnisse zum „Knie”
• Knie in leichter („Proton“)
und schwere („Eisen“)
Komponente der CR
kompatibel mit:
Emax ≈ Z · B· L
• Messungen kompatibel mit
Schock-Beschleunigung
der CR in SupernovaÜberresten
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Überblick: Erklärungen für das „Knie“
Modell
Pro
Contra
ch
• Unterschiedliche
gli c
ö
Massengruppen: E(Knie) ≈ Z
g mh
n
• Größe der Änderung des
idu urc
Spektralindex am Knie che ur d s)?
Beschleunigung in
SupernovaÜberresten
ts
„Leckage“ aus
Galaxie
c
gül er Bes Photon
d
en ion d eis (
e
n
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A. Lindner
rn
i no
tr der Änderung des
• UnterschiedlicheEn nige r •euGröße
u
e
N
e
,
Massengruppen:
Spektralindex am Knie
hl ≈enZ
tig E(Knie)
DESY Abendvorlesung
• Unterschiedliche
Massengruppen:
E(Knie) ≈ Z
• Keine großen
Diskrepanzen zwischen
Simulation und Daten
Astroteilchenphysik
21
Vom „Knie“ zu höchsten Energien
• Bis zum „Knie“
Schockbeschleunigung an
Supernova-Überresten (?)
• Woher stammt die CR bei
höheren und höchsten
Energien?
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Neue experimentelle Herausforderungen …
KASCADE
AUGER
• Detektorfläche:
104 m2 Ö109 m2
• (Noch) größere
Unsicherheiten in den
Schauersimulationen
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
22
… und Chancen
• CR bei höchsten Energien werden
nicht mehr stark durch Magnetfelder
abgelenkt. Ist „Astronomie“ möglich?
• Neue Messmöglichkeit:
Szintillationslicht, das durch den
Luftschauer in der Atmosphäre erzeugt
wird.
) Messung der gesamten
Schauerentwicklung!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Bisherige Ergebnisse bei höchsten Energien I
Ankunftsrichtungen:
AGASA
(4-10)·1019eV
> 1020eV
Galaktischer Äquator
Supergalaktische Ebene
• keine Anhäufungen sichtbar!
Beschleuniger sehr weit entfernt?
• sehr wenig Statistik!
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
23
Bisherige Ergebnisse bei höchsten Energien II
Energiespektrum:
Wenn sich die Beschleuniger
der CR bei höchsten Energien in
kosmologischen Distanzen
befinden (wie aufgrund
fehlender Anhäufungen
erwartet), dürften Teilchen mit
E > 5·1019eV aufgrund
Reaktionen mit der kosmischen
Hintergrundstrahlung nicht bei
uns ankommen.
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Der GZK
GZK--Cutoff
Greisen-Zatsepin-Kuz'min:
Das Universum ist für CR mit
höchsten Energien nicht transparent,
da es zu Photoproduktion von
Pionen kommt:
N + γ Æ N' + n·π
mit Photonen der kosmischen
Hintergrundstrahlung (Eγ=10-3eV):
Photoproduktion für
E(N) > 5·1019eV
Mittlere freie Weglänge:
„nur“ 30 Millionen Lichtjahre
A. Lindner
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24
Bisherige Ergebnisse bei höchsten Energien II
Energiespektrum:
Wenn sich die Beschleuniger
der CR bei höchsten Energien in
kosmologischen Distanzen
befinden (wie aufgrund
fehlender Anhäufungen
erwartet), dürften Teilchen mit
E > 5·1019eV aufgrund
Reaktionen mit der kosmischen
Hintergrundstrahlung nicht bei
uns ankommen.
ch!
rspru c
Wide
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Warum gibt es CR mit E > 5·1019eV?
• Sind die Beschleuniger doch kosmologisch nahe bei und
gleichzeitig die Magnetfelder viel stärker als vermutet?
• Stammen die höchstenergetischen
Teilchen aus Zerfällen exotischer
Reste des Urknalls?
• Ist die Lorentz-Invarianz
verletzt?
• Sind die Beobachtungen falsch?
Mehr Daten!
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
25
Das Pierre Auger Observatorium
• Deutlich verbesserte
Statistik
• Durch Messung von
Szintillationslicht viel
bessere Systematik bei
Energiebestimmung
Klärung des GZK-Problems in
wenigen Jahren?
Zweites Observatorium in Utah geplant
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Die neue Astronomie
„Licht“ mit Energien größer als 100 GeV
A. Lindner
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26
Motivation für Astronomie bei E > 100 GeV
Geladene Teilchen werden
durch Magnetfelder abgelenkt
p+p Æ πo+X
Pγγ
• Indirekte Identifikation der galaktischen Beschleuniger
(Supernova-Überreste) durch Analysen der geladenen kosmischen
Strahlung problematisch
) Suche nach hochenergetischen Photonen, die am Beschleuniger
erzeugt werden
Neue experimentelle Methoden notwendig!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Instrumente für GeV
GeV--TeV Photonen
Die Herausforderung:
Photonenfluß des Krebsnebels
(hellste galaktische Quelle im GeV-TeV Bereich)
F(Eγ > 500GeV) = 10 /m2/Jahr
ª Nicht mit Satelliten messbar!
Die Lösung:
Messe durch Photonen ausgelöste Luftschauer!
¾ Selektion von „Photonschauern“
¾ Möglichst niedrige Energieschwelle, um maximalen
Photonzahl zu detektieren.
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
27
Proton
Proton-- und Photonschauer
Photoninduzierte Luftschauer sind gegenüber protoninduzierten
• nur aus Elektronen, Positronen und Photonen zusammengesetzt,
• viel kompakter,
• viel gleichmäßiger,
• klingen schneller ab.Detailsimulation von Schauern,
Beobachtung von unten, Gitter
bewegt sich mit
Lichtgeschwindigkeit
e±, γ, μ±, π, K, p, n, N
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
Imaging Air Cherenkov Telescopes ((IACTs
IACTs
IACTs))
Cherenkov-Licht wird von geladenen
Teilchen emittiert, die sich in einem
Medium schneller als das Licht bewegen
Teilchen aus Schauer
müssen nicht den
Boden erreichen
) niedrige
Energieschwelle
Nur in klaren,
mondlosen Nächten!
120 m
A. Lindner
Messe das vom
Luftschauer emittierte
Cherenkov-Licht.
„Automatisch”:
Detektorfläche: 104 m2
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Astroteilchenphysik
28
IACT Beispiel: Das HEGRA Experiment
• Segmentierter Spiegel
(Anforderungen viel geringer als für
optische Astronomie)
• Kamera aus hunderten
Photomultiplier, um die sehr
schwachen und sehr kurzen
Cherenkov-Lichtblitze zu messen.
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Identifikation von Photonschauern
Luftschauerbilder
Photonschauer sind
• kompakter und
• homogener als durch Atomkerne
ausgelöste Schauer
HESS
γ
ª Bildanalysen
CR
• Selektion von
Photonen
erfolgreich!
• Sehr gute
Richtungsbestimmung
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
29
Noch besser : Stereo Beobachtung
HEGRA
Durch Kombination von unterschiedlichen Bildern des gleichen
Luftschauers Verbesserungen von Photon-Selektion und Messpräzision:
Für einzelne Photonen: σE=10%, σΘ<0.1°
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
30
Der Krebsnebel (M1): die Standardkerze
Überrest einer Supernova-Explosion aus dem Jahr 1054
Expansion in 30 Jahren
Synchrotronstrahlung von
Elektronen
Compton-gestreute Photonen
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Neue Experimente
HESS: 4 10m-IACTs, Namibia
MAGIC: 17m IACT, La Palma
(2003)
1989:
Erste Beobachtung des Krebsnebels bei TeV Energien:
50h Beobachtungszeit (WHIPPLE, Arizona)
2003/2004: HESS und MAGIC Messung des Krebsnebels in 30s!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
31
High Energy Stereoscopic System &
Major Advanced Gamma ImagingCherenkov Telescope
Schnell für „Burst“
Ausrichtung der einzelnen Spiegel
MAGIC
HESS
MAGIC
• Sensitiv auf Quellen mit < 1% des Flusses des Krebs-Nebel
• Beobachtungslücke zu Satellitenmessungen wird geschlossen
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Ergebnisse: galaktische Quellen (Auswahl)
Krebs-Nebel
(Elektron-Beschleuniger)
Cas. A
(Kosmische Strahlung?)
Gal. Zentrum
(Schockfronten?)
(CR-Gas WW?)
(Protonen am schwarzen Loch?)
(Annihilation Dunkler Materie?)
Hier:
sind Supernova-Überreste die gesuchten
Beschleuniger der kosmischen Strahlung?
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
32
Beobachtung: Korrelation von Röntgen
Röntgen-- und
TeV
TeV--Strahlung
• Synchrotron-Emission
von Röntgenstrahlung
• Inverse ComptonStreuung der
Röntgenphotonen auf
TeV-Energien
Synchrotronstrahlung von
Elektronen
Compton-gestreute Photonen
A. Lindner
• Parameter:
– Stärke des
Magnetfeldes
– Energie der Elektronen
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Beschleunigung in Supernova
Supernova--Überresten?
W. Hofmann, MPI Heidelberg
SN 1006
Energy
flux
E2 dn/dE
πo
~ ρ2ISM
Electron population
low B field (4 μG)
Electrons + protons
high B field (> 20 μG)
A. Lindner
DESY
Photon
Abendvorlesung
energy
[eV]
IC
~ B-2
Astroteilchenphysik
33
Kosmische Strahlung aus Supernova
Supernova-Überreste
Magnetfeld klein ) Elektronbeschleuniger
•
• Magnetfeld groß ) Elektron- und Kernbeschleuniger
SN 1006, Berezhko, Ksenofontov, Völk, 2003
Cas A, Berezhko & Völk, 2004
Große Magnetfelder!
Chandra
SN 1006
Chandra
Cassiopeia A
[O(100 μG)]
Fast 100 Jahre altes Rätsel der kosmischen Strahlung:
Bald gelöst? HESS, MAGIC und Co. könnten die Antwort liefern
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Suche nach galaktischen Beschleunigern …
… und entdecke extragalaktischer Quellen!
Die Überraschung:
TeV-Photonen aus
entfernten Galaxien
) Hochvariabel
) Heller als der Krebs!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
34
Extragalaktische Quellen:
Active Galactic Nuclei (AGN)
• AGNs: schwarze Löcher mit bis zu 1010 Sonnenmassen
• Aufgrund Gravitation Einfall von Materie
ª Relativistische Jets auf Rotationsachse des schwarzen Lochs
• Falls Jet auf Beobachter zeigt:
ª TeV Photonen
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Was wird in AGNs beschleunigt?
Beobachtung:
enge Korrelation zwischen
Röntgen- und TeV-Strahlung
TeV-Emission von AGNs kann mit Elektronen erklärt werden.
Beschleunigung von Kernen nicht ausgeschlossen, aber Beweis fehlt.
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
35
Analyse von AGN
AGN--Daten
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
„GZK
“: Reaktionen von TeV
GZK--Analogon
Analogon“:
TeV--Photonen
Das Universum ist für hochenergetische
Photonen nicht transparent:
γTeVγbackground Æ e+ eWieso erreichen uns 10 TeV Photonen
aus kosmologischen Distanzen?
• Gibt es unbekannte Eigenschaften der
Quelle?
• Unerwartete Eigenschaften der
intergalaktischen Strahlungsfelder?
• Lorentz-Invarianz verletzt?
Mehr Daten!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
36
Überraschung von HEGRA: H1426+428
Entfernung: z=0,129 ) Vierfache Entfernung von Mkn 421,
501!
Teilweise „unsinnige“ Ergebnisse nach Absorptionskorrektur
?
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
IACTS: ein neuer Zweig der Astronomie
• Entdeckung der galaktischen Beschleuniger
der kosmischen Strahlung
• Verständnis der aktiven galaktischen Kerne
• Photonen aus der Annihilation dunkler Materie
• Mehr Überraschungen?
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
37
Überraschung: unidentifizierte Quelle I
HEGRA
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Überraschung: unidentifizierte Quelle II
Februar 2004
März
April /
Mai
2
2
2
1
1
1
HESS:
1: PSRB1259-63 (eigentliches Ziel der Beobachtung)
2: Unbekanntes Objekt, Ausdehnung etwa 0,2°
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
38
Resümee und Ausblick
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Woher stammt die kosmische Strahlung?
GRB
Unser heutiges Modell:
Atomkerne werden an Schockwellen auf höchste Energien
beschleunigt.
Kandidaten für Beschleuniger:
Beschleuniger
SupernovaSupernovaÜberrest
Überrest
Ausdehnung Magnetfeld Max. Energie
9
100
100 pc
pc
-3
10
10-3 G
G
17
10
1017 eV
eV
?
0,01 pc
10 G
1018 eV
Gamma Ray ??
Bursts (GRB)
100 km
1010 G
1020 eV
AGN Jets
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
39
Das Spektrum der kosmischen Strahlung
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Ausblick
• Durchbrüche in den nächsten Jahren
durch
– neue Instrumente (HESS,
MAGIC),
– „Multiwavelength“ Kampagnen.
• Nächste Experiment-Generation
wird bereits geplant:
– IACTs,
– geladene kosmische Strahlung
bei kleinen und höchsten
Energien.
• Ein ganz neues Fenster:
Neutrino-Astronomie!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
40
Neutrino
Neutrino--Astronomie
AMANDA
Geladene Teilchen werden
durch Magnetfelder abgelenkt
p+p Æ π++X
Pυμ+
„Smoking Gun“ für die Beschleunigung von Atomkernen:
Entdeckung von kosmischen Neutrino-Quellen.
DESY ist maßgeblich an Betrieb und Entwicklung
entsprechender Experimente beteiligt:
BAIKAL, AMANDA, ICECUBE (1km3)
Es funktioniert!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
„Anwendungen“
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
41
Projekte an Schulen
Einfache Detektoren, die
von Schülern betreut und
durch Wissenschaftler
koordiniert werden:
• HISPARC (Niederlande)
• (N)ALTA (Nordamerika)
• SESA (Schweden)
• EEE (Italien)
• …
Kombination von Didaktik
und „echter“ Wissenschaft!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Was verbirgt sich im
Inneren einer Pyramide?
Idee:
• „Durchleuchte“ eine
Pyramide mit kosmischen
Muonen
• Falls Hohlräume existieren,
werden Muonen aus den
entsprechenden Richtungen
weniger absorbiert.
Leider noch keine Ergebnisse!
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
42
Kosmische Strahlung und Erdklima
Warum haben kleine Änderungen in der Intensität der Sonne
relativ große Änderungen des Erdklimas zur Folge?
Svensmark, Friis-Christensen (1997):
Erhöhte Sonnenaktivität
) weniger CR
) weniger Ionisation in Luft
) weniger Wolken
„Missing Link“ zum
Klimaverständnis?
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Anstelle einer Zusammenfassung
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
43
Astroteilchenphysik
Vielseitig ...
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
Astroteilchenphysik
... aufregend …
Feuer und Eis am HEGRA Experiment auf
der Kanarischen Insel La Palma
A. Lindner
DESY Abendvorlesung
Astroteilchenphysik
44
… und faszinierend!
H1 bei HERA
Wenn Größtes und Kleinstes so eng zusammenhängen, wie dies in der
Astroteilchenphysik sichtbar ist:
Fangen wir an, die Wirklichkeit zu begreifen?
A. Lindner
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Astroteilchenphysik
45