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Kosmische Strahlung auf der
Erde
Spektrum
 Zusammensetzung
 direkte Beobachtungsmethoden
 indirekte Beobachtungemethoden
 (Seminarthemen)
 Magnetfelder

1
Blockseminar-Themen
Themenkreis: Ursprung kosmischer Strahlung
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
1) Windphasen massiver Sterne
2) Endstadien der Sternentwicklung
3) Kompakte Überreste von Sternen
Themenkreis: Beobachtung von nicht-thermischen Phänomenen
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1) Röntgenemission von Supernova-Überresten (Chandra: Filamente+Zeitvariabilität)
2) Gamma-Emission aus der Galaktischen Ebene (EGRET+GLAST)
3) TeV-Beobachtungen von schalenförmigen Supernova-Überresten (HESS)
4) Radiobeobachtungen von kosmischer Strahlung (Ice, Mond, LOPES)
Themenkreis Extragalaktische Beschleuniger
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
1) Beobachtung und Ursprung ultra-hochenergetischer kosmischer Strahlung (top-down, bottomup, AUGER, HiRES,EUSO)
2) Hochenergetische Phänomene in AGN
3) Galaxienhaufen
4) EBL-Absorption
Themenkreis: Exoten
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

1) Indirekte Suche nach dunkler Materie (PAMELA, HESS, IceCUBE)
2) Dunkle-Materie-Sterne
3) Axion- und Photonoszillationen
2
Windphasen massiver Sterne
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
Massive (O+B)-Sterne
durchlaufen am Ende ihrer
Entwicklung eine kurze
Phase mit großen
Masseverlusten
(~10-5 Msonne/Jahr).
Mechanismus der
Windentstehung ("line
driven winds")
Wind-termination
Wind-wind-shocks
Superbubbles
"clumpy" winds
3
Endphasen der
Sternentwicklung
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


Kern-Kollaps isolierter
massiver Sterne
Akkretion +
Deflagration in
Binärsystemen
->thermonukleare SN
Vergleich der SNTypen
4
Kompakte Überreste von
Sternen
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weiße Zwerge
Neutronensterne
schwarze Löcher
Pulsarwindsysteme
Entartetes Elektronengas ->
weißer Zwerg
Chandrasekhar-Grenze
Entartetes Neutronengas
Tolmann-OppenheimerVolkoff-Grenze
Pulsare
Magnetare
Kompakte Zentralobjekte
Pulsar-Wind-Nebel
5
Krebsnebel (2kpc)
Röntgenbeobachtungen von
Supernovaüberresten (SNR)
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
Thermische Emission von
aufgeheiztem Gas
nicht-thermische
Synchrotronstrahlung
Kühlzeit von Elektronen
durch Synchrotronemission
nicht-lineare Modifikation
(Abkühlung +
Magnetfeldverstärkung)
Filamente
Zeitvariabilität
6
TeV Beobachtungen von
Supernovaüberresten (SNR)
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

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

Quellen +
Charakteristiken
Spektrum + Morphologie
Röntgen-TeV-Korrelation,
TeV-Gas-Korrelation)
Diskussion: Distanz
Effizienz der
Beschleunigung
Alter
RX J1713.7-3946 (1kpc)
7
Gamma-Emission aus der
galaktischen Ebene

EGRET Exzess
8
Radiobeobachtungen von KS
LOPES (KASCADE Grande)
9
Beobachtung und Ursprung ultrahochenergetischer KS

Theoretische Modelle


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

top-down
bottom-up
AUGER
HiRES,
Zukunft: EUSO
10
Hochenergetische Phänomene in
Aktiven Galaxien Kernen (AGN)
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



AGN (Jets,
Akkretion, RadioGalaxien, Blazare)
Extraktion von
Energie aus einem
schwarzen Loch
relativistische
Bewegung in Jets
(superlum. motion)
Jet-Confinement
Termination lobes
Vereinheitlichte
Theorie für AGN
11
Galaxienhaufen

Beschleunigung




AGN
Galaxien
Akkretionsshocks
Confinement von
Cosmic rays
12
Extragalaktische Absorption durch
den „EBL“
13
Axion- und Photonoszillation
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
„Licht-durch-die-Wand“ Experimente
Axionen
Paraphotonen
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„Dunkle-Materie Sterne“
(vergeben)
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Erste Sterne bei z~10-50
Energieproduktion durch Annihilation von
dunkle Materie Teilchen
Gleichgewicht bei:






L = 106Lsonne
T = 4000-10.000 K
R = 1014 cm
T = 0.5Mj
M ~ 800 Msonne (WIMPS 100GeV)
Unterscheidung von POPIII Sternen
15
Indirekte Suche nach Dunkler
Materie (vergeben)
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
Annihilationsprodukte: gamma, neutrinos,
Antimaterie,
PAMELA, H.E.S.S. & IceCUBE
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Ausgedehnte Luftschauer
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
Hadronische
Wechselwirkungen
Elektromagnetische
Wechselwirkungen
Zerfallsprozesse
Cherenkovlicht
Floureszenzlicht
Theoretische Beschreibung
durch
Monte-Carlo Simulationen
wie CORSIKA (COsmic Ray
SImulations for KAscade)
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Schauerbeschreibung



Anzahl der Teilchen im Schauer: 1
pro 109 eV
Schauermaximum ist näher am
Boden je energiereicher
Primärteilchen
Schauermaximum ist näher am
Boden je größer die Massenzahl
der Primärteilchens
xmax Schauermaximum
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Zenithwinkel
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


Zenithwinkel q
Azimutwinkel f
Vertikale Intensität: I(q=0)
Richtungsabhängige
Intensität
I(q,f)=dN/(dAdtdW)
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Zenith Winkel 30°
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Luftschauer Experimente
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KASKCADE („Knie“)
KArlsruhe Shower Core and Array DEtector-Grande
• 200m x 200m (700m x 700m)
• 252 + 37 Detektoren mit 13m Abstand
• 16 Hütten bilden einen unabhängigen Cluster
• Elektronikstation im Zentrum eines Clusters
• Zentraler Detektor in der Mitte des Feldes
• 1014-1018 eV
• Streamertunnel für Myonen
22
KASCADE Hütte
Messung von Photonen,
Elektronen und Myonen
23
KASCADE Zentraler Detektor

Messung des Ortes, der Einfallsrichtung und der
Energie von Hadronen (16 x 20 m2)
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Streamertunnel
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


Bestimmung der
Entstehungshöhe von Myonen
durch Triangulation
Streamertubes: gasgefüllte
Detektoren unter
Hochspannung
Geladene Teilchen (Myonen)
lösen Entladungen aus
Drei Schichten machen
Richtungsbestimmung
mögliche
Wenn Richtung mit KaskadeSchauer übereinstimmt,
werden Teilchen als Myonen
identifiziert
25
Ergebnisse KASKADE
26
KASCADE Grande
27
Dichte der Sekundärteilchen
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Luftschauer Experimente
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AUGER (1020eV)
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


1600 autarken,
solarbetriebenden
Oberflächendetektoren
(SD) mit 1500 m
Abstand
3000 km2 Detektorfeld
1450 m üNN
Südamerika (Pampa)
30
Größe des AUGER
Observatory
31
Oberflächendetektor (SD)
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


10 m2 Grundfläche
120 cm Höhe
gefüllt mit 12 Tonnen
hochreinem Wasser
als Detektionsmedium
cwasser ~ c / 1.3
Cherenkov-Licht wird
mit drei 9 Zoll
Photomultipliern
detektiert
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Ereignisse mit SD
fast vertikaler Schauer
fast horizontaler Schauer
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SD event mit ~1020eV
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Floureszenz Detektor (FD)
• 24 Fluoreszenzteleskope
• 12 m2 Spiegelfläche
• Stickstoff der Luft wird zur Emission
von ultraviolettem Fluoreszenzlicht
angeregt
• Kamera mit 440 Photomultipliern
• 0.1 Mikrosekunden aufgezeichnet
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Kamera und Spiegel
• Spiegel Radius von 3.4 m
• Kamera mit 440 Photomultiplier
=> 440 Pixel
• FOV 30° x 30°
• UV Filter (300-400nm)
• Klaren mondfreien Nächten
=> Duty cycle 12%
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Hybrid-Methode
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