Gamma-Astronomie

Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Wolfgang Pfleger
Andreas Kodewitz
19. Juni 2007
Inhaltsverzeichnis
1 Historischer Abriss
3
2 Entstehung von Gammastrahlung
2.1 Synchrotronstrahlung . . . .
2.2 Bremsstrahlung . . . . . . . .
2.3 Inverse Comptonstreuung . .
2.4 Kernzerfälle . . . . . . . . . .
2.5 Pionenzerfall . . . . . . . . .
2.6 Annihilation . . . . . . . . . .
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
4
4
4
5
5
5
6
3 Detektion von Gammastrahlung
3.1 Physikalische Grundlagen . . . . . .
3.1.1 Photoelektrische Absorption .
3.1.2 Comptoneffekt . . . . . . . .
3.1.3 Paarbildung . . . . . . . . . .
3.2 Szintillationszähler . . . . . . . . . .
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
7
7
7
7
8
9
4 Satelliten
4.1 CGRO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.1 BATSE . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.2 OSSE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.3 COMPTEL . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.4 EGRET . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.1.5 Die Highlights der Ergebnisse von CGRO
4.2 GCN (Gamma-ray bursts Cordinates Network) .
4.3 INTEGRAL . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.1 Ziele von INTEGRAL . . . . . . . . . . .
4.3.2 Instrumente . . . . . . . . . . . . . . . . .
4.3.3 Ergebnisse . . . . . . . . . . . . . . . . . .
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
10
10
12
13
14
15
16
19
21
21
21
24
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
.
5 Terrestrischer Nachweis von Gammastrahlung
27
5.1 Luft-Cerenkov-Strahlung . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
5.2 Luftschauer . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
6 Nahe Zukunft - GLAST
32
6.1 LAT . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
6.2 GBM . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
2
1 Historischer Abriss
• 1961: Explorer-XI detektiert angeblich 22 kosmische Gammaereignisse
• 1969-79: Die militärische Satelliten der Vela Serie dienten eigentlich zur Überwachung von atmosphärischen Atomwaffentests. Doch im Laufe ihres Einsatzes zeigen
sie wiederholt Ausschläge an, die nicht auf Atomwaffentests zurückzuführen sind.
Dies sind die erste sicheren Hinweise auf nicht terrestrische Gammablitze. Die Daten werden vom Militär aber zunächst unter Verschluss gehalten und werden erst
fünf Jahre nach dem ersten Ereignis der Wissenschaft zugänglich.
• 1972-73: SAS-2 entdeckt diffuse Gammahintergrundstrahlung
• 1975-82: COS-B - erste detaillierte Karte
• In den 1980ern werden einige Pulsare entdeckt und man widmet sich hauptsächlich
der Entwicklung und Verbesserung der Messtechnik.
• In den 1990ern etablieren sich auch terrestrische Gammateleskope (für sehr hohe
Energien ∼GeV bis 1020 eV)
• 1991-2000: CGRO - Compton Gamma-Ray Observatory
• 2000: HETE-2 - zur Beobachtung des Nachglühens von GRBs
• 2002: INTEGRAL
• 2004: Swift - Nachglühen, auch von kurzen (t < 2s) GRBs
3
2 Entstehung von Gammastrahlung
Aus dem bekannten Planckschen Strahlungsgesetz
1
8πhc2
· hν
5
λ
e kT − 1
ergibt sich leicht, bei welcher Wellenlänge das Maximum der Strahlungsdichte liegt.
Nullsetzen der Ableitung nach λ liefert das Wiensche Verschiebungsgesetz:
I(ν) =
λmax T = A
Die Konstante A hat den Wert 0.002898 m·K. Für sichtbares Licht (ca. 500 nm) erhält
man eine Temperatur von etwa 5700 K, was ungefähr der Temperatur der Sonnenoberfläche entspricht. Für Gammastrahlung der Energie 1 MeV würde man Temperaturen
von über 2 · 109 K erwarten. Dies lässt darauf schließen, dass die meisten Gammaphotonen nicht-thermischer Art sind. Alle alternativen Möglichkeiten der Entstehung von
Gammastrahlen können aber sehr wohl in Betracht gezogen werden:
2.1 Synchrotronstrahlung
Synchrotronstrahlung entsteht, wenn sich hochenergetische geladene Teilchen in Magnetfeldern bewegen. Dabei werden die Teilchen durch die Lorentzkraft auf Spiralbahnen
gezwungen und strahlen durch die Beschleunigung Photonen tangential zur Spiralbahn
ab. Da die Synchrotronstrahlung polarisiert ist, ist sie leicht von thermischer Strahlung
zu unterscheiden. Das Spektrum ist kontinuierlich und hat ein Maximum bei:
2
eB⊥
E
νmax ∝
m0 m0 c2
Dabei ist B⊥ die senkrechte Komponente der magnetischen Flußdichte und E die Energie des geladenen Teilchens mit Ruhemasse m0 . Dieser Prozess spielt hauptsächlich bei
leichten Teilchen (Elektronen) und extrem starken Magnetfeldern (Neutronensterne) eine Rolle. Aber man erwartet auch Synchrotronstrahlung von extrem hochenergetischen
Protonen.
Das Vorhandensein von astronomischer Synchrotronstrahlung wird als Evidenz für das
Vorhandensein von relativistischen Teilchen in den beobachteten Objekten gewertet. Allerdings wird nicht erwartet, dass Synchrotronstrahlung den TeV-Bereich erreicht.
2.2 Bremsstrahlung
Wird ein hochenergetisches Elektron im Coulombfeld eines Kerns abgelenkt, emittiert
es dabei Photonen mit Energien der Größenordnung ihrer kinetischen Energie. Der Wirkungsquerschnitt ist dabei proportional zur Kernladungszahl des Kerns und etwa umgekehrt proportional zur Energie des Bremsstrahlungsphotons. Dies ist auch ein wesentlicher Mechanismus bei der Entwicklung von Luftschauern in der Atmosphäre. Im engeren
Sinne ist dies ein Spezialfall der Synchrotronstrahlung.
4
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
2.3 Inverse Comptonstreuung
Wenn Photonen geringerer Energie durch Stöße mit energiereichen Teilchen einen Energiegewinn davontragen, spricht man von inversem Comptoneffekt. Findet der Energieübertrag in die andere Richtung statt, hat man den normalen Comptoneffekt.
Der mittlere Energiegewinn Eγ 0 von Photonen der mittleren Energie Eγ ist proportional
zum Quadrat der relativistischen Elektronenenergie Ee :
Eγ 0
4
' Eγ
3
Ee
me c2
2
Abbildung 2.1: Beschleunigungsprozeß in einem AGN
2.4 Kernzerfälle
Da die Bindungenergien in Atomkernen im Bereich von MeV liegen, können durch Absorption oder Emission von Kernteilchen entsprechende Energien freigesetzt bzw. aufgenommen werden. Die Energien sind diskret und charakterisieren jeweils eine ElementIsotopenart. Ein Zerfall lässt sich so formulieren:
n
X→
n−1
Y ∗ + e+ →
n−1
Y +γ
2.5 Pionenzerfall
Bei inelastischen Stößen zweier Protonen können durch starke Wechselwirkung neutrale
Pionen (π 0 ) entstehen, welche nach einer mittleren Lebensdauer von τ = 0.8 · 10−16 s in
5
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
zwei Photonen zerfallen.
p + p → π 0 + Rest; π 0 → γγ
Die Photonen teilen sich dabei neben der Ruheenergie der Pionen mπ0 = 135MeV
auch die relativistische Energie der π 0 -Mesonen. Dabei können sehr energiereiche Gammaquanten auftreten. Außerdem zeigt sich eine Dopplerverschiebung und Verbreiterung
der Linie. Diese kommen aus der Impulserhaltung des hochenergetischen Stoßes.
2.6 Annihilation
Als Annihilation oder Paarvernichtung bezeichnet man den Vorgang, dass ein Teilchen
und ein Antiteilchen zerstrahlen. Der energieärmste Prozess ist dabei die ElektronPositron-Paarvernichtung. Elektron und Positron haben jeweils die Ruhemasse 511 keV,
zusammen also 1,022 MeV. Die Impulserhaltung schreibt jedoch vor, dass zwei Photonen
entstehen müssen. Diese haben dann wieder die Energie von 511 keV.
6
3 Detektion von Gammastrahlung
Die Detektion von Gammastahlen ist nur anhand ihrer Wechselwirkung mit Materie
möglich. Die entstehende Sekundärstrahlung wird dann mit Hilfe eines Kalorimeters detektiert. Inwieweit sich Aussagen über Richtung und Energie der einfallenden Gammastrahlung treffen lassen, hängt in großem Maße vom individuellen Aufbau des Detektors
ab. In diesem Abschnitt werden daher nur die zugrunde liegenden Effekte erläutert.
3.1 Physikalische Grundlagen
Die wichtigsten Effekte bei der Detektion von Gammastrahlung sind: Photoelektrische Absorption, Comptoneffekt und Paarbildung. Beim Design von Detektoren müssen
aber auch weitere Effekte wie z.B. die Rayleigh-Streuung berücksichtigt werden, zum
Verständnis der Charakteristik der Detektoren reichen aber diese drei Effekte aus.
3.1.1 Photoelektrische Absorption
Die photoelektrische Absorption dominiert im untersten Bereich der Gammastrahlung,
also bis ca. 500keV. Hierbei wird der größte Teil der Energie des einfallenden Photons
durch Photoeffekt auf ein im Kristall gebundenes Elektron übertragen.
Ee = hνi − Eb
Darauf folgt eine fluoreszente Röntgenemission die ebenfalls absorbiert wird. Die Photonen die diesen Prozess durchlaufen, tragen zum Photopeak bei E ∼ hν bei. Die charakteristische K-Flanke (K-edge) im Wirkungsquerschnitt entsteht wenn die Energie des
einfallenden Photons groß genug ist, um die Bindungsenergie der K-Schale zu überwinden.
Da die Bindungsenergie von der Kernladungszahl abhängt, gilt für den Wirkungsquerschnitt:
σPhoto ∝ Z n mit 4 ≤ n ≤ 5
3.1.2 Comptoneffekt
Zwischen Energien von ca. 500keV und 7MeV dominiert der Comptoneffekt. Wird ein
Photon an einem Elektron im Kristall gestreut, so überträgt es die Energie Ee = hνi −hνo
wobei
hνi
hνo =
hνi
1 + m0 c2 (1 − cos θ)
m0 c2 ist die Ruheenergie des Elektrons und θ der Streuwinkel.
7
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 3.1: Response-Funktion eines NaI(Tl)-Szintillators bei E0 = 800keV
Daraus folgt:
Ee,min = 0
Ee,max = hνi
1−
1
1+
für θ = 0
(3.1)
für θ = π
(3.2)
!
hνi
m0 c2
Da jeder Streuwinkel möglich ist, ist die Energieverteilung der Elektronen kontinuierlich und wird durch den Klein-Nishina-Wirkungsquerschnitt beschrieben. Emax wird
Compton-Edge (vgl. Abbildung 3.1) genannt.
Beim Comptoneffekt gilt für den Wirkungsquerschnitt:
σCompton ∝ Z
3.1.3 Paarbildung
Bei Energien über 7MeV wird schließlich die Paarbildung zur wichtigsten Wechselwirkung. Da hierbei die Energie des Photons in ein Elektron-Positron-Paar umgewandelt
wird, beträgt die kinetische Energie eines solchen Paares Ekin = hν − m0 c2 . Wird die
gesamte kinetische Energie in der Materie absorbiert, erzeugt dies einen Peak bei hν.
Die Positronen rekombinieren allerdings relativ schnell wieder mit einem Elektron und
senden dabei zwei Photonen aus. Entkommt eines der Photonen der Detektion und das
andere wird absorbiert, so trägt es zum Single-Escape-Peak bei hν − m0 c2 bei. Wenn
beide Photonen entkommen, gibt es einen Beitrag zum sog. Double-Escape-Peak bei
hν − 2m0 c2 . Entkommt keines von beiden, so tragen sie zum Photopeak bei.
Für den Wirkungsquerschnitt gilt bei der Paarbildung:
σPaar ∝ Z 2
8
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 3.2: Response-Funktion eines NaI(Tl)-Szintillators bei E0 = 2.0MeV
3.2 Szintillationszähler
Ein Szintillationszähler besteht aus einem Szintillationsmedium und einem Kalorimeter.
Als Medium kommen in Frage: anorganische Kristalle, wie z.B. NaI(Tl), CsI(Na) oder
BGO, organische Kristalle, wie Anthrazen, anorganische Lösungen, Kunststoffe, Edelgase oder Gläser. Das Kalorimeter kann entweder die entstehende Wärme, das Szintillationslicht, Elektron-Lochpaare (Halbleiterdetektoren) oder die Ionisationsspur messen.
Bei einem der häufig verwendeten NaI(Tl)-Detektoren ergeben die erläuterten Wechselwirkungen eine Kennlinie, wie sie in Abbildung 3.3 zu sehen ist.
Abbildung 3.3: Kennlinie eines NaI-Szintillators
9
4 Satelliten
4.1 CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory)
Abbildung 4.1: CGRO: schematische Darstellung [1]
Abbildung 4.2: CGRO: Fotografie aus dem Space-Shuttle Atlantis [1]
Das CGRO war mit seinen 17 Tonnen Gesamtgewicht das erste große Gamma-Observatorium. Nach seinem Start am 05.04.1991 vom Spaceshuttle Atlantis aus, lieferte es
in 9 Messzyklen bis zu seinem kontrollierten Wiedereintritt in die Erdatmosphäre am
04.06.2000 eine unglaubliche Menge an Daten, deren Auswertung bis heute nicht abgeschlossen ist und zu vielen neuen Erkenntnissen geführt hat.
CGRO besteht aus 4 Einzelexperimenten, die zusammen einen Energiebereich von 30keV
bis 30GeV abdecken.
10
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 4.3: Zusammenfassung der Detektorcharakteristiken von CGRO [1]
11
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
4.1.1 BATSE (Burst And Transient Source Experiment)
CGRO trägt 8 identische Module die zusammen das BATSE ergeben. Jedes Modul besteht aus zwei NaI(Tl)-Szintillationsdetektoren: einem Großflächen Detektor (LAD), optimiert auf hohe Empfindlichkeit und Richtungsauflösung und einem Spektroskopiedetektor (SD), optimiert auf großen Energiebereich und gute Energieauflösung.
Abbildung 4.4: Einzelnes BATSE Modul
Die Hauptaufgabe von BATSE ist die Detektion, Lokalisierung und Untersuchung
von GRBs. Darüberhinaus diente BATSE als GRB-Trigger für die anderen Experimente
an Bord von CGRO. Während der Missionsdauer von ca. 9 Jahren detektierte BATSE
mehr als 2700 GRB.
Abbildung 4.5: 2704 BATSE Gamma-Ray Bursts [1]
12
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
4.1.2 OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment)
OSSE besteht aus zwei Paaren von je zwei koaxialen Detektoren. Dadurch ist es möglich
bei zwei Quellen gleichzeitig, mit einem Instrument die Quelle selbst und mit dem anderen den Hintergrund zu messen. Es ergeben sich also sehr gute Möglichkeiten Hintergundstrahlung aus den Messungen heraus zu rechnen.
Jeder Detektor bestand aus einer Kristallkombination (Phoswich), mit einem Durchmesser von 33cm, bestehend aus einem NaI(Tl)-Kristall mit einer Dicke von 10.2cm und
einem CsI(Na)-Kristall mit einer Dicke von 7.6cm. Jeder Phoswich wurde mit je 7 PMT’s
auf der CsI-Seite beobachtet. Auf der Oberseite des Phoswich befand sich ein Plastikszintillator ein sog. Anticoincidence shield“, um Hintergrundstrahlung herauszufiltern.
”
Der genaue Aufbau ist in Abbildung 4.6 und die Position auf CGRO in Abbildung 4.1
zu sehen.
Abbildung 4.6: Das Osse-Modul: links: gesamtes Modul, rechts: einzelnes Spektrometer
[1]
Ziel von OSSE war die Untersuchung von
• Novae
• Supernovae
• Neutronensternen
• schwarze Löchern
• Pulsaren
• dem interstellaren Medium
• diffuser kosmischer Strahlung
• Gamma-Bursts
13
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
4.1.3 COMPTEL (Imaging COMPton TELescope)
COMPTEL besteht aus zwei Detektorebenen die einen Abstand von 1.5 Metern haben.
Die obere Detektoranordnung besteht aus 7 NE213 Flüßigkeitsszintillatoren (Durchmesser 27cm, Dicke 8.5cm) mit je 8 PMT’s. Die organische Lösung NE213 besitzt ein geringes
Z, daher dominiert in diesem Medium der Comptoneffekt über einen weiten Energiebereich. Die untere Detektoranordnung besteht aus 14 NaI(Tl) Szintillatoren mit je 7
PMT’s. (siehe Abbildungen 4.7 bis 4.9)
COMPTEL war mit einem Anticoincidence dome“ ausgestattet, der mit 24 PMT’s be”
obachtet wurde und so nicht nur passiv den Hintergrund und geladene Teilchen heraus
filterte, sondern auch aktiv filtert, indem das Triggern nicht ausgelöst wird, wenn im
Anticoincidence dome“ eine Event detektiert wurde.
”
Durch die Messanordnung war es möglich, folgendes bei einem Event zu messen:
1. die Energie des Rückstoß-Elektrons der im oberen Detektor Compton gestreuten
Gammastrahlung
2. die Position der Streuung im oberen Detektor
3. die Pulsform
4. den Energieverlust im unteren Detektor
5. die Position der Wechselwirkung im unteren Detektor
6. die Zeit, die die Gammastrahlung vom oberen zum unteren Detektor benötigte
Die Ziele von COMPTEL waren
• die Untersuchung von galaktischen Gamma-Quellen,
• die Untersuchung von außergalaktischen Gamma-Quellen,
• die Untersuchung der diffusen kosmischen Gammastrahlung,
• Gamma-Linienspektroskopie
• die Untersuchung der zeitlichen Entwicklung und des Energiespektrums von GRB
und
• die Untersuchung von Gammastrahlung und Neutronen aus Sonneneruptionen
14
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 4.7: Oberer Szintillator
Abbildung 4.9: COMPTEL [1]
Abbildung 4.8: Unterer Szintillator
4.1.4 EGRET (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope)
EGRET nutzte zur Richtungsmessung eine Funkenkammer und zur Messung der Energie einen Na(Tl)-Detektor. Die Funkenkammer bestand aus vielen dünnen Tantalplatten
zwischen denen Hochspannung angelegt war. Um Funken zu unterdrücken war die Funkenkammer mit einem Edelgas-Kohlenwasserstoff-Gemisch gefüllt, welches während der
Missionsdauer mehrmals ausgetauscht wurde, um Verfälschung der Messung durch nachlassen der Gasqualität zu verhindern.
In der zweigeteilten Funkenkammer (siehe Abbildung 4.10) wurden im oberen Teil der
Weg des Gamma-Photons über die, durch Paarbildung entstandenen Protonen, zur Richtungsbestimmung verfolgt und im unteren Teil die Flugzeit gemessen und weitere Daten
zur Bestimmung der Energie gesammelt.
Der darunter befindliche NaI(Tl)-Detektor war zur Absorption der vollständigen Energie
ausgelegt und diente zur Bestimmung der Energie der Gamma-Photonen. Die Energieauflösung betrug 15% (FWHM) in der Mitte der Energiebereichs. Ab einigen GeV nahm
sie wegen unvollständigerAbsorption im Kalorimeter auf etwa 25% ab und unter 100MeV
machten sich Energieverluste in der Funkenkammer bemerkbar.
EGRET besaß einen Anticoincidence dome“ , ähnlich dem von COMPTEL. Er wurde
”
bei einem Burst-Trigger von BATSE allerdings auch zur Aufnahme von Spektren von
0.7 − 140MeV genutzt.
EGRET besaß, abhängig von Einfallswinkel und Energie eine Winkelauflösung zwischen
15
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 4.10: Aufbau von EGRET [1]
5 und 30 arcmin - die beste aller CGRO-Experimente.
Die Ziele von EGRET
waren
• die Untersuchung des gesamten Himmels auf hochenergetische Gamma-Emissionen,
• die Untersuchung von Supernova Überresten,
• die Suche nach hochenergetischen GRB,
• die Erstellung eines ddetailliertenBildes der diffusen galaktischen Gammastrahlung
und
• die Untersuchung der diffusen Kosmischen Gammastrahlung
4.1.5 Die Highlights der Ergebnisse von CGRO
• Die erste Messung der 26 Al-Linie bei 1.809MeV über den gesamten Himmel (siehe
Abbildung 4.11) durch COMPTEL
• Die Messung der 44 Ti-Linie bei 1.157MeV von Cas A und einer zuvor unbekannten
Supernova durch COMPTEL
• Detektion von 7 Pulsaren: Crab, Vela, Geminga, PSR 1706-44, PSR 1055-52, PSR
1951+32, PSR 1509-58
• Erstellung einer Karte des gesamten Himmels für Energien von 1MeV bis 30MeV
(siehe Abbildung 4.13)
• Messung des CDG mit COMPTEL und EGRET (siehe Abbildung 4.14)
• Entdeckung schwacher terrestrischer Gammastrahlen im Zusammenhang mit starken Gewittern
• Entdeckung von Blazaren als Hauptquelle hochenergetischer Gammastrahlung
16
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 4.11: Erste All-Sky map der
26 Al-Linie
[1]
Abbildung 4.12: Lichtkurve der 7 von CGRO detektierten Pulsare[19]
17
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 4.13: All-Sky map von 1MeV bis 30MeV[19]
Abbildung 4.14: Diffuse kosmische Gamma-Hintergrundstrahlung[19]
18
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
4.2 GCN (Gamma-ray bursts Cordinates Network)
GCN ist ein Netzwerk aus
• HETE-2, (High Energy Transient Explorer)
– FREGATE (FREnch GAmma TElescope)
6 − 400keV
– WXM (Wide-field X-ray Monitor)
2 − 25keV
– SXC (Soft X-ray Cameras)
0.5 − 14keV
• Swift,
– BAT (Burst Alert Telescope)
15 − 150keV
– XRT (X-Ray Telescope)
0.2 − 10keV
– UVOT (UV/Optical Telescope)
170 − 650nm
• Integral,
• Ulysses,
• XTE und
• Terrestrischer Messstationen,
das die Positionen von neu detektierten GRB’s, zum Teil in Echtzeit während der Burst
noch aktiv ist, über die ganze Welt verschickt und schließlich die Daten der Messungen
von Satelliten, Optischen-, Radio- und Röntgenteleskopen, TeV-Detektoren und anderen
Teilchendetektoren sammelt. Aktuelle Burst-Daten sind über http://gcn.gsfc.nasa.
gov/burst_info.html zu erhalten.
19
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Swift einer der Satelliten des GCN ist speziell auf die Detektion von GRB’s und das
darauf folgende schnelle Untersuchen im Röntgen- und UV-Bereich ausgelegt. So kann
Swift schon 20 Sekunden nach dem Burst die Position mit einer Genauigkeit von ca. 3
arcmin an das GCN weitergeben. Der Verlauf der Messung von Swift ist in Tabelle 4.15
nachzuverfolgen.
Zeit(sec)
0
20
20
∼50
70
240
300
1200
∼60000
Ereignis
Detektion des GRB
Drehung beginnt
BAT versendet ungefähre Position
GRB ist erfasst
XRT versendet Position
UVOT versendet Fund-Tabelle
XRT versendet Lichtkurve
XRT versendet Spektrum
alle automatischen Beobachtungen sind abgeschlossen
Abbildung 4.15: Zeitlicher Ablauf der GRB-Detektion bei Swift
20
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
4.3 INTEGRAL
Am 17. Oktober 2002 wurde der Satellit INTEGRAL (INTErnational Gamma Ray
Astrophysics Laboratory) mit einer russischen Proton-Rakete ins All gebracht. Er bildet
die Speerspitze der europäischen Gammaastronomie und ist das erste Weltraumobservatorium, das Objekte gleichzeitig im Gamma-, Röntgen- und optischen Licht beobachten
kann. Mit den beiden Gammadetektoren (IBIS, SPI) können Energiebereiche von 15 keV
bis 10 MeV betrachtet werden. Das Röntgenteleskop überstreicht einen Bereich von 4
keV bis 35 keV und das optische Teleskop betrachtet Strahlung im V-Band bei 550nm.
Im Vergleich zu früheren Gammasatelliten ist sowohl die räumliche (ca. 12 BogenminuE
ten) als auch die spektroskopische Auflösung ( ∆E
= 500) um ein Vielfaches gestiegen.
Ursprünglich wurde die Mission auf zwei Jahre ausgelegt, jedoch 2003 auf sechs Jahre
verlängert.
INTEGRAL wurde auf einen Orbit mit sehr hoher Exzentrizität befördert. Dies hat den
Vorteil, dass die Messungen über lange Zeit störungsfrei durchgeführt werden können,
da sich INTEGRAL die meiste Zeit in einer Höhe von über 60000 km und somit weit
über dem Strahlungsgürteln der Erde befindet.
4.3.1 Ziele von INTEGRAL
Vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) werden folgende wissenschaftliche Forschungsfelder und Ziele angegeben:
• Kompakte Objekte (Weiße Zwerge, Neutronensterne, Schwarze Löcher, GRBs)
• Extragalaktische Astronomie (Galaxien, Galaxiehaufen, Aktive Galaktische Kerne
(AGN), Blazare, diffuse Hintergrundstrahlung)
• Stellare und explosive Nukleosynthese (WR Sterne, Novae und Supernovae)
• Strukturen in der Milchstraße (galaktische Wolkenkomplexe, Kartierung von Kontinuum- und Linienemission, Interstellare Materie, Verteilung der kosmischen Strahlung)
• Galaktisches Zentrum
• Teilchenprozesse und -beschleunigung (Beams, Jets)
• Identifizierung hochenergetischer Quellen (unidentifizierte Objekte als Klasse)
• unerwartete Entdeckungen
Ein wichtiger Beitrag zum letzten Punkt war die Entdeckung einer neuen Klasse von
stark absorbierten Röntgen-Binärsystemen im Januar 2003. Außerdem konnte für das
galaktische Zentrum gezeigt werden, dass 80% der Strahlung von Punktquellen ausgeht
und nur ca. 20% diffuser Strahlung zugeordnet werden können.
4.3.2 Instrumente
Auf INTEGRAL sind vier wissenschaftliche Instrumente zur gleichzeitigen Beobachtung
in verschiedenen Wellenlängenbereichen montiert. Dabei stellen IBIS und SPI die Kernnutzlast des Satelliten dar. Sie decken die Strahlung im Gamma- und harten Röntgenbereich ab. Desweiteren ist ein Röntgenteleskop für weiches Röntgenlicht (JEM-X) und
21
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
eine Kamera für Aufnahmen im sichtbaren Bereich (OMC) vorhanden. In Abbildung
4.16 ist der Aufbau von INTEGRAL dargestellt.
Abbildung 4.16: Integral und seine Bestandteile
IBIS
IBIS (Imager on-Board Integral Satellite) ist dafür vorgesehen, Bilder im Gammabereich
mit sehr hoher Ortsauflösung zu machen. Dabei ist IBIS in der Lage, Punktquellen bei
100 keV mit einer Genauigkeit von 30 Bogensekunden aufzulösen. Die Winkelauflösung
beträgt 12 Bogenminuten. Seine Hauptaufgabe liegt also in der genauen Punktquellenabbildung und in der Linien- und Kontinuumsspektroskopie. Dabei arbeitet IBIS im
Energiebereich von 15 keV bis 10 MeV.
Da Gammastrahlen nicht mit optischen Spiegeln oder Linsen fokussiert werden können,
verwendet man hier das coded-mask-Verfahren. Hierzu wird eine Maske mit bekanntem
”
Muster vor dem Detektor angebracht. Aus der Kenntnis des Musters und des Schattenwurfs auf dem Detektorfeld kann dann auf die ursprüngliche Intensitätsverteilung
innerhalb des Gesichtsfeldes geschlossen werden. Um eine möglichst genaue Darstellung
zu erreichen benötigt man einen entsprechend segmentierten Detektor und Maske. Bei
IBIS besteht die Maske aus Wolfram und weist eine Rasterung mit Elementen der Größe
11, 2 × 11, 2mm2 auf.
Zum Nachweis der Photonen stehen bei IBIS zwei übereinander angeordnete Detektoren
zur Verfügung: ISGRI (INTEGRAL Soft Gamma Ray Imager) und PICsIT (Pixellated
CsI (Caesiumu Iodide) Telescope). Dabei ist ISGRI für Energien von 15keV bis 1MeV
ausgelegt und somit oberhalb von PICsIT (175 keV bis 10 MeV) angeordnet. ISGRI besteht aus 16384 einzelnen Cadmium-Tellurid Detektoren der Größe 4 × 4mm2 und sorgt
damit für die gute Ortsauflösung.
22
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Um das Rauschen von Strahlung zu unterdrücken, die nicht aus dem Gesichtsfeld kommt,
verfügt IBIS über einen aktive Abschirmung, ein sogenanntes Vetoschild. Dazu sind
im Tubus auf dem die Maske sitzt seitlich Wismutgermanatkristalle angebracht. Beim
Durchgang eines Photons wird ein Lichtblitz erzeugt und anhand von Photomultipliern
verstärkt. Durch zeitlichen Vergleich mit einem Detektorereignis kann nun identifiziert
werden, woher das Photon kam und evtl. unterdrückt werden. Dieses Verfahren wird als
Antikoinzidenzsystem (ACS) bezeichnet.
In Abbildung 4.17 ist eine schematische Zeichnung von IBIS gezeigt.
Abbildung 4.17: Schnittzeichnung von IBIS
SPI
SPI (Spectrometer on INTEGRAL) ist im Gegensatz zu IBIS nicht für eine hohe Ortsauflösung, sondern für eine sehr feine Energieauflösung der einfallenden Gammastrahlung
gedacht. Damit soll auf die zugrundeliegenden mikrophysikalischen Prozesse geschlossen
werden können. Das SPI nutzt ebenfalls das coded-mask-Verfahren. Die Detektoren weisen im Vergleich zu IBIS aber eine gröbere Rasterung auf, insgesamt sind nur 19 vorhanden. Diese werden auf eine Betriebstemperatur von 85K gekühlt. Auch hier kommt
ein Vetoschild zum Einsatz. Dieser ist aufwendiger als bei ISGRI und verfügt zusätzlich
über einen Plastikszintillator direkt unterhalb der Maske, um den 511 keV Hintergrund
zu unterdrücken.
JEM-X und OMC
JEM-X (Joint-European X-Ray Monitor) ist hauptsächlich zur Identifikation der beobachteten Quellen vorgesehen. Er besteht aus zwei identischen coded-mask-Röntgenteleskopen mit einer Auflösung von 15 Bogensekunden bei Punktquellen bzw. 3 Minuten Winkelauflösung. Vervollständigt wird das Messsystem durch die optische Kamera
OMC (Optical Monitoring Camera). Auch sie dient zur Identifikation von Quellen und
simultanen Beobachtung von Gamma-Objekten. Damit werden Folgebeobachtungen und
23
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 4.18: Schnittzeichnung von SPI
Vergleich mit größeren Obsevatorien (z.B. XMM-Newton-Satellit oder Very Large Telescope, VLT) ermöglicht.
Abschließend sind in Tabelle 4.1 die wichtigsten Parameter der Instrumente aufgeführt.
Energiebereich
Energieauflösung
SPI
20 keV - 8 MeV
0,2% (1 MeV)
Detektorfläche
500cm2
Winkelauflösung
Gesichtsfeld
Zeitauflösung
2◦
16◦
0,1 ms
IBIS
15 keV - 10 Mev
6% (1 MeV)
9% (100 keV)
2600cm2 (CdTe)
3100cm2 (CsI)
12arcmin
9◦ × 9◦
61µs
JEM-X
3 keV - 100 keV
5% (> 35 keV)
OMC
500 - 800 nm
—
2 × 500cm2
1024 * 1024 Pixel
3arcmin
4, 8◦
10µs
17, 6arcsec / Pixel
15◦ × 15◦
s
Tabelle 4.1: Vergleich der auf INTEGRAL montierten Instrumente
4.3.3 Ergebnisse
Herkunft weicher Gammastrahlung
INTEGRAL konnte zeigen, dass ca. 90% der Gammastrahlen im Bereich von 40 bis 60
keV vom bisher als diffus angenommenen Zentrum der Milchstraße von Punktquellen
stammt. Dazu konnten 91 individuelle Punktquellen bestimmt werden. Der tatsächliche
diffuse Anteil, kann, abhängig von der Energie nur zu 10 bis 25% angenommen werden.
Neue Klasse von sehr schweren Röntgenstrahlern
Bis 2006 konnte INTEGRAL weitere 55 Gammaquellen identifizieren von denen nur 20%
klassifiert werden konnten. Diese Objekte befinden sich im galaktischen Zentrum und
24
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
in den Norma und Scutum Spiralarmen. Meist sind dies kompakte Objekte in einem
Binärsystem mit einem schweren Partner. Da sie im weichen Röntgenlicht (< 5keV)
stark absorbierend sind, entgingen sie bisherigen Röntgenmessungen. Außerdem wurde
eine neue Klasse von supergiant high-mass X-ray binaries“(HMXB) entdeckt, was neue
”
Einblicke in den Sternentstehungsprozeß und die galaktische Struktur eröffnet.
akkretierender ms-Pulsar
Ein sehr interessantes Objekt im Röntgenbereich ist der Millisekunden-Pulsar IGR J00291
+ 5934. Es stellte sich heraus, dass dies der am schnellsten rotierende (1,67 ms) ms-Pulsar
ist, der bis jetzt beobachtet wurde. Das Spektrum ist charakterisiert durch einen kontinuierlichen Anteil bei weichem Röntgenlicht - thermische Emission der Akkretionsscheibe
- und einen Anteil, dominiert bei 40 keV des thermisch Comptonisierten Spektrums.
Elektron-Positron-Annihilation bei 511 keV
Besonderen Wert wurde auf die Messung der 511 keV-Linie gelegt. Diese rührt von der
Elektron-Positron-Paarvernichtung her und ist die hellste Gammalinie im Universum. In
Abbildung ist die Messung dargestellt. Dabei ist zu sehen, dass praktisch nur im Zentrum
der Galaxie Annihilation stattfindet. Dabei wurde auch eine Messung CGRO/OSSE widerlegt, die eine Quelle nördlich des Zentrums ausmachte. Die Messung von INTEGRAL
ist in Abbildung 4.19 gezeigt.
Abbildung 4.19: Darstellung der Milchstraße um 511 keV
Emissionslinien von Cas A, der inneren Galaxie und der Cygnus-Region
IBIS konnte von Cas A bei 67,8 keV eine charakteristische Linie finden, die mit 44 Ti
assoziiert wird.
Die Linie bei 1809 keV, von 26 Al hervorgerufen, wurde insbesondere im galaktischen
Zentrum vermessen. 26 Al ist spezifisch für die Nukleosythese in schweren Sternen. Dabei
wurde eine Verschiebung (Dopplerverschiebung) der Linie festgestellt, die gut mit der
Theorie der Rotation der Spiralarme der Galaxie übereinstimmt. In Abbildung 4.20 sind
links die Messwerte aus verschiedenen Positionen aufgetragen und links eine Simulation
25
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
der Doppelerverschiebung der 26 Al-Linie. Deutlich erkennbar ist die vortreffliche Qualität der Messungen von SPI.
26 Al hat eine Halbwertszeit von 716000 Jahren, was im Vergleich zu astronomischen Zeiten relativ gering ist. Misst man also die gesamte von 26 Al abgestrahlte Gammastrahlung,
so kann man eine core-collapse“-Rate angeben. Derzeit hat man Werte von 1, 9 ± 1, 1
”
pro Jahrhundert. Daraus kann man wiederum eine Sternentstehungsrate von ∼ 4M pro
Jahr oder ∼ 7, 5 Sterne pro Jahr errechnen. Dabei stellt sich die Cygnus-Region als die
aktivste Sternentstehungsregion heraus, wobei hier die 26 Al-Linie viel breiter (3,3 keV)
als im Zentrum (1,6 keV) der Galaxie ist. Dies wird turbulenten Bewegungen in hot
”
superbubbles“zugeschrieben.
Außerdem wurden 60 Fe-Linien bei 1173 keV und 1333 keV vermessen. 60 Fe ist wie 26 Al
ein charakteristisches Element bei der Nukleosynthese in schweren Sternen. Da die Halbwertszeit von 60 Fe in etwa der von 26 Al entspricht, sollte ein Gleichgewichtszustand zwischen beiden Elementen herrschen. Allerdings ist das gemessene Verhältnis 60 Fe/26 Al
(0, 11 ± 0, 03) weit unter dem theoretisch vorhergesagten (> 0, 40). Dies wird auf Unzulänglichkeiten im theoretischen Modell zurückgeführt. Möglicherweise gibt es noch
andere Quellen von 26 Al-Emission als core-collapse“-SN. Vorgeschlagen werden z.B.
”
schwere Winde während der Wolf-Rayet-Phase.
Abbildung 4.20: Links: Messungen von SPI von verschiedenen Winkeln
Rechts: Simulation der Dopplerverschiebung der 26 Al-Linie mit eingetragenen Messwerten
26
5 Terrestrischer Nachweis von
Gammastrahlung
Da Satellitenmissionen nicht zu den billigsten wissenschaftlichen Nachweismethoden
gehören und zeitlich nur sehr begrenzt sind, versucht man Gammastrahlung auch mit bodengebundenen Teleskopen nachzuweisen. Außerdem hat man noch den Effekt, dass die
Intensität mit zunehmender Energie der Gammstrahlen stark abnimmt. Um für brauchbare Messungen genügend Photonen nachzuweisen braucht man also entsprechende Detektorflächen. Dies ist auf Satelliten natürlich nicht realisierbar.
Da Gammastrahlung aber die Erdatmosphärische nicht durchdringen kann, ist ein direkter Nachweis nicht möglich. Grundsätzlich gibt es hierzu zwei verschiedene Methoden:
Der Nachweis über C̆erenkov-Strahlung und der Nachweis über sogenannte Luftschauer.
Ein Vergleich beider Methoden ist in Tabelle 5.1 dargestellt.
Energieschwelle
Hintergrundunterdrückung
Sichtfeld
Nutzzeit
Luft-C̆erenkov-Teleskop
< 200GeV
99,7%
ca. 2◦
5 - 10%
Luftschauerarray
> 50Gev
>50%
> 45◦
> 90%
Tabelle 5.1: Vergleich von Cerenkov-Teleskopen und Luftschauerarrays. Die Nutzzeit von
C̆erenkov-Teleskopen ist so gering, weil sie nur in klaren Nächten betrieben
werden können.
Die Energien der kosmischer Strahlen (dies schließt auch geladene Partikel ein, z.B.
Protonen und Elektronen) liegen im Bereich von einigen Gev bis hin zu TeV. Die entsprechenden Flüsse sind in Abbildung 5.1 dargestellt. Über die Herkunft des Knies und
des Knöchels gibt es zwar Theorien, aber keine gesicherten Erkenntnisse. So gibt es beim
Knie die Theorien, dass ein Wechsel des Ursprungs der Strahlung stattfinden, von galaktisch nach extragalaktisch. Oder ein Wechsel des Beschleunigungsmechanismus oder
eine drastische Änderung der Elementzusammensetzung der Quelle. Auch teilchenphysikalische Aspekte (hadronische WW in der Atmosphäre ändert sich) werden angegeben.
5.1 Luft-Cerenkov-Strahlung
C̆erenkov-Strahlung entsteht, wenn sich elektrisch geladene Teilchen in einem Medium
schneller als die Phasengeschwindigkeit des Lichts im selben Medium bewegen. Nun sind
Gammaphotonen aber nicht geladen, es muss also noch einen weiteren Effekt geben,
damit Gammastrahlung über das C̆erenkov-Licht nachweisbar wird: Treffen Energiereiche Teilchen auf die Erdatmosphäre, so entstehen zunächst Sekundärteilchen. Diese Sekundärteilchen sind ebenfalls sehr energiereich und bilden ihrerseits wieder Sekundärteilchen. Dieser Prozess wiederholt sich, bis die durchschnittliche Teilchenenergie
27
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 5.1: Fluß-Energie-Diagramm
unter 80 MeV gesunken ist, die Kaskade beginnt zu sterben. Da sich in diesem sogenannten Luftschauer auch viele elektrisch geladenene Teilchen befinden und sich so gut
wie alle alle Teilchen mit relativistischen Geschwindigkeiten bewegen, kommt es zur
C̆erenkov-Strahlung. Die Lichtblitze sind allerdings nur sehr kurz (∼ 5ns).
Insbesondere zu erwähnen wäre hier das HEGRA-Experiment:
HEGRA-Experiment:
Mittlerweile wurden die HEGRA-Teleskope wieder abgebaut (2002) und durch das Nachfolgeprojekt MAGIC (Major Atmospheric Gamma-Ray Immaging Cerenkov-Telescope)
ersetzt. Trotzdem sollen hier einige Daten von HEGRA angeführt werden. In den Abbildungen 5.2 und 5.3 sind HEGRA bzw. MAGIC dargestellt.
• Krebsnebel:
– Energie-Spektrum
– Einschränkung der Größe der Emissionsregion
– Einschränkung der Magnetfeldstärke der Emissionsregion
– Einschränkung des Anteils gepulster Strahlung
28
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
• Super-Nova-Überreste:
– erstmaliger Nachweis von TeV-Photonen von Cas-A
– Einschränkung des Magnetfeldes von Tychos SNR (supernova remnant)
• Emission/Quellen in der galaktischen Scheibe:
– Großteil der galaktischen Scheibe ohne Quellen mit Flüssen von mehr als 1/3
des Krebsnebels
– Diffuse Emission in der galaktischen Ebene nicht nachweisbar
• Extragalaktische Objekte
– Nachweis von TeV-Photonen von Mkn 501 und Mkn 421
– Rasche Variabilität der Leuchtkraft (teilweise innerhalb von Stunden)
– Energie-Spektren erstrecken sich bis jenseits von 16 TeV
– Drastische Einschränkungen an das extragalaktische Infrarot-Strahlungsfeld
(TeV-Astrophysik erlaubt einzigartigen Zugang zu der direkt nur schwer messbaren Intensität des extragalaktischen Photonfelds)
– Aus zeitgleicher Beobachtungen mit Röntgen-Satelliten lassen sich Parameter in der Emissionsregion bestimmen (Magnetfeld, Ausdehnung, Dichte des
Elektron-Positron-Plasmas etc.)
Abbildung 5.3: Das Nachfolgetelskop von
HEGRA: MAGIC
Abbildung 5.2: Eines der fünf optischen Teleskope von HEGRA zur
Vermessung der C̆erenkovStrahlung
5.2 Luftschauer
Bei der Nachweismethode über Luftschauer wird nicht die C̆erenkov-Strahlung gemessen,
sondern direkt die Sekundärteilchen über Szintillationsdetektoren. Der größte Vorteil von
29
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Luftschauerdetektion ist die Wetterunabhängigkeit und das große Sichtfeld.
Sowohl bei der C̆erenkov-Strahlung als auch bei der Detektion von Sekundärteilchen des
Luftschauers, sind die zwei Strahlungsarten (Gamma- und hadronische Strahlung) leicht
zu unterscheiden (siehe Abbildung 5.4). War das Primärteilchen ein Photon, so entstehen
Elektronen, Positronen und Gammaquanten. War das Primärteilchen ein Nukleon, so
entstehen Elektronen, Positronen, Myonen, Neutrinos und Hadronen.
Auch hier soll ein Beispiel eines Experiments herausgegriffen werden:
Abbildung 5.4: Luftschauersimulation von Gammastrahlung und Protonenstrahlung
Milago:
Im strengen Sinne ist Milagro kein reiner Luftschauerdetektor. Diese bestehen meist nur
aus einfachen“Szintillationsarrays. Im Gegensatz dazu besteht Milagro aus einem Was”
serbecken der Größe eines Fußballfeldes und ist 8m tief. Eine Abschirmung von sichtbaren
Licht verhindert Störquellen. Die Detektion findet über die Wasser-C̆erenkov-Strahlung
statt, da Wasser einen wesentlich höheren Brechungsindex als Luft hat. Folglich steigt
damit auch die Photonenanzahl pro durchlaufener Weglänge für geladene Teilchen. Außerdem werden auch im Luftschauer noch vorhandene Gammastrahlen detektiert, da
diese dann im Wasser noch wechselwirken und Elektron-Positron-Paare bilden können.
Milagro besteht aus einem zentralen See (∼ 5000m2 ) mit 723 Photodetektoren und 175
sogenannten outtriggers“. Insgesamt ergibt sich so ein Beobachtungsareal von ca. 40.000
”
m2 . Durch diese Konstruktion hat Milagro eine untere Energieschwelle im Bereich von
einem TeV.
30
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 5.6: Innenansicht des MilagroExperiments
Abbildung 5.5: Luftbild Milagro-Gebäudes
und den outtriggers“
”
In den Abbildungen 5.5 und 5.6 ist der Gebäudekomplex mit den outtriggers“(rote
”
Punkte) bzw. eine Inneansicht des Detektors gezeigt. Kernziele von Milagro sind die
Erforschung von
• aktiven galaktische Kernen (AGN, active galactic nuclei),
• GRBs, v.a. Entfernungsmessungen über Absorption durch ISM und
• Sonnenaktivitäten.
31
6 Nahe Zukunft - GLAST
Im September 2007 ist der Start von GLAST, einem internationalen Satelliten, geplant,
ddessenHauptaufgabe die Fortsetzung der Forschungsarbeit von CGRO ist. Während
EGRET einen Überblick über die Gammaquellen verschaffte, aber viele Quellen unidentifiziert ließ, soll GLAST nach einer einjährigen Kalibrierungsphase, die entdeckten
Quellen identifizieren und näher untersuchen.
Die Forschungsbereiche von GLAST
sind:
• Aktive galaktische Kerne und Blazare
• Gamma-Bursts
• Pulsare
• Sonneneruptionen
• Unidentifizierte Gamma-Quellen
• Kosmologie und Teilchenastrophysik
6.1 LAT (Large Area Telescope)
LAT besteht aus dem Precision Tracker“ (siehe Abbildung 6.1), einem CsI(Tl)-Kalori”
meter und einem Anticoincidence Detektor.
Der Precision Tracker“ ist eine wesentliche Weiterentwicklung im Vergleich zu der Fun”
kenkammer von EGRET, deren Technik schon beim Start von CGRO veraltert war.
Er besteht aus einer 4x4-Anordnung von Türmen, geschichtet aus Silizium-StreifenDetektoren (SSD) und dünnen Bleiplatten als Konverter. In jedem Modul befinden sich
19 Paare von Siliziumschichten deren Streifen senkrecht zueinander ausgerichtet sind.
So kann in einem Modul die Position den erzeugten Positrons in x- und y-Richtung
32
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
Abbildung 6.1: LAT
bestimmt werden und durch die Positionen in mehreren Modulen schließlich die Richtung des einfallenden Gammaphotons. Die Genauigkeit der Richtungsbestimmung wird
abhängig von Einfallswinkel und Energie zwischen 0.5 und 5 arcmin betragen - fast um
den Faktor 10 höher als bei EGRET.
6.2 GBM (GLAST Burst Monitor)
Abbildung 6.2: GBM
Der Glast Burst Monitor besteht aus 12 NaI und 2 BGO (Bismut Germaniumoxid)
Szintillationsetektoren. Die NaI-Detektoren bestehen jeweils aus einem NaI-Kristall mit
einem Durchmesser und einer Dicke von 12.7cm und einer PNT und decken den Energiebereich von 5keV−1MeV ab. Die BGO-Detektoren bestehen jeweils einem BGO-Kristall
33
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
mit einem Durchmesser und einer Dicke von 12.7cm, der von 2 PMT’s beobachtet wird.
Sie decken den Energiebereich von 150keV bis 30MeV ab. Die Kombination aus den
beiden Detektoren ergibt eine Charakteristik ähnlich der von BATSE, allerdings mit
größerem Energiebereich.
Energiebereich
Energieauflösung
Ziel
5keV − 30MeV
7% @0.1 − 1MeV
Effektive Detektorfläche
NaI: > 50cm2 @6keV
On-board GRB Lokalisation
On-ground GRB Empfindlichkeit
On-board GRB Empfindlichkeit
Blickfeld
15◦ Genauigkeit in 2sec
0.3Photonen/cm2
0.75Photonen/cm2
10sr
erwartet
8keV − 30MeV
< 8% @0.1MeV
< 4.5% @1MeV
NaI: 48 − 78cm2 @14keV
BGO: > 95cm2
< 15◦ in 1.8sec
0.47Photonen/cm2
0.7Photonen/cm2
9sr
Tabelle 6.1: Leistung von GBM
Es wird erwartet, dass GBM mit diesen Spezifikationen ∼ 200Bursts/Jahr detektiert, von
denen ca. 60 im Sichtfeld von LAT liegen.
34
Literaturverzeichnis
[1] CGRO science support center. http://cossc.gsfc.nasa.gov/docs/cgro/index.
html
[2] ESA.
31149
http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=
[3] Gamma-Astronomie mit Radionukliden.
http://www.mpe.mpg.de/gamma/
science/lines/26Al/Radioact_MPG-www_rev2.html
[4] Gamma-ray Astronomy Satellites & Missions. http://imagine.gsfc.nasa.gov/
docs/sats_n_data/gamma_missions.html
[5] Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen (IAAT).
uni-tuebingen.de/
http://astro.
[6] INTEGRAL - Das europäische Gamma-Observatorium. http://www.dlr.de/rd/
fachprog/extraterrestrik/Integral/
[7] INTEGRAL Pictures Gallery and Picture Of the Month (POM) Archive.
http://www.sciops.esa.int/index.php?project=INTEGRAL&page=
iframe&Fcontent=http://integral.esac.esa.int/integ_images.html
[8] Milagro. http://www.lanl.gov/milagro/
[9] NASA/Gamma-Ray Astronomy Team Home Page. http://gammaray.msfc.nasa.
gov/
[10] NASA/GSFC/GCN. http://gcn.gsfc.nasa.gov/
[11] Andritschke, Robert: Aufbau und Eichung der Kalorimeter für das Gammateleskop MEGA, TU München, Diplomarbeit, 2000
[12] Curland, Alexander Prinz B.: Search for Atmospheric Muon-Neutrinos and Extraterrestric Neutrino Point Sources in the 1997 AMANDA-B10 Data, Humboldt
Universität Berlin, Diss., 2002
[13] Dreischer, Claus: Entwicklung und Test einer Hardware-Elektronik für das IBIS
Experiments an Bord des ESA-Satelliten INTEGRAL, Eberhard-Karls-Universität
Tübingen, Diplomarbeit, 2001
[14] Fritz, Sonja: Die INTEGRAL Galactic Plane Scans, Universität Tübingen, Diplomarbeit, 2004
[15] Kaneko, Yuki: Spectral Studies of Gamma-Ray Bursts, Huntsville, Alabama, Diss.,
2005
35
Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne
Gamma-Astronomie
[16] Müller, Markus: Untersuchung unbegleiteter Hadronen in durch kosmische Strahlung induzierten Luftschauern im Bereich bis zu einem PeV, Forschungszentrum
Karlsruhe, Diss., 2003
[17] NASA/GSFC: HEASRC: Observatories. http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/
observatories.html. Version: 2007
[18] Schiricke, Björn: Suche nach TeV-γ-Emission von galaktischen Objekten mit den
HEGRA-Cherenkov-Teleskopen, Universität Hamburg, Diplomarbeit, 2002
[19] Steinle, H.: COMPTEL old and new. In: Giovannelli, F. (Hrsg.) ; Mannocchi,
G. (Hrsg.): Frontier Objects in Astrophysics and Particle Physics, Vulcano Workshop, held 21-27 May, 2000. Edited by F. Giovannelli and G. Mannocchi. Italian
Physical Society, 2001., p.183, 2001, S. 183–+
[20] Winkler, Christof: Scientific highlights from INTEGRAL, 2006
36