Energiespektrum

Astroteilchenseminar 2001/2002
Energiespektrum und
chemische
Zusammensetzung
kosmischer Strahlung
Zorica Pavkovic
am 19.11.2001
• WAS ist kosmische Strahlung?
! Zusammensetzung, Spektrum
• WOHER kommt sie?
! Quellen, Beschleunigung
• WIE kann man sie messen?
! Nachweis, Experimente
- KOSMISCHE STRAHLUNG Historisches
• 1911-1912 von Victor Hess entdeckt
• Hess führte eine Reihe von Ballonflügen durch
• er erreichte dabei Höhen von bis zu 5 km
• er registrierte eine mit der Höhe zunehmende
Strahlungsintensität
Folgerung: zumindest ein Teil der gemessenen Strahlung
muss aus dem Kosmos stammen
! Geburtsstunde der Erforschung der kosmischen Strahlung
- KOSMISCHE STRAHLUNG Einführendes
• stabile Teilchen aus dem Weltall
• verschiedene Eigenschaften:
geladen (Elektronen, Protonen, Kerne) / neutral
(Photonen, Neutrinos)
stark (Proton, Kerne) / kaum wechselwirkend (Neutrino)
schwer (Fe-Kern) / leicht (Neutrino)
! Unterteilung und Unterscheidung notwendig, um
Zusammensetzung bzw. Detektion handhaben zu können
• Energiebereich von 15 Größenordnungen ≅ 105 – 1020eV
• Wie sind so hohe Energien möglich?
• Woher kommen solche hochenergetischen Teilchen?
• Wie können wir diese nachweisen?
- ENERGIESPEKTRUM -
- ENERGIESPEKTRUM • Teilchenfluss beschreibbar durch Potenzgesetz:
dN
~ E −γ
dE
γ = 2,7 bis 1015eV, γ = 3 bis 1018eV, ab da γ = 2-2,5
• ursprüngliches Spektrum wird umskaliert d.h. mit Faktor
E2,5 multipliziert
• auffallend: Knie (bei 1015eV) und Knöchel (ab 1018eV)
- ENERGIESPEKTRUM Knie (E=1015eV)
• Knie: Erklärungen für den steileren Flussabfall ab 1015eV:
1. Energie reicht aus um dem B-Feld der Milchstraße zu
entfliehen
2. Supernova Emax erreicht ! andere Quelle bzw.
Beschleunigungsmechanismus
3. Es gibt kein Knie?! Eine nicht detektierbare
Komponente führt dazu, dass die Energie unterschätzt
wird
- ENERGIESPEKTRUM GZK cutoff
• Problem:
ab 6*1019eV totaler Abbruch erwartet!
Teilchen (Protonen) dieser Energien streuen an Photonen
der kosmischen Hintergrundstrahlung:
γ + p ! p + π0
γ + p ! n + π+
A + γ ! A + e+ + e ! Greisen-Zatsepin-Kuzmin cutoff
! freie Weglänge höchstenergetischer Protonen ~ 10Mpc
- ENERGIESPEKTRUM Teilchen trotz GZK?
• Warum ist trotzdem Teilchenfluss vorhanden?
1. es sind nicht Protonen bzw. schwere Kerne, welche
von weiter weg als 10Mpc kommen
2. es sind nicht Photonen (Reichweite ~ 10kpc wegen
Paarerzeugung, ESchwell ~1015eV)
3. es sind nicht Neutrinos (WW gleichverteilt,
beobachtete Schauer dagegen in höheren
Atmosphärenschichten)
! Protonen aus nahen Quellen oder bisher unentdeckt
Teilchen
! Photonen von γ-Ray-Bursts innerhalb 100Mpc
4. Zerfallsprodukte der Urknallrelikte ?
- QUELLEN UND BESCHLEUNIGUNG • Punktquellen: Supernovae
Quasare
Pulsare
Doppelsternsysteme
Radiogalaxien
AGN´s
Schwarze Löcher
• Beschleunigung: Schockwellen, magnetische Plasmen
• Probleme: Ortung der Quellen erschwert, höchste Energien
noch ungeklärt
! neue Projekte (z.B. MAGIC) versprechen viel Hoffnung!!
- KOSMISCHE STRAHLUNG Zusammensetzung
• Unterteilung in primäre und sekundäre Strahlung
• Primärstrahlung = aus dem Kosmos ankommende Teilchen
3 Kategorien: geladene Teilchen (Elektronen, Protonen, αTeilchen, andere ionisierte Kerne z.B. Eisen)
Photonen
Neutrinos
• Sekundärstrahlung = Produkte der Wechselwirkung der
primären Komponente mit der Erdatmosphäre
Bestandteile: Kaonen
Pionen
Myonen
Elektronen
Neutrinos
Photonen
}
und deren Antiteilchen
- PRIMÄRSTRAHLUNG
-
Neutrinos
• solare Neutrinos (nur νe)
SN-Neutrinos
(extra)galaktische Neutrinos
atmosphärische Neutrinos (!Sekundärstrahlung)
• Vorteile: kein Einfluss von B-Feldern (!Quelle!)
lange Lebensdauer
lange Reichweite
• Nachteil: kaum WW (Detektion!)
• FAZIT: sehr guter, aber seltener Informant
- PRIMÄRSTRAHLUNG Photonen
• Röntgenstrahlung: E<105eV
Gammastrahlung: E ≥105eV (Emax = 1016eV, Krebsnebel)
• Vorteile: kein Einfluss von B-Feldern
gute Teilchenflüsse
gute Nachweismöglichkeiten
• Nachteile: kurze Reichweite, da γγ-WW (ESchwell ~1015eV)
γ + γ → e+ + e−
leicht absorbiert
• FAZIT: guter Informant, aber von WW nicht verschont
• Interessant: Nachweismöglichkeiten bei hohen Energien
- PRIMÄRSTRAHLUNG geladene Komponente
• 85% Protonen
12% Heliumkerne
nicht einmal 1% schwere Kerne
Elektronen
• Vorteil: gut nachweisbar (geladen!)
• Nachteil: keine Information über Quelle (B-Felder)
! völlige Isotropie!
• Problem: ab E>1012eV Teilchenflüsse niedrig
! direkter Nachweis bzw. Ladungsbestimmung schwierig!
- PRIMÄRSTRAHLUNG Elementenhäufigkeit
• Elementenhäufigkeit ähnlich der, der Sonne (Hinweis auf
gleiche Entstehung!)
• Abweichungen: weniger H und He
mehr Li, Be und B
mehr Elemente unterhalb von Fe (Z=26)
- PRIMÄRSTRAHLUNG Abweichungen
• Warum weniger H und He?
andere Quelle? ! andere Zusammensetzung
• Warum mehr Elemente unterhalb von Fe?
Spallation: Reaktionen mit hochenergetischen Teilchen,
bei der Kernbruchstücke, α-Teilchen und Neutronen entstehen
C, N, O ! Li, Be, B
Fe ! Elementen mit Z=6-26
- PRIMÄRSTRAHLUNG
-
Elementenhäufigkeiten
• Warum manche Elemente häufiger als andere?
Schalenmodell:
stabiler (magische Kerne) ! häufiger
große Bindungsenergie ! hohe Häufigkeit (Fe!)
- PRIMÄRSTRAHLUNG Zusammensetzung bei hohen Energien
• Oberhalb von 1015eV ist Zusammensetzung ungeklärt:
Vermutung: andere Quellen ! andere Zusammensetzung
Annahme: keine Veränderung ! Extrapolation gut
• Antiteilchen sehr selten:
N ( p)
≈ 10 − 4
N ( p)
N ( A)
≈0
N ( A) Z ≥ 2
! Materie-dominierte Welt
(!AMS-Vortrag am 03.12.01)
- SEKUNDÄRSTRAHLUNG
-
Luftschauer
• Interaktion von Primärstrahlung mit Erdatmosphäre
! Luftschauer
! hadronische und/oder elektromagnetische Kaskaden
! Sekundärteilchen
• hadronische Kaskade:
- SEKUNDÄRSTRAHLUNG Luftschauer
• elektromagnetische Kaskade:
• Höhe ~ log E (max. bei ca. 15km)
• Unterschiede:
γ-Schauer: kurz, schmal und regulär
hadronischer Schauer: lang, breit, diffus
- SEKUNDÄRSTRAHLUNG
-
Entstehungsszenario
• z.B. primäres Proton streut (mehrfach) an atmosphärischen
Kernen
! pp- bzw. pn-WW
• Entstehung sekundärer Teilchen: (hauptsächlich) Pionen,
Kaonen, Elektronen, Neutrinos, Photonen
• Diese wechselwirken oder zerfallen:
л0 ! γ + γ
л+ ! μ+ + νμ
л- ! μ - + v μ
K+ ! μ+ + νμ
K- ! μ - + v μ
μ+ ! e+ + νe +v μ
μ - ! e - + v e+ νμ
• Zerfall oder Wechselwirkung? Frage der Energie
- SEKUNDÄRSTRAHLUNG Fazit
• Ursprung bekannt, Entstehung (Prozesse) bekannt
• gut detektierbar (Atmosphäre als Medium!)
! Messmöglichkeit bei hohen Energien!
! Rückschluss auf Primärteilchen!
• Rekonstruktion aus zeitlicher Abfolge, Energie, Richtung
und Teilchenverhältnissen
• Rekonstruktion des primären Teilchens bis zu gewissem
Grad gut
- NACHWEIS -
- NACHWEIS Cerenkov-Teleskope
• Effekt: relativistische Teilchen emittieren beim Durchgang
durch Materie (Atmosphäre) Cerenkov-Licht, da v>cmaterie
• Prinzip: punktgerichtete Beobachtung von CerenkovPhotonen innerhalb ihres Strahlungskegels (~1,4°)
•
Instrument: Teleskop mit parabolischen Spiegeln und
Photomultiplier bzw. CCD (!Photoeffekt)
• Ausblick: MAGIC (Hegra), H.E.S.S. (Nairobi)
• ähnlich: Fluoreszenztechnik ! Fly´s Eye, HiRes
- NACHWEIS Cerenkov-Teleskope
CANGAROO 2 (d=10m)
Whipple (490 Pixel)
- NACHWEIS Arrays
• Effekt: Teilchen (-schauer)
• Prinzip: großflächige(~km2) Detektion primärer Teilchen
bzw. Schauerprodukte
• Ausblick : Pierre Auger Projekt (Argentinien, USA?)
KASCADE (200x200m2)
einer der 252 Detektoren
- HOCHENERGETISCHE EREIGNISSE -
• wenig Einfluss durch B-Felder
• Anisotropie by AGASA:
Figure 3 shows arrival directions of cosmic rays with energies above
4 x 1019eV. Red squares and green circles represent cosmic rays with
energies of > 1020eV , and (4 - 10) x 1019eV , respectively.
Figure 3: Arrival Directions
Akeno 20 km2 + "Feb. 17, 1990 -- Dec. 31, 2000"
Epoch:
Zenith Angles: < 45o
Shaded circles indicate event clustering within 2.5o. At (11h 20m,
57o), three 4 x 1019eV cosmic rays are observed against expected 0.06
events . The chance probability of observing such triplet under an
isotropic distribution is only 0.9% .
! Punktquellen?
- LITERATURLISTE • Claus Gruppen: Astroteilchenphysik, Vieweg 2000
• H. V. Klapdor/ K. Zuber: Teilchenastrophysik, Teubner
Stuttgart 1997
• Michael Treichel: Teilchenphysik und Kosmologie,
Springer 2000
• diverse Papers
• diverse Internetseiten