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Kosmische Strahlung auf
der Erde




Spektrum
Zusammensetzung
Messmethoden (direkt und indirekt)
Magnetfelder
Beobachtungen in der
Astroteilchenphysik

Diffuser Hintergrund und Vordergrund (Rauschen)







Punktquellen


Instrumentenrauschen
Atmosphäre
Planetensystem (Sonne)
Vordergrundobjekte (Sterne)
Galaktische Hintergrundstrahlung (Milchstrasse)
Extragalaktische Hintergrundstrahlung
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
Physikalische Beobachtungsgrößen

Ereignis (event)




Teilchensorte (Detektorabhängig)
Position am Himmel
Energie
Differentieller Fluss: dtdAdE
dN
dN
Gesamtfluss: dtdA   dtdAdEdE
Bild (Gesamtfluss pro Ort)
dN
E2

1.
E1


2.
Lichtkurve (Gesamtfluss pro Zeitintervall)

3.
Ausgedehnte Quelle
Punktquelle
Variabilität (Zeitskala?)
Diff. Spektrum (Fluss pro Energie …)


Potenzgesetz (nicht-thermische Quelle)
Schwarzkörperspektrum (thermische Quelle)
(1) Photonen (>100MeV)
Bild, Lichtkurven, Spektren
Beobachteter Gesamtfluss
Ausgedehnte Quellen
und Punktquellen
Bild, Lichtkurven, Spektren
Für die Hintergrundstrahlung ist keine
Variabilität bekannt.
Blazar PKS1622-297
Bild, Lichtkurven, Spektren
Diffuse Hintergrundstrahlung
Diskrete Quellen
(2) Neutrinos (>100 TeV)
Bild, Lichtkurven, Spektren
Diskrete Quellen
 Sonne
 Supernova 1987A
AMANDA II: All sky map
(nur Atmosphärische Ereignisse)
Bild, Lichtkurve, Spektren
Neutrinohintergrund
Lichtkurve SN1987A
(3) Geladene Kosmische Strahlung
Bild, Lichtkurven, Spektren
Keine diskrete
Quellen bekannt
AUGER: (high energy) All-sky map
Bild, Lichtkurven, Spektren
Keine diskrete
Quellen bekannt
Bild, Lichtkurven, Spektrum
Variabilität für E<1 GeV
11 Jahre : Sonnenfleckenzyklus
27 Tage : Sonnenrotation
…
Teilchen der geladenen Komponente
Protonen (85%)
 Heliume (12%)
 Schwere Kerne (1%)
 Elektronen
 Wenig Antiteilchen (Positronen,
Antiprotonen) wahrscheinlich nicht primär
beschleunigt

Elemente-Häufigkeit



Vergleich mit solarer
Verteilung
Solare Verteilung
entspricht auch in
anderen Sternen der
Population II
Schlussfolgerung:
Teilchen stammen aus
Supernovaexplosionen
Direkte Messmethoden



Stratosphärische
Ballons
CREAM (cosmic-ray
energetics and mass)
40 km Höhe, Antarktis
PEBS (Positron
Elektron Ballon
Spektrometer)
Entwicklungsphase
PEBS
Satelliten
AMS Antimaterie, Dunkle Materie
Pamela, Dunkle Materie
Detektoren für ionisierende Strahlung
Elektrometer
 Fadenelektrometer
 Blasenkammer
 Emulsionsdetektoren
 Halbleiterdetektoren
 Szintilationsdetekoren
 Cherenkovlichtdetektor

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
Detektortypen: Halbleiter
Geladene Teilchen erzeugen ElektronLoch Paare
 Sensitiver als Gasdetektoren:



Silikon (3.5 eV) Germanium (2.94 eV)
Gas ~30 eV für Ionisierung
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)
Messung durch Ionisation

Photonen (Lambert-Beer-Bouguer-Gesetz)




m ist Absorptionkoeffizient
n Anzahldichte
s Querschnitt der absorbierenden Teilchen
Niederenergetische Teilchen ~eV
I ( x)  I 0 e
 mx
m  sn

Hochenergetische Teilchen nach Bethe-Bloch
Formel
Bethe-Bloch-Formel
dE D  Z   z 2  1  2me c 2  2 2 Emax


ln 
2 
dx
A
 2 
I2







 C
2
     
2 Z

D = 0.307 MeV cm2/g
z, : Ladungszahl und Geschwindigkeit des Teilchens
Z, A,  : Kernladungszahl, Massenzahl und Dichte des Mediums
I ~ 16 Z0.9 eV: effektives Ionisationspotential der Atome des
Mediums
Emax : maximaler Energieübertrag auf ein Hüllenelektron, der
sich beim zentralen Stoß ergibt
, C sind Dichtekorrekturen bei großen Energien und
Schalenkorrekturen bei kleinen Energien
Mittlerer Energieverlust
dE
dE 
(T )dx
dx
dE
dx 
dE / dx
Energieverluste Elektronen
Beispiel: OGO-1 (1964)
D1 D2 D3 D4
Detektor
Isotope
Geladene Komponente (>100 TeV)
Das Knie


Beschleunigungsmechanismen in den Quellen der
kosmischen Strahlung
Beitrag unterschiedlicher Elemente
Geladene Komponente (>1019 eV)
GZK-Cut-off
Photon



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
n
P+
n
Photon
P
P0
n
m
e-
P
n
Photon
Photon
GZK-Cut-off
GZK-Cut-off





Hochenergetische
Ereignisse stammen
von Quellen < 50Mpc
Galaktische Quellen ?
„Top-Down“ Szenarios
Auger bestätigt
Ereignisse >50 EeV
Korrelation mit
Supergalaktischen
Ebene
Anisotropie bei den höchsten Energien






Galaktisches Magnetfeld
hat fast keinen Einfluss
mehr
Gyroradius
rg  3 109  ( B / 109 T )m
G=103 (1TeV):
rg=3x1012m = 20AU
Korrelationsstudie
möglich
Tabelle AUGER Ereignisse
27 (total),20 (AGB corr)
,5.0 (erwarte bei
Isotropie)
Indirekte Beobachtung
Vortragsthemen

Neutrinosuche mit Radiobeobachtungen




Auf der Suche nach Dunkler Materie



AMS
Pamela
Photon-Oszillation



Im Eis (Rice)
Im Mond (Lunaska, Glue, etc)
Lofar
Paraphotonen
Axionen
Kosmische Strahlung bei den höchsten Energien

AUGER und AGN