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Olber´sche Paradoxon

Olber´sche Paradoxon. Wenn das Universum seit jeher eine unendliche Zahl an gleichmäßig verteilten Sternen besitzt, dann gilt: Die Gesamthelligkeit eines Sterns ist unabhängig von der Entfernung des Beobachters (d.h. Licht streut erlischt aber nicht)

moya
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Olber´sche Paradoxon

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Presentation Transcript

  1. Olber´sche Paradoxon • Wenn das Universum seit jeher eine unendliche Zahl an gleichmäßig verteilten Sternen besitzt, dann gilt: • Die Gesamthelligkeit eines Sterns ist unabhängig von der Entfernung des Beobachters (d.h. Licht streut erlischt aber nicht) • Ist das Universum unendlich groß, ist auf jeder möglichen Sichtlinie irgendwann ein Licht ausstrahlender Himmelskörper, sofern er nicht punktförmig ist (siehe Bäume im Wald). • Daraus folgt: Jeder Punkt am Himmel sollte dieselbe Helligkeit wie die Oberfläche eines Sternes besitzen.

  2. Lösung • Endliche Zahl von Sternen mit endlicher Lebensdauer (107 Jahre) • Endliches Alter des Universums (Licht braucht länger von weitentfernten Quellen) • Rotverschiebung (Licht ist nicht mehr sichtbar)

  3. Effekt der Rotverschiebung • X0 = beobachtete Größe • X=X(t) Größe zur kosmologischen Zeit t

  4. Kosmische Strahlung (KS) auf der Erde Spektrum und Zusammensetzung der geladenen Komponente Magnetfelder Luftschauer Nachweismethoden

  5. Ionisierende Strahlung (1910) • Radioaktive Strahlung • a –Strahlung He-Kerne • b - Strahlung e- • g – Strahlung Photonen • Theodor Wulf verbessert Messgerät (Wochen auf Tage) • Theorie: Ionisierenden Strahlung in der Luft entsteht durch radioaktive Elemente in der Erde

  6. Wulf und der Eiffelturm (1910) • T. Wulf erklimmt Eiffelturm • Absorptionskoeffizient m von g-Strahlung in Luft • Halbwertsdicke: d1/2 = 120 m (Luft) • 1) Falscher Absorptionskoeffizient • 2) Radioaktivität der Instrumente • 3) Radioaktive Elemente in der Luft 3.5x106 Ionen m-3 330m 6x106 Ionen m-3

  7. Hess und sein Ballon (1912) • 7 Ballonflüge (bis 5km Höhe) • Ionisierungsrate nimmt mit der Höhe zu • 1936 Nobelpreis für Physik

  8. Protokoll Viktor Hess, 7. August 1912

  9. 1929 Geiger-Müller Zählrohr

  10. 1929 Photon oder Teilchen • „Hess ultra g-radiation“ • 1925 Milikan: „Kosmische Strahlung“ • 1929 Geiger-Müller Zählrohr ermöglicht Detektion von einzelnen Ereignissen • Bothe und Kolhörster 1929 messen koinzidente Ereignisse mit Genauigkeit von 0.01s Experimentaler Aufbauder Koinzidenz Messung Bothe und Kolhörster, Zeitschrift für Physik, 56, 751 (1929)

  11. 1938 Ausgedehnte Schauer • 1938 Teilchendetektoren, die mehrere Meter auseinander stehen, detektieren zum gleichen Zeitpunkt Teilchen • Beobachtete Teilchen stammen aus ausgedehnten Teilchenschauern, die durch die Wechselwirkung kosmischer Strahlung mit der Atmosphäre entstehen • Primäres Teilchen sollte etwa 1015 eV besessen haben Pierre Auger

  12. 1949 Beschleuniger Krebsnebel • E. Fermi stellt Theorie zur Beschleunigung von Teilchen auf • Geladene Protonen werden dabei in „magnetischen Spiegeln“ reflektiert und erhalten so statistisch Energie • „Spiegel“ seien Unregelmäßigkeiten in Magnetfeldern der Galaxie, zB interstellare Gaswolken Heute: • Klein-skalige Magnetfeldunregelmäßigkeiten in Supernovaüberresten • Beschleunigung in Supernova Explosionen • Pulsaren • Relativistische Jets in aktiven Galaxienkernen (AGN) • Galaxienhaufen AGN

  13. 1966 „GZK cut-off“ • 1965 Entdeckung der kosmischen Mikrowellenhintergrund-Strahlung (CMB) • Wechselwirkung von hochenergetischen Protonen mit Photonen • pg cpp0 pgcnp+,- • Optische Tiefe:dt = n(e) s(e,E,..) dl • E ~ 3x1019eV: Entfernung l < 100 Mpc E ~ 2x1020 eV : Entfernung l < 20 Mpc • Kenneth Greisen, Georgi Zatsepin und Vadem Kuzmin (“GZK cut-off”)

  14. 1992-2008 „AUGER“ • AUGER Projekt: Jim Cronin und Alan Watson • 1600 Wassertanks mit jeweils 12.000 l • Tanks stehen 1.5 km auseinander • Gesamte Fläche entspricht 10.000km2 • Einweihung im November 2008

  15. Offene Fragen: • Was sind die Quellen der kosmischen Strahlung ? • Wie werden Teilchen zu solch hohen Energien beschleunigt ? • Wie breitet sich kosmische Strahlung im interstellaren Medium bis zur Erde aus ? • Werden die Eigenschaften der Strahlung dabei verändert ? • Was sind die höchsten Energien der kosmischen Strahlung ?

  16. Primäre kosmische Strahlung • Kosmische Strahlung, ihren Ursprung in einiger Entfernung der Erdoberfläche jenseits der Atmosphäre hat • Je nach Ursprung teilt man sie in • Solare KS • Galaktische KS • Extragalaktische KS

  17. Differentielles Energiespektrum • Teilchen pro Energieintervall, Fläche, Zeit und Raumwinkelintervall

  18. Differentielles Energiespektrum

  19. Kosmische Strahlung (<104GeV) • Abschwächung bei E < 1GeV (103MeV) • Effekt variiert mit Sonnenzyklus: Solare Modulation (~11Jahre) • Steifigkeit (Rigidity) R = pc/ze = (A/z) (mpgvc/e) • p = gAmpv rel. Dreierimpuls • z Ladung • A Massenzahl • (A/z) ~ 2

  20. Spektrum verschiedener Elemente • Spektal index 2.5-2.7 • E>103GeV totale Energie • Primäre Elemente werden in den Quellen kosmischer Strahlung (zB. SN) produziert (Fe, C) • Sekundäre Elemente entstehen durch Spallation mit dem interstellaren Gas (Ti, V, K, B).

  21. Anomale 4He Komponente • Anstieg bei E<60MeV • Ursache noch nicht geklärt • Wird schwächer mit zunehmender Nähe zur Sonne • Keine einfache Korrelation mit Modellen zur Sonnenmodulationen

  22. Anomale 4He Komponente • Teilchen werde möglicherweise in den äußeren Regionen der Heliosphäre beschleunigt.

  23. Elektronen und Positronen • Positronen 10% Elektronenfluß Sekundärteilchen • Primäre Elektronen schwierig zu beobachten • Große Anzahl an sekundär Elektronen in der Atmosphäre durch Teilchenschauer • E3N(E)dE mit N(E)dE ~ E-3.4dE m-2 s-1sr-1 • E<1GeV Abschwächung durch solare Modulation (E<10GeV) • Verluste durch Synchrotronstrahlung Casadei & Bindi (20049

  24. Synchrotronverluste Elektron • Diffusionslänge: r ~1 kpc (E/1TeV) -1 • Strahlungsverlustzeit: trad~2.1x105 (E/1TeV) -1 yr • Radioemission gibt Aufschluss über Magnetfelder Magnetfeld Photon M51, 11kpc, Whirlpool galaxy

  25. Elemente-Häufigkeit • Maxima bei C, N, O, Fe • „Gerade-ungerade“ Effekt • Li, Be, B viel zahlreicher in den CR (Exzess) • Elemente < Fe zahlreicher (Exzess) • H, He, weniger vorhanden Vergleiche Anzahl Elemente in der kosmische Strahlung und im Sonnensystem

  26. Elemente-Häufigkeiten im Sonnensystem

  27. Elemente-Häufigkeit in der Milchstrasse • Population I Metallreiche Sterne, Sonne, Scheibe, Zs=0.02 • Population II Metallarme Sterne, Halo, Z=10-4 Zs • Population III „Allerersten Sterne“ mit primordialer Zusammensetzung

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