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Das Hess – Experiment

Das Hess – Experiment. Von Arne Schönwald Im Rahmen der VL „Detektorphysik“ SoSe 2006. Allgemeines I. High Energy Stereoscopic System zu Ehren des Physikers Victor Franz Hess, der 1936 den Nobelpreis für die Entdeckung der kosmischen Höhenstrahlung erhielt Nambia, Khomas Hochland (1800 m)

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Presentation Transcript


  1. Das Hess – Experiment Von Arne Schönwald Im Rahmen der VL „Detektorphysik“ SoSe 2006

  2. Allgemeines I • High Energy Stereoscopic System • zu Ehren des Physikers Victor Franz Hess, der 1936 den Nobelpreis für die Entdeckung der kosmischen Höhenstrahlung erhielt • Nambia, Khomas Hochland (1800 m) • gute Beobachtung des galaktischen Zentrums möglich

  3. Allgemeines II • 120 m Abstand zwischen Teleskopen optimiert für TeV-Schauer • 13 m Spiegeldurchmesser • Effektive Spiegelfläche 105 m2 (382 Einzelspiegel pro Teleskop) • Auflösung: 0.1⁰ • Energieauflösung: 20% • Fertigstellung aller Teleskope 2004

  4. Beobachtungsgegenstand I • Hochenergetische Teilchen- und Gamma-Strahlung im Bereich von 100 GeV bis 100 TeV

  5. Beobachtungsgegenstand II • da Gammastrahlung von der Atmosphäre absorbiert, bisher nur Weltraumteleskope • Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) :1991-2000

  6. Beobachtungsgegenstand III Energiespektrum der kosmischen Strahlung: dN/dE ~ exp( -(+1)) mit  ~ 1.7 für E ~ 106 GeV und  ~ 2.0 für E > 106 GeV

  7. potentielle Quellen • Supernovae • Schwarze Löcher • AGN • Quasare • Pulsare • Galaxiencluster • Akretionsscheiben • ???

  8. Detektorphysik I • Hess benutzt Atmosphäre als Detektor-material um extrem hoch-energetische Gamma- und Teilchenstrahlung nachweisen • Teilchen/Gammas treffen in 10 km Höhe auf Atmosphäre und beginnen zu schauern hadronisch/elektromagnetisch

  9. Detektorphysik II

  10. Detektorphysik III • Öffnungswinkel des Schauers bei EM kleiner (Moliere-Radius 75 m) als bei SW • bei SW schwere Sekundärteilchen und Sub-EM-Schauer • Nachweiseffekt: Tscherenkov-Strahlung (kleiner Öffnungswinkel ) • sehr einfache Unterscheidung zwischen Teilchen und Gammas durch unterschiedliche Bilder im Detektor

  11. Detektorphysik IV

  12. Detektorphysik V • Hochenergie-Elektronen erzeugen in Luft ca. 45 Photonen pro Meter durch TS mit Maximum bei 300nm • 1 TeV ca. 10000 Photonen • Erdboden ca. 100 Photonen/m^2 • für 100 GeV bis 10 TeV liegt „peak“ der TS in 7 bis 10 km Höhe, aus TS resultierende Lichtfront liegt im Bereich von 2…3 ns mit einer Entwicklungszeit um 10 ns • Schauer benötigt aber Zeit im Mikrosekundenbereich um Erdoberfläche zu erreichen -> gut trennbar • Spektrum mit

  13. Detektorphysik VI • Myonen, die aus dem Zerfall von Pionen des hadronischen Schauers entstehen, senden ebenfalls Tscherenkov-Licht aus, allerdings ist der Kegel viel kleiner wegen • nur als Myonenring auf einzelnem Teleskop sichtbar und damit trennbar vom Rest • großer Untergrund da EM : SW = 1 : 1000

  14. Teleskope und Kameras I • Trigger mit 4 Teleskopen (besseres Signal-Rausch-Verhältnis möglich) • Positionsbestimmung erst mit mehren Teleskopen möglich • Kenntnis von Orientierung und Abstand zum Schauer ermöglicht bessere Unterdrückung der hadronischen Schauer • Messung an mehreren Orten reduziert den Fehler der Gesamtintensität und damit den Fehler der Energierekonstruktion

  15. Teleskope und Kameras II • jeder Einzelspiegel Reflektivität von 80 % mit einer Brennweite 15 m • Kameras decken 5° Winkel ab • jede Kamera besteht aus 960 Photomultipliern • Kamera 1m x 1m x 1,4m mit 800 kg • Pixelgröße entspricht 0,16° • Photomultiplier im Focus haben Effiziens von 25 %

  16. Teleskope und Kameras III • Analog-Digital-Wandler und Trigger sind im Kameragehäuse integriert • CCD überwachen exakte Ausrichtung auf Quelle • Wetterstation • Radiometer zur Überwachung der Atmosphären-eigenschaften • jede Kamera eigenes JPS (Ort + Zeit)

  17. Trigger • ein Kameratrigger (max. 2.5 kHz) pro Teleskop und ein zentraler Trigger • jede Kamera in 38 überlappende Triggersektionen eingeteilt • jeder Triggersektor beinhaltet eine Reihe von Pixeln (bis zu 64) • ab Mindestzahl von angesprochenen Triggersektoren (4) und einem minimalen Level (3,5 Fotoelektronen) wird Signal ausgelöst und zu zentralem Trigger gesendet • mehr als zwei Kameras Triggersignal -> alle Detektoren werden ausgelesen

  18. Datengewinnung • Steuerung: Linux-Cluster • da keine schnelle Internetanbindung vorhanden werden Daten auf Bändern transportiert • bei normalem Betrieb 4 MB/s -> 500 GB Rohdaten pro Monat • Auswertung : Root

  19. Schauerrekonstruktion I

  20. Schauerrekonstruktion II • Hauptachse der Detektorellipse zeigt in Richtung der Flugbahn des ursprünglichen Gammas • mit mehren Teleskopen kann Punkt auf Erde (impact point) interpoliert werden, den Gamma bei ungestörtem Flug getroffen hätte, daraus läßt Position der Quelle bestimmen • mehr als 2 Teleskope Daten -> impact point genauer und sicherere Analyse möglich

  21. Hillas Parameter I

  22. Hillas Parameter II • Distanz des Zentrums der Ellipse vom Kamerazentrum (nominal distance) in mrad • Bildamplitude = Gesamtintensität des Bildes • Orientierung und Distanz des Zentrums der Ellipse zur Rekonstruktion der Schauerrichtung und des „Kerns“ des Schauers • bei gleicher Bildamplitude sind Länge und Breite der Ellipse von HS größer als von EMS, da Transversalimpuls bei HS größer

  23. Energierekonstruktion • Intensität der Tscherenkov-Strahlung ist proportional zur ursprünglichen Energie des Teilchens • aus Bildintensität und Abstand zum impact point kann durch Mittelung über alle Teleskope Teilchenenergie rekonstruiert werden • diverse relativistische Korrekturen von Zeit und Rotverschiebung + Krümmung der Raumzeit durch Position der Sonne

  24. Ergebnisse

  25. Quellen • Doktorarbeit von Nukri Komin • Doktorarbeit von Stefan Schlenker • Diplomarbeit von Till Eifert • Diplomarbeit von Fabian Schmidt • Vortrag von Frank Breitling • Vortrag von Fabian Schmidt • Vortrag von Alexander Konopelko • Vortrag von Stefan Schlenker • Vortrag von Nukri Komin Alle von http://www-hess.physik.hu-berlin.de/ • Spektrum der Wissenschaft, „Der Kosmos im Gammalicht“, 8/2002

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