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Kosmische Strahlung auf der Erde

Kosmische Strahlung auf der Erde. Spektrum Zusammensetzung direkte Beobachtungsmethoden indirekte Beobachtungemethoden (Seminarthemen) Magnetfelder. Blockseminar-Themen. Themenkreis: Ursprung kosmischer Strahlung  1) Windphasen massiver Sterne  2) Endstadien der Sternentwicklung

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Kosmische Strahlung auf der Erde

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Presentation Transcript

  1. Kosmische Strahlung auf der Erde Spektrum Zusammensetzung direkte Beobachtungsmethoden indirekteBeobachtungemethoden (Seminarthemen) Magnetfelder

  2. Blockseminar-Themen Themenkreis: Ursprung kosmischer Strahlung •  1) Windphasen massiver Sterne •  2) Endstadien der Sternentwicklung •  3) Kompakte Überreste von Sternen Themenkreis: Beobachtung von nicht-thermischen Phänomenen • 1) Röntgenemission von Supernova-Überresten (Chandra: Filamente+Zeitvariabilität) •  2) Gamma-Emission aus der Galaktischen Ebene (EGRET+GLAST) •  3) TeV-Beobachtungen von schalenförmigen Supernova-Überresten (HESS) • 4) Radiobeobachtungen von kosmischer Strahlung (Ice, Mond, LOPES) Themenkreis Extragalaktische Beschleuniger • 1) Beobachtung und Ursprung ultra-hochenergetischer kosmischer Strahlung (top-down, bottom-up, AUGER, HiRES,EUSO) •  2) Hochenergetische Phänomene in AGN •  3) Galaxienhaufen •  4) EBL-Absorption Themenkreis: Exoten • 1) Indirekte Suche nach dunkler Materie (PAMELA, HESS, IceCUBE) • 2) Dunkle-Materie-Sterne • 3) Axion- und Photonoszillationen

  3. Windphasen massiver Sterne • Massive (O+B)-Sterne durchlaufen am Ende ihrer Entwicklung eine kurze Phase mit großen Masseverlusten (~10-5 Msonne/Jahr). • Mechanismus der Windentstehung ("line driven winds") • Wind-termination • Wind-wind-shocks • Superbubbles • "clumpy" winds

  4. Endphasen der Sternentwicklung • Kern-Kollaps isolierter massiver Sterne • Akkretion + Deflagration in Binärsystemen • ->thermonukleare SN • Vergleich der SN-Typen

  5. Kompakte Überreste von Sternen • weiße Zwerge • Neutronensterne • schwarze Löcher • Pulsarwindsysteme  • Entartetes Elektronengas -> weißer Zwerg • Chandrasekhar-Grenze • Entartetes Neutronengas • Tolmann-Oppenheimer-Volkoff-Grenze • Pulsare • Magnetare • Kompakte Zentralobjekte • Pulsar-Wind-Nebel Krebsnebel (2kpc)

  6. Röntgenbeobachtungen von Supernovaüberresten (SNR) • Thermische Emission von aufgeheiztem Gas • nicht-thermische Synchrotronstrahlung • Kühlzeit von Elektronen durch Synchrotronemission • nicht-lineare Modifikation (Abkühlung + Magnetfeldverstärkung) • Filamente • Zeitvariabilität

  7. TeV Beobachtungen von Supernovaüberresten (SNR) • Quellen + Charakteristiken • Spektrum + Morphologie • Röntgen-TeV-Korrelation, TeV-Gas-Korrelation) • Diskussion: Distanz • Effizienz der Beschleunigung • Alter  RX J1713.7-3946 (1kpc)

  8. Gamma-Emission aus der galaktischen Ebene • EGRET Exzess

  9. Radiobeobachtungen von KS LOPES (KASCADE Grande)

  10. Beobachtung und Ursprung ultra-hochenergetischer KS • Theoretische Modelle • top-down • bottom-up • AUGER • HiRES, • Zukunft: EUSO

  11. Hochenergetische Phänomene in Aktiven Galaxien Kernen (AGN) • AGN (Jets, Akkretion, Radio-Galaxien, Blazare) • Extraktion von Energie aus einem schwarzen Loch • relativistische Bewegung in Jets (superlum. motion) • Jet-Confinement • Termination lobes • Vereinheitlichte Theorie für AGN

  12. Galaxienhaufen • Beschleunigung • AGN • Galaxien • Akkretionsshocks • Confinement von Cosmic rays

  13. Extragalaktische Absorption durch den „EBL“

  14. Axion- und Photonoszillation • „Licht-durch-die-Wand“ Experimente • Axionen • Paraphotonen

  15. „Dunkle-Materie Sterne“ (vergeben) • Erste Sterne bei z~10-50 • Energieproduktion durch Annihilation von dunkle Materie Teilchen • Gleichgewicht bei: • L = 106Lsonne • T = 4000-10.000 K • R = 1014 cm • T = 0.5Mj • M ~ 800 Msonne (WIMPS 100GeV) • Unterscheidung von POPIII Sternen

  16. Indirekte Suche nach Dunkler Materie (vergeben) • Annihilationsprodukte: gamma, neutrinos, Antimaterie, • PAMELA, H.E.S.S. & IceCUBE

  17. Ausgedehnte Luftschauer • Hadronische Wechselwirkungen • Elektromagnetische Wechselwirkungen • Zerfallsprozesse • Cherenkovlicht • Floureszenzlicht • Theoretische Beschreibung durch Monte-Carlo Simulationen wie CORSIKA (COsmic Ray SImulations for KAscade)

  18. Schauerbeschreibung • Anzahl der Teilchen im Schauer: 1 pro 109 eV • Schauermaximum ist näher am Boden je energiereicher Primärteilchen • Schauermaximum ist näher am Boden je größer die Massenzahl der Primärteilchens xmax Schauermaximum

  19. Zenithwinkel • Zenithwinkel q • Azimutwinkel f • Vertikale Intensität: I(q=0°) • Richtungsabhängige Intensität I(q,f)=dN/(dAdtdW)

  20. Zenith Winkel 30°

  21. Luftschauer Experimente

  22. KASKCADE („Knie“) KArlsruhe Shower Core and Array DEtector-Grande • 200m x 200m (700m x 700m) • 252 + 37 Detektoren mit 13m Abstand • 16 Hütten bilden einen unabhängigen Cluster • Elektronikstation im Zentrum eines Clusters • Zentraler Detektor in der Mitte des Feldes • 1014-1018 eV • Streamertunnel für Myonen

  23. KASCADE Hütte Messung von Photonen, Elektronen und Myonen

  24. Messung des Ortes, der Einfallsrichtung und der Energie von Hadronen (16 x 20 m2) KASCADE Zentraler Detektor

  25. Streamertunnel • Bestimmung der Entstehungshöhe von Myonen durch Triangulation • Streamertubes: gasgefüllte Detektoren unter Hochspannung • Geladene Teilchen (Myonen) lösen Entladungen aus • Drei Schichten machen Richtungsbestimmung mögliche • Wenn Richtung mit Kaskade-Schauer übereinstimmt, werden Teilchen als Myonen identifiziert

  26. Ergebnisse KASKADE

  27. KASCADE Grande

  28. Dichte der Sekundärteilchen

  29. Luftschauer Experimente

  30. AUGER (1020eV) • 1600 autarken, solarbetriebenden Oberflächendetektoren (SD) mit 1500 m Abstand • 3000 km2 Detektorfeld • 1450 m üNN • Südamerika (Pampa)

  31. Größe des AUGER Observatory

  32. Oberflächendetektor (SD) • 10 m2 Grundfläche • 120 cm Höhe • gefüllt mit 12 Tonnen hochreinem Wasser als Detektionsmedium • cwasser ~ c / 1.3 • Cherenkov-Licht wird mit drei 9 Zoll Photomultipliern detektiert

  33. Ereignisse mit SD fast vertikaler Schauer fast horizontaler Schauer

  34. SD event mit ~1020eV

  35. Floureszenz Detektor (FD) • 24 Fluoreszenzteleskope • 12 m2 Spiegelfläche • Stickstoff der Luft wird zur Emission von ultraviolettem Fluoreszenzlicht angeregt • Kamera mit 440 Photomultipliern • 0.1 Mikrosekunden aufgezeichnet

  36. Kamera und Spiegel • Spiegel Radius von 3.4 m • Kamera mit 440 Photomultiplier • => 440 Pixel • FOV 30° x 30° • UV Filter (300-400nm) • Klaren mondfreien Nächten • => Duty cycle 12%

  37. Hybrid-Methode

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