Untersuchung der Auswirkung extremer atmosphärischer Bedingungen auf die Messung von ausgedehnten Luftschauern mit Fluoreszenzteleskopen

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1 Untersuchung der Auswirkung extremer atmosphärischer Bedingungen auf die Messung von ausgedehnten Luftschauern mit Fluoreszenzteleskopen Investigation of the Influences of Extreme Atmospheric Conditions on the Detection of Extensive Air Showers with Fluorescence Telescopes Bachelorarbeit von Philipp Mogg An der Fakultät für Physik Institut für Experimentelle Kernphysik (IEKP) Erstgutachter: Zweitgutachter: Prof. Dr. Johannes Blümer Dr. Bianca Keilhauer Abgabetermin: 07. Februar 2012

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3 Inhaltsverzeichnis 1. Einleitung 1 2. Kosmische Strahlung und ausgedehnte Luftschauer Kosmische Strahlung Ausgedehnte Luftschauer Detektion von Luftschauern mit Fluoreszenzteleskopen Entstehung von Fluoreszenzlicht Funktionsweise von Fluoreszenzdetektoren Das JEM-EUSO-Projekt Motivation Beschreibung Einfluss der Atmosphäre Entwicklung eines Luftschauers Fluoreszenzausbeute Transmission Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern Auswahl der Atmosphärendaten P P P P P P P P P Vergleich der Standorte Vergleich der GDAS-Daten mit lokalen Radiosondenmessungen P1 Glasgow P2 Antofagasta P4 Lajes Santa Rita P8 Invercargill Fazit Rekonstruktion von Luftschauern mit den Atmosphärendaten X max -Differenzen E-Differenzen Abhängigkeit von E Abhängigkeit von X max Abhängigkeit vom Einfallswinkel iii

4 Inhaltsverzeichnis 6. Fazit 31 Literaturverzeichnis 33 Anhang 35 A. Vergleich P1 vs R B. Vergleich P2 vs R C. Vergleich P3 vs R D. Vergleich P4 vs R E. Vergleich P5a vs R F. Vergleich P5b vs R G. Vergleich P6 vs R H. Vergleich P7 vs R I. Vergleich P8 vs R J. Vergleich P9 vs R iv

5 1. Einleitung Bereits 1908 stellte der deutsche Physiker Karl Bergwitz eine "merkwürdige" Ionisierung der Luft bei einem Ballonflug fest, hielt diese jedoch für einen Messfehler. Der österreichische Physiker Victor Hess griff dies jedoch auf und postulierte nach mehreren eigenen Experimenten eine sogenannte "Höhenstrahlung". Seitdem hat die kosmische Strahlung wie sie inzwischen genannt wird an wissenschaftlichem Interesse nichts eingebüßt. Für Teilchenphysiker ist sie interessant, weil sich darunter Teilchen befinden, deren Energien weit größer sind, als sie sich irgendwo anders finden. Sie sind um mehrere Größenordnungen höher, als sie bisher in Teilchenbeschleunigern erzeugt werden können. Es können also Verhalten und Wechselwirkungen in Energiebereichen studiert werden, die anderweitig nur extrapoliert werden können. Für Astrophysiker ist vor allem interessant, welche kosmischen Quellen für diese Strahlung verantwortlich sind, weil man dadurch viele Informationen über sie erhält. Auch das galaktische Magnetfeld kann mittels der kosmischen Strahlung untersucht werden. Wissenschaftshistorisch ist außerdem die Erkenntnis wichtig, dass kosmische Strahlung hauptsächlich Materie, allerdings kaum Antimaterie enthält. Das ist ein Hinweis darauf, dass Antimaterie im Universum nicht natürlich vorkommt und somit die Asymmetrie zwischen Materie und Antimaterie kein lokales Phänomen ist. In den letzten 20 Jahren hat sich der Begriff "Astroteilchenphysik" für das Forschungsgebiet durchgesetzt, welches sich mit Themen aus der großen thematischen Schnittmenge von elementarer Teilchenphysik und Kosmologie beschäftigt. Ein Schwerpunkt hierbei ist die kosmische Strahlung. Seit Kurzem gibt es außerdem auch in anderen Forschungsgebieten Interesse an kosmischer Strahlung, die mehr mit dem "alltäglichen" Leben zu tun haben. So wird derzeit der Zusammenhang von kosmischer Strahlung und Wolkenbildung (und somit Klimaveränderung) untersucht. Auch ob die Entstehung von Blitzen auf kosmische Strahlung zurückzuführen ist, ist eine Fragestellung, die zunehmend diskutiert wird. Für alle diese Forschungsgebiete ist es zunächst wichtig, die energetische und chemische Zusammensetzung der kosmischen Strahlung genau zu kennen. Hierfür gab und gibt es zahlreiche Experimente, die unterschiedliche Detektionsmethoden verwenden. Grundsätzlich muss man dabei zwischen direkter und indirekter Detektion unterscheiden. Der direkte Nachweis kosmischer Teilchen ist nur bei niedrigen Energien möglich, bei höheren Energien ist der Teilchenfluss dafür zu gering. Man nutzt deshalb die Tatsache, dass durch Wechselwirkung kosmischer Teilchen mit Teilchen der Erdatmosphäre ausgedehnte Luftschauer entstehen (siehe Kap. 2), die sich mit unterschiedlichen Methoden nachweisen lassen. Bei der Detektion der höchstenergetischen kosmischen Teilchen ist 1

6 1. Einleitung derzeit das in der argentinischen Pampa Amarilla gelegene Pierre-Auger-Observatorium führend, das verschiedene Detektionsprinzipien kombiniert, mit der größten Statistik in diesem Energiebereich. Doch auch hier reicht die Anzahl der beobachteten Ereignisse kaum aus, um den besonders interessanten oberen Teil des Energiespektrums der Strahlung statistisch fundiert zu beschreiben, noch weniger das Spektrum einzelner Quellen. Ein neuerer Ansatz, in dem höchsten Energiebereich neue Erkenntnisse zu gewinnen, ist das JEM-EUSO-Experiment. Es handelt sich dabei um eine UV-sensitive Kamera, die aus der Erdumlaufbahn der ISS auf die Erde herabschauen und das bei Luftschauern entstehende Fluoreszenzlicht detektieren soll (siehe Kap. 3). Da ausgedehnte Luftschauer sowie das Fluoreszenzlicht in der Erdatmosphäre entstehen, spielt hierbei der Zustand der Atmosphäre eine große Rolle (siehe Kap. 4). Der Zustand der Atmosphäre unterliegt jedoch starken Schwankungen, sowohl zeitlich, als auch vertikal und horizontal. Bei stationären Experimenten wie dem Pierre-Auger-Observatorium sind die horizontalen Schwankungen i. A. vernachlässigbar, da immer die gleiche, klimatologisch gesehen nicht sehr große, Fläche beobachtet wird. Bei JEM-EUSO ändert sich jedoch durch die Erdumkreisung das Beobachtungsgebiet ständig, so dass insgesamt ein großer Teil der Erdoberfläche beobachtet wird. Der Zustand der relevanten Atmosphäre unterliegt deshalb besonders starken Schwankungen, da unterschiedliche Klimazonen beobachtet werden. Dies beeinflusst auch die Detektion von Luftschauern. Das Ziel dieser Arbeit ist deshalb, den Einfluss der extremsten Schwankungen abzuschätzen. Hierfür wurden Atmosphärendaten unterschiedlicher geeigneter Standorte benutzt, um wichtige Parameter von gemessenen Luftschauern zu rekonstruieren ein Prozess, der auch nach einer Luftschauerdetektion mit JEM-EUSO stattfinden würde. Dabei ergeben sich je nach Atmosphäre unterschiedlich signifikante Schwankungen dieser Parameter (siehe Kap. 5). Ergebnisse wurden nach Möglichkeit physikalisch interpretiert und deren Bedeutung für die Handhabung von Atmosphärendaten bei JEM-EUSO diskutiert (siehe Kap. 6). 2

7 2. Kosmische Strahlung und ausgedehnte Luftschauer 2.1. Kosmische Strahlung Als kosmische Strahlung werden Teilchen bezeichnet, die vom Weltall aus in die Erdatmosphäre eindringen. Dabei handelt es sich hauptsächlich um Atomkerne, vor allem Protonen und α-teilchen. Aber auch schwerere Kerne, bis hin zu Eisen, befinden sich darunter. Diese Teilchen stammen bei den allerniedrigsten Energien zum großen Teil von der Sonne oder mit steigender Energie von Quellen in der Milchstraße, zum Teil aber auch von extragalaktischen Quellen, und bewegen sich mit nahezu Lichtgeschwindigkeit. Das Spektrum dieser Teilchen (Abb. 2.1) erstreckt sich über mehrere Größenordnungen hin bis zu Energien von etwa ev. Der Teilchenfluss nimmt nach oben hin sehr stark ab, so dass er für Energien über ev nur noch etwa ein Teilchen pro km 2 und Jahrhundert beträgt. Der Fluss lässt sich durch ein Potenzgesetz beschreiben [Sok04]: dn de Eγ mit γ < 0. (2.1) Der Parameter γ beträgt bis zu einer Energie von ca ev ungefähr 2,7, dann zeigt sich jedoch ein Knick (das sogenannte "Knie") zu γ 3,1. Strahlung mit Energien unterhalb des Knies können direkt mit satelliten- oder ballongestützten Experimenten gemessen werden. Sie stammt zu einem großen Teil von Sonneneruptionen. Höherenergetische Strahlung stammt dagegen hauptsächlich von außerhalb unseres Sonnensystems. Als Beschleunigungsmechanismus wird der sog. Fermi-Mechanismus 1. Ordnung angenommen, der von der Beschleunigung an Schockfronten von Supernovae ausgeht. Man geht derzeit davon aus, dass das Spektrum oberhalb von etwa ev von extragalaktischer Strahlung dominiert wird, da es in unserer Galaxis keine kosmologischen Objekte gibt, die Teilchen auf derartige Energien beschleunigen können. Bei einer Energie von rund ev flacht die Kurve zu γ 2,7 ab (der sogenannte "Knöchel"). Ab etwa ev kommt es zu einem starken Abfall des Flusses. Als Grund hierfür wird das Ende der Beschleunigerkräfte sowie die GZK 1 -Unterdrückung diskutiert, der Energieverlust der Teilchen durch Wechselwirkung mit den 2,7 K-Photonen der Mikrowellenhintergrundstrahlung. Eine detaillierte Diskussion des Spektrumverlaufs soll hier nicht durchgeführt werden, hierzu sei auf entsprechende Literatur (z. B. [BEH09] oder 1 Greisen-Zatsepin-Kuzmin 3

8 2. Kosmische Strahlung und ausgedehnte Luftschauer Abb. 2.1.: Teilchenfluss im Energiebereich von ev [Bet05]. [BGG05]) verwiesen. Eine genaue Detektion der kosmischen Strahlung liefert sowohl interessante Informationen über die Beschaffenheit unserer Umgebung im Universum als auch fundamentale Erkenntnisse über Teilchen und ihre Wechselwirkung bei Energien, die acht Größenordnungen höher sind als sie am LHC (Large Hadron Collider), dem bisher größten künstlich geschaffenen Teilchenbeschleuniger, erzeugt werden können Ausgedehnte Luftschauer Wenn ein hochenergetisches Teilchen in die Erdatmosphäre eindringt, wechselwirkt es mit Atomkernen der Luftmoleküle, wobei neue Teilchen entstehen. Auch diese Teilchen wechselwirken wieder mit der Luft, so dass eine Kaskade von Sekundärteilchen entsteht. Man spricht von einem "ausgedehnten Luftschauer". Viele unterschiedliche Teilchen und Wechselwirkungen bewirken eine komplexe Zusammensetzung von Luftschauern. Vereinfacht auf die wichtigsten Reaktionen erhält man, wie in Abb. 2.2 dargestellt, vor allem drei Komponenten des Luftschauers: Die hadronische Komponente: Bei den hadronischen Wechselwirkungen zwischen kosmischem Teilchen und Atomkern der Luft spielen nicht alle Nukleonen eine Rolle, die meisten sind nur "Zuschauer". Bei einer solchen Reaktion entstehen vor allem Nukleonen, Pionen (π ±, π 0 ) und Kaonen (K ±, K 0 ). Manche dieser Teilchen können nun weiterhin mit Atomkernen der Atmosphäre wechselwirken und somit die hadronische Komponente vergrößern. Bei den neutralen Kaonen und Pionen ist dies jedoch unwahrscheinlich, da die mittlere Lebensdauer sehr klein ist. Es zerfällt somit ein Teil der Teilchen vor einer möglichen Interaktion und löst damit die Mechanismen der anderen beiden Komponenten aus. Die Kaonen zerfallen hauptsächlich in Pionen. Die hadronische Komponente wird im Gegensatz zu den anderen Komponenten nur zu sehr kleinen Winkeln hin gestreut und beschreibt deshalb sehr gut die Schauerachse. Durch den Zerfall der geladenen Pionen entsteht hauptsächlich die myonische Komponente: π ± µ ± + ν µ /ν µ. Die mittlere Lebensdauer der Myonen ist zwar sehr klein, aber sie besitzen immer noch sehr viel Energie, so dass sie sich mit nahezu 4

9 2.2. Ausgedehnte Luftschauer Abb. 2.2.: Schematische Darstellung eines ausgedehnten Luftschauers und der Entwicklung seiner Komponenten. Lichtgeschwindigkeit bewegen. Aufgrund der relativistischen Zeitdilatation erreichen deshalb viele dieser Myonen die Erdoberfläche. Die beim Pion- und Myon- Zerfall entstehenden Neutrinos erreichen ebenfalls zum größten Teil die Erdoberfläche. Die neutralen Pionen sind hauptsächlich verantwortlich für die elektromagnetische Komponente, die aus Photonen und Elektronen/Positronen besteht: π 0 2γ. Aber auch die zerfallenden Myonen liefern einen Beitrag: µ ± e ± + ν µ /ν µ + ν e /ν e. Die elektromagnetische Komponente ist der zahlenmäßig größte Anteil des Luftschauers. Ein einfacher Ansatz, diese zu beschreiben, ist das Heitler-Modell: Ein Photon kann im elektromagnetischen Feld eines Atomkerns der Luft ein Elektron- Positron-Paar erzeugen: γ e + e +. Diese Teilchen verlieren im Potential eines Kerns Energie und emittieren Bremsstrahlung: e ± e ± + γ. Die entstandenen Photonen können wiederum Teilchenpaare bilden, so dass eine Kaskade entsteht. Die Paarbildung erfolgt aber nur, solange die Energie des Photons die doppelte Elektronenmasse (rund 1 GeV) überschreitet. Die Bremsstrahlung wird in niedrigen Energiebereichen von anderen Prozessen (Stöße und Ionisation) dominiert. Im Heitler- Modell werden diese beiden Abbruchenergien gleichgesetzt, so dass ab dieser Energie die Kaskade komplett abbricht. Die atmosphärische Tiefe (siehe Gl. 2.2) wird in dieser Position X max genannt, da hier die Teilchenzahl des Luftschauers am größten ist. Als zusätzliche Komponente entstehen außerdem Cherenkov-Photonen, da sich hochenergetische Elektronen schneller bewegen als die Lichtgeschwindigkeit im Medium. Dadurch entsteht eine zusätzliche Strahlung. Da für die Entwicklung eines Luftschauers vor allem die Menge der durchquerten Materie von Bedeutung ist, wird die Größe "atmosphärische Tiefe" X eingeführt: X(h 0 ) = h 0 ρ(h)dh (2.2) mit der Dichte ρ und der Höhe h. Dieser Parameter wird normalerweise anstelle der Höhe benutzt, um einen Luftschauer zu beschreiben. Die Einheit dieser Größe ist üblicherweise in g /cm 2 gegeben. Die Entstehung von Luftschauern kann genutzt werden, um hochenergetische kosmische Strahlung zu messen, die sich aufgrund des geringen Flusses kaum direkt nachweisen lässt (siehe Abb. 2.1). Deshalb wurden verschiedene Messmethoden entwickelt, 5

10 2. Kosmische Strahlung und ausgedehnte Luftschauer um die Luftschauer zu untersuchen. Aus den Charakteristika eines Luftschauers kann man Rückschlüsse auf die Eigenschaften des Primärteilchens schließen. Eine höhere Primärenergie führt zu einer höheren Gesamtmenge von entstehenden Teilchen, während eine höhere Masse des Primärteilchens aufgrund des höheren Wirkungsquerschnitts zu einer früheren ersten Interaktion mit der Atmosphäre und somit zu einer Verschiebung von X max führt. Da Interaktionen nicht deterministisch sind, was sich vor allem bei der ersten Interaktion signifikant auswirkt, weil es dort nur ein einziges Teilchen gibt, ist die Verschiebung von X max stark zufallsbedingt und deshalb nur statistisch beschreibbar. Eine große Unsicherheit kommt außerdem daher, dass die totalen Wirkungsquerschnitte der Teilchen nur mit Teilchenbeschleunigern bei weit niedrigeren Energien gemessen werden können. Die Wirkungsquerschnitte in hohen Energiebereichen werden deshalb mit großen Unsicherheiten extrapoliert. Der Einfallswinkel hat ebenfalls einen großen Einfluss auf den Schauerverlauf (siehe Gl. 4.7), so dass auch dieser möglichst genau bestimmt werden muss. In dieser Arbeit wird es im Folgenden hauptsächlich um die Messung von ausgedehnten Luftschauern mit Fluoreszenzdetektoren gehen. 6

11 3. Detektion von Luftschauern mit Fluoreszenzteleskopen 3.1. Entstehung von Fluoreszenzlicht Wenn ein Luftschauer die Erdatmosphäre durchquert, deponiert er einen Teil seiner Energie in der Luft. Diese deponierte Energie de dep/dx ist ein geeignetes Maß, um eine Luftschauer zu beschreiben und verläuft ähnlich wie die Teilchenzahl. Die Energie führt zu einer Anregung der Luftmoleküle. Interessant ist vor allem die Anregung der Stickstoffmoleküle (N 2 ), die in Luft am häufigsten vorkommen. Stickstoff hat aufgrund seines zweiatomigen Aufbaus einen Rotationsfreiheitsgrad und einen Schwingungsfreiheitsgrad der Atome zueinander. Dadurch kommt es zu einer Vielzahl von Anregungszuständen, wobei vor allem die Schwingungs- und elektrischen Zustände eine Rolle spielen, die Rotationszustände nur untergeordnet. Das Schema der Energieniveaus von Stickstoff ist in Abb. 3.1 dargestellt. Bei der Abregung zu einem niederenergetischen Zustand können Photonen emittiert werden. Dies nennt man Fluoreszenz. Diese Abstrahlung ist isotrop und erfolgt in vielen verschiedenen Wellenlängen. Bei der Luftschauerdetektion in Luft hat sich dabei vor allem die Messung im Wellenlängenbereich nm bewährt. Das liegt daran, dass in diesem Bereich nur das 1N- und das 2P-System von Stickstoff eine Rolle spielen und keine anderen Systeme, Sauerstofffluoreszenz und kaum andere Lichtquellen vorkommen. Man erhält ein Spektrum mit Peaks bei charakteristischen Wellenlängen, das in Abb. 3.2 dargestellt ist. Die Intensität der Peaks kann je nach den Umgebungsbedingungen sehr unterschiedlich sein. Als konkurrierenden Vorgang zur Fluoreszenz gibt es strahlungslose Abregungen (sogenanntes "Quenching"), die z. B. aus Kollision der angeregten Moleküle mit anderen Molekülen der Luft resultieren (siehe hierzu Abschn. 4.2) Funktionsweise von Fluoreszenzdetektoren Ein gewöhnlicher Detektor zur Messung des Fluoreszenzlichts besteht aus einem oder mehreren Modulen, sogenannte "Spiegel". Im Fall von mehreren Spiegeln sind diese in unterschiedliche Richtungen ausgerichtet, um einen möglichst großen Blickwinkel zu erreichen. Je größer der eigentliche Spiegel ist, desto größer ist die Anzahl der Photonen, die darauf treffen, desto größer also die Sensitivität des Detektors. Der Spiegel ist so gekrümmt, dass die reflektierten Photonen auf eine Kamera aus Photomultipliern (PMT) treffen durch die die Photonen schließlich gezählt werden. Jeder dieser PMT nimmt einen 7

12 3. Detektion von Luftschauern mit Fluoreszenzteleskopen Abb. 3.1.: Schema der Energieniveaus eines Stickstoffmoleküls. Der 1N-Übergang ist rot dargestellt, der 2P- Übergang blau. [Bun67]. Abb. 3.2.: Fluoreszenzspektrum von Luft im Bereich von nm bei Normaldruck und -temperatur, aufgenommen mit AIRFLY, sowie 1967 durch Bunner (oben rechts) [Obe07]. bestimmten Bereich des Himmels auf und wird als "Pixel" bezeichnet. Modernere Detektoren, wie z. B. beim Pierre-Auger-Observatorium oder beim Telescope Array haben teilweise noch zusätzliche optische Elemente, wie z. B. einen UV-Filter, der nur für Photonen der gewünschten Wellenlänge durchlässig ist. Der Aufbau eines Moduls, wie sie beim Pierre-Auger-Observatorium eingesetzt werden, kann in Abb. 3.3 gesehen werden. Da nur eine sehr kleine Menge des Fluoreszenzlichts am Detektor ankommt, reicht bereits eine geringe Verschmutzung durch anderes Licht (wie z. B. durch den Mond) oder schlechte Transmissionseigenschaften aus, dass die Daten unbrauchbar werden. Dadurch wird die Zeit, in der effektiv gemessen werden kann, deutlich reduziert. Um einen Luftschauer rekonstruieren zu können, muss zunächst dessen Geometrie bekannt sein. Um diese zu rekonstruieren, ist ein einzelner Detektor relativ ungenau, da dieser nur eine zweidimensionale Abbildung liefert und man deshalb lediglich eine "Schauer- Detektor-Ebene" bestimmen kann. Zusammen mit den Ankunftszeiten des Lichts am Detektor, kann man daraus die Schauerachse bestimmen (Mono-Verfahren). Genauer wird 8

13 3.3. Das JEM-EUSO-Projekt Abb. 3.3.: Schematische Darstellung eines Moduls am Pierre-Auger-Observatorium. die Rekonstruktion, wenn man mehrere Fluoreszenzdetektoren zur Verfügung hat und aus der Schnittmenge der Ebenen die Schauerachse bestimmen kann (Stereo-Verfahren) oder wenn man von Bodendetektoren 1 die Information über den Auftreffpunkt erhalten kann (Hybrid-Verfahren). Um die Energie zu rekonstruieren, muss man zurückrechnen können, wie viel Fluoreszenzlicht tatsächlich an jeder Stelle emittiert wurde. Hierbei spielt der Zustand der Atmosphäre eine große Rolle (siehe Kap. 4). Bisher ist es dabei zwingend notwendig, dass X max im Blickfeld des Detektors ist. Die kalorimetrische Energie wird dann berechnet durch E kal = 0 de dep (X) dx, (3.1) dx wobei de dep/dx die (rekonstruierte) deponierte Energie ist. E kal ist allerdings nicht die gesamte Primärenergie des kosmischen Teilchens. Ein Teil der Energie, die sog. "unsichtbare Energie", die z. B. entstehende Neutrinos besitzen, ist so nicht detektierbar. Sie wird deshalb durch einen Korrekturfaktor berücksichtigt. X max ist hier die Tiefe mit der höchsten deponierten Energie. Man kann mit relativ wenigen Fluoreszenzteleskopen ein vergleichsweise großes Gebiet überblicken. Außerdem ist es aufgrund der Isotropie des Fluoreszenzlichts nicht nötig, dass der Luftschauer in die Richtung des Detektors propagiert, sondern der Luftschauer kann von der Seite beobachtet werden, so dass man die longitudinale Entwicklung des Schauers betrachten kann Das JEM-EUSO-Projekt Das Extreme Universe Space Observatory onboard Japanese Experiment Module, kurz JEM-EUSO, ist ein Experiment, das sich derzeit in der Vorbereitungsphase befindet. Es handelt sich 1 Detektoren, welche die am Erdboden ankommenden Sekundärteilchen nachweisen 9

14 3. Detektion von Luftschauern mit Fluoreszenzteleskopen dabei um einen Fluoreszenzdetektor an Bord der International Space Station (ISS). Der geplante Start ist Das Experiment ist eine Zusammenarbeit von 13 Ländern und 75 Instituten (Stand Januar 2011) [E + 10] Motivation Wie in Abschn. 2.1 beschrieben, ist der Fluss extrem-hochenergetischer Teilchen (E > ev) nur noch sehr gering. Bisherige Experimente konnten deshalb nicht so viele Ereignisse detektieren, um tatsächlich statistisch fundierte Aussagen über das Energie- und Massenspektrum in diesem Bereich zu machen. Auch war es aufgrund der niedrigen Statistik bisher nicht möglich, einzelne Quellen dieser hochenergetischen Strahlung zweifelsfrei zu identifizieren und analysieren. Der große Vorteil von Messung aus dem All wäre nun, dass ein Fluoreszenzteleskop von dort aus ein viel größeres Volumen der Erdatmosphäre betrachten kann 2. Man verspricht sich deshalb von JEM-EUSO eine deutlich höhere Statistik in diesem Energiebereich. Die konkret formulierten Ziele von JEM-EUSO sind [E + 10]: Detektion von über Luftschauern in den ersten drei Jahren mit einer Primärenergie von über 5, ev; Identifikation von Quellen der Strahlung; Messung der Energiespektren individueller Quellen, um auf Beschleunigungsmechanismen rückschließen zu können; Detektion extrem hochenergetischer Gamma-Strahlung; Detektion extrem hochenergetischer Neutrinos; Erforschung des galaktischen Magnetfelds; Verifikation von Effekten der Relativität und Quantengravitation bei extremen Energien; Erforschung atmosphärischer Phänomene, z. B. Blitzentstehung, Nachthimmelsleuchten und Halos; Beobachtung von Meteoroiden, die in die Erdatmosphäre eintreten Beschreibung Der Aufbau von JEM-EUSO ist schematisch in Abb. 3.4 dargestellt. Das Modul an Bord der ISS ist mit einem Drei-Linsen-System geplant, womit das eingehende Fluoreszenzlicht auf den Detektorschirm gebündelt werden soll. Mit dieser Optik erreicht man einen Blickwinkel von 30 in jede Richtung. Der Detektorschirm hat eine Fokalebene von 4,5 m 2 und besteht aus ca Photomultipliern. Das entspricht einer Winkelauflösung von 0,075. Bei einer Flughöhe der ISS von 350 km (tatsächlich schwankt die Flughöhe zwischen 300 und 400 km) erreicht man im sogenannten "Nadir Mode" (Kamera direkt nach unten gerichtet) ein beobachtetes Gebiet von 1, km 2 auf der Erdoberfläche und eine Auflösung von 560 m. Im sogenannten "Tilt Mode" (das Modul ist um einen Winkel von 38 gedreht) erreicht man eine deutlich größere beobachtete Fläche, allerdings auch eine deutlich schlechtere Ortsauflösung und somit einen höheren Energie-Schwellenwert detektierbarer Schauer. Die Photomultiplier sollen in einem Wellenlängenbereich von 2 Die geschätzte Apertur von JEM-EUSO unterscheidet sich stark, je nachdem, welche Cuts (Abstand des Kerns zum Zentrum des Blickfelds, Einfallswinkel und Einfluss der Wolkenbedeckung) gesetzt werden. Bei der konservativsten Abschätzung ist sie sogar etwas kleiner als die des Pierre-Auger-Observatoriums [Hau12]. 10

15 3.3. Das JEM-EUSO-Projekt Abb. 3.4.: Schematischer Aufbau des JEM-EUSO-Moduls [E + 10] nm messen. Dazu sind sie mit einem UV-Filter ausgestattet. Aufgrund der großen Entfernung des Detektors vom Luftschauer liegt die Zahl der eintreffenden Photonen pro Photomultiplier nur im einstelligen Bereich. Deshalb können nur Luftschauer mit Primärenergien von über 5, ev (im Nadir Mode) detektiert werden. Eine obere Energiegrenze ist lediglich durch den verschwindenden Teilchenfluss gegeben. Ein weiterer Bestandteil des Moduls ist das AM-System (Atmospheric Monitoring). Dieses besteht aus einem Lidar (Light Detection And Ranging), der Informationen über die Transmissionseigenschaften der Atmosphäre für Licht der entsprechenden Wellenlänge ermittelt, und einer Infrarotkamera, die ein komplettes Wolkenbild des Beobachtungsbereichs liefert. Falls die Aerosolstreuung zu groß ist oder ein zu großer Teil des Luftschauers durch Wolken verdeckt wird, können keine brauchbaren Daten gemessen werden. Zwischen den Linsen befinden sich außerdem drei LEDs unterschiedlicher Wellenlängen, mit deren Hilfe die Kalibrierung der Kamera durchgeführt wird. Ebenfalls zur Kalibrierung, aber nicht an Bord der ISS, werden mehrere Xenon Flasher auf der Erdoberfläche aufgestellt, deren Licht beim Überfliegen gemessen wird. Zusätzlich soll es noch Laser- Bodenstationen geben, deren gestreutes Licht sowohl vom JEM-EUSO-Teleskop detektiert wird als auch von der Bodenstation selbst, so dass durch den Vergleich eine Kalibrierung durchgeführt werden kann. Ein Überblick des gesamten Projekts ist in Abb. 3.5 zu sehen. Da bei JEM-EUSO nur mit einem einzelnen Teleskop gemessen wird, kann man zur Rekonstruktion der Schauergeometrie eigentlich nur das Mono-Verfahren verwenden. Bei der Messung aus dem All gibt es allerdings eine weitere Möglichkeit, höhere Genauigkeit zu erlangen: Bei Luftschauern entsteht Cherenkov-Licht (siehe Abschn. 2.2) entlang eines Kegels, der sehr dicht um die Schauerachse herum liegt (Öffnungswinkel < 1.3 ). Trifft dieses auf den Erdboden, die Wasseroberfläche oder die Wolkendecke, wird es reflektiert und kann dann vom JEM-EUSO-Teleskop mit einer gewissen Zeitverzögerung detektiert werden. Aus diesem "Cherenkov-Beam" kann man sehr gut den Auftreffpunkt an der Erdoberfläche rekonstruieren und erhält somit zusätzliche Geometrie-Informationen. 11

16 3. Detektion von Luftschauern mit Fluoreszenzteleskopen Abb. 3.5.: Funktionsweise des JEM-EUSO-Projekts [E + 10]. 12

17 4. Einfluss der Atmosphäre Der Zustand der Atmosphäre hat sowohl Einfluss auf die Entwicklung eines Luftschauers als auch speziell auf die Messung mit Fluoreszenzdetektoren, die in diesem Kapitel qualitativ diskutiert werden sollen Entwicklung eines Luftschauers Da die Wahrscheinlichkeit und damit die statistische Häufigkeit von Stößen der Teilchen eines Luftschauers mit Molekülen der Luft von der Dichte der Luft abhängt, ist die atmosphärische Tiefe X (siehe Gl. 2.2) ein Maß für die longitudinale Entwicklung. Die Dichte ρ(h) lässt sich allerdings nicht direkt messen. Erhältlich sind vor allem die Parameter T (Temperatur), p (Druck) und u (relative Luftfeuchtigkeit). Luft lässt sich sehr gut durch das Ideale Gasgesetz ρ(h) = p(h) M m R T(h) beschreiben, wobei M m die Molare Masse und R die universelle Gaskonstante ist. Die Zusammensetzung der (trockenen) Luft ist weitgehend bekannt. Die Hauptbestandteile (78,08 % Stickstoff, 20,95 % Sauerstoff und 0,93 % Argon) sind bis zu einer Höhe von ca km nahezu konstant. Über längere Zeit hinweg (Größenordnung Jahre) variabel, aber über kürzere Zeiten hinweg auch als konstant anzunehmen, ist der Anteil an Kohlenstoffdioxid, welcher jedoch relativ klein ist (ca. 0,038 %). Stark zeitlich und lokal variabel ist jedoch der Anteil von Wasserdampf, welcher einen Massenanteil von 0 4 % annehmen kann. Man betrachtet feuchte Luft deshalb als Gasgemisch mit zwei Komponenten, nämlich trockene Luft und Wasserdampf, denen man jeweils eine feste molare Masse zuordnen kann. Ein Maß für die Verteilung der Komponenten liefert die relative Luftfeuchtigkeit, welche definiert ist als (4.1) u = e E S. (4.2) e ist hier der Partialdruck des Wasserdampfs. Der Sättigungsdruck E S ist abhängig von der Temperatur. u wird gewöhnlich in % angegeben. Daraus folgt für die molare Masse: M m, Luft = 28,971 g /mol C trocken + 18,016 g /mol ES u p. (4.3) 13

18 4. Einfluss der Atmosphäre C trocken ist hierbei der Volumenanteil der trockenen Luft. Man kann diese Parameter z. B. von meteorologischen Radiosondierungen oder anderen geeigneten Quellen für Atmosphärendaten erhalten. Andere atmosphärische Parameter sind für die Entwicklung eines Luftschauers nicht verantwortlich. Eine ungefähre Abschätzung für die atmosphärische Tiefe liefert die hydrostatische Grundgleichung: dp = ρ(h)g(h). (4.4) dh Betrachtet man die Erdbeschleunigung g als konstant, erhält man p(h 0 ) = g also eine Proportionalität der Tiefe zum Druck. h 0 ρ(h)dh = g X(h 0 ), (4.5) Die bisher erläuterte vertikale Tiefe X ist eigentlich nur aussagekräftig für vertikal einfallende Schauer mit einem Einfallswinkel von θ = 0. Für schräg einfallende Schauer benutzt man deshalb die schräge Tiefe X s, bei der nicht über die Höhe, sondern über den Weg integriert wird: X s ( x 0 ) = x x 0 ρ( x)d x. (4.6) Geht man davon aus, dass die Dichteverteilung nur höhenabhängig ist und dass die Krümmung der Erde vernachlässigbar ist, erhält man aus einfachen geometrischen Überlegungen: X s = X cos θ. (4.7) Bei sehr großen Winkeln (> 70 ) kann die Krümmung der Erde allerdings nicht mehr vernachlässigt werden Fluoreszenzausbeute Die beobachtete Größe bei der Messung mit Fluoreszenzdetektoren ist die Anzahl der Photonen. Die Zahl der Fluoreszenz-Photonen dn γ, die in einer Schicht der Atmosphäre mit einer Dicke dx erzeugt werden und von einem Fluoreszenzdetektor registriert werden, kann beschrieben werden durch [N + 03] dn γ dx = d 2 N 0 γ dx dλ τ atm(λ,x) ε FD (λ)dλ. (4.8) Dabei bezeichnet τ atm den Transmissionskoeffizienten der Atmosphäre und ε FD die Effizienz des Fluoreszenzdetektors. Die Zahl der emittierten Fluoreszenzphotonen dn 0 γ pro Wellenlängenintervall dλ und durchquerter Materie dx erhält man durch d 2 Nγ 0 dx dλ = Y(λ,p,T,u,E) dn e(x) de de dep de, (4.9) dx wobei dn e(x)/de das Energiespektrum der Elektronen und Positronen bei der Tiefe X beschreibt. Y wird Fluoreszenzausbeute genannt und beschreibt die Anzahl der emittierten Photonen pro deponierter Energie (in Photonen pro MeV). Die Fluoreszenzausbeute Y bei einer Wellenlänge λ ist abhängig von den atmosphärischen Parametern Druck p, Temperatur T und relative Luftfeuchtigkeit u, sowie von der Energie der Elektronen E. Nimmt man eine Unabhängigkeit von E an, erhält man aus Glg. 4.8: dep dn γ dx = detot dx Y(λ,p,T,u) τ atm (λ,x) ε FD (λ)dλ. (4.10) 14

19 4.3. Transmission Die Abhängigkeit der Fluoreszenzausbeute von den atmosphärischen Parametern kann beschrieben werden durch [AHK08] ( ) 1 dedep ρa Y λ = λ (4.11) dx 1 + ρb λ T mit B λ = R T p. (4.12) λ A λ ist der Wert von ε λ/ρ bei einer (theoretischen) Abwesenheit von Quenching (p = 0), wobei ε λ hier die Zahl der Fluoreszenzphotonen mit Wellenlänge λ pro zurückgelegter Elektronenweglänge angibt, ρ ist die Dichte der Luft. p λ ist ein Referenzdruck, bei dem die Wahrscheinlichkeit der strahlenden und nicht-strahlenden Abregung gleich groß ist. Dieser setzt sich bei einer Gasmischung aus den einzelnen Referenzdrücken der Gase zusammen durch 1 f p = i p, (4.13) i i mit den Anteilen f i der Komponenten mit dem Referenzdruck p i, der beschrieben werden kann durch p i = kt 1. (4.14) τ σ Ni v Ni k ist die Boltzmann-Konstante, τ die mittlere Lebensdauer eines angeregten Moleküls, σ der Wirkungsquerschnitt des Systems aus Stickstoff und der jeweiligen Komponente und v Ni die mittlere Relativgeschwindigkeit dieses Systems. Die Druckabhängigkeit ist somit je nach dem für einen Übergang charakteristischen Referenzdruck unterschiedlich groß. Bei der Temperaturabhängigkeit muss beachtet werden, dass die Wirkungsquerschnitte σ Ni ebenfalls temperaturabhängig sind [KBEK08, A + 08b]: σ Ni = σ 0 Ni Tα λ. (4.15) Insgesamt entsteht so eine Verstärkung des 1N-Signals mit steigender Temperatur (α < 1 2 ), allerdings eine Abschwächung der 2P-Übergänge (α > 1 2 ). Die Feuchtigkeitsabhängigkeit liegt vor allem in der Zusammensetzung von p aus den p i der einzelnen Komponenten. Die Erhöhung der relativen Luftfeuchtigkeit von 0 auf 100 % kann bei Normalbedingungen zu einer Abschwächung der Fluoreszenzausbeute von bis zu 20 % führen [AHK08] Transmission Bei der Transmission des Fluoreszenzlichts durch die Atmosphäre bis zum Detektor treten Verluste auf. Der Verlust durch Absorption ist dabei sehr klein und kann vernachlässigt werden. Nicht zu vernachlässigen ist der Verlust durch Streuung. Bei der Streuung an Luftmolekülen gilt, dass die Wellenlänge der Photonen sehr viel größer ist als der Radius des Streuzentrums: r Streuzentrum λ (4.16) Diese Art von Streuung nennt man Rayleigh-Streuung. Sie ist sehr gut bekannt und analytisch beschreibbar. Bei Vernachlässigung von Mehrfach-Streuung erhält man den Transmissionskoeffizienten [Kei03, Referenzen darin] ( 24π3 (n 2 1 ) ) 2 τ R = exp λ 4 N (n 2 + 2) 2 F Luft ds (4.17) 15

20 4. Einfluss der Atmosphäre mit N = Teilchendichte des Mediums und ds = Pfadlänge. Der King-Faktor F Luft ist ein Korrekturterm, der die Anisotropie der Luftmoleküle bezüglich der Depolarisation berücksichtigt. F sowie der Brechungsindex n sind für die einzelnen Komponenten der Luft als empirische Funktion von λ gegeben. Sie sind also abhängig von der Zusammensetzung der Atmosphäre. n ist außerdem abhängig von Druck und Temperatur: (n 1) T,p = (n 1) 0 p [1 + p (61,3 ϑ) 10 10] 96095,4 (1 + 0, ϑ), (4.18) mit dem Druck p in Pa und der Temperatur ϑ in C. Der Index 0 steht für den Wert bei Normalbedingungen, T,p für den druck- und temperaturabhängigen Wert. Bei der Streuung an Aerosolen und Wolken trifft die Voraussetzung der Rayleigh-Streuung nicht zu. Man spricht hier von Mie-Streuung. Diese Art der Streuung ist nicht analytisch lösbar. Außerdem ist das Vorkommen von Wolken und Aerosolen großen Variationen unterworfen und aufwendige Atmosphärenmessungen sind notwendig, um diese zu erhalten. Um die daraus resultierenden Transmissionseigenschaften zu quantifizieren, benutzt man Messinstrumente wie z. B. Infrarotkamera und Lidar bei JEM-EUSO. Die Untersuchung dieser Art der Streuung würde den Rahmen dieser Arbeit übersteigen. Deshalb wurden zur Rekonstruktion von Luftschauern in dieser Arbeit keine unterschiedlichen Daten von Wolken und Aerosolen benutzt. Diese Daten wären einerseits nicht ohne weiteres oder überhaupt nicht verfügbar. Andererseits würden keine wirklich interessanten Ergebnisse dadurch entstehen, dass Luftschauern mit anderen Aerosoldaten rekonstruiert werden als die, bei denen der Luftschauer aufgezeichnet wurde, da diese Daten aufgrund der starken Fluktuationen kaum charakteristisch für einen Ort sind. Sie würden stattdessen eher die übrigen Ergebnisse verfälschen oder unkenntlich machen. Diese Arbeit wird deshalb auf den Einfluss der Parameter T, p und u beschränkt. 16

21 5. Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern Im Rahmen dieser Bachelorarbeit wurden Rekonstruktionen von gemessenen Luftschauern durchgeführt. Dafür wurde die offline-software der Pierre-Auger-Kollaboration benutzt [A + 08a]. Die gemessenen Luftschauer stammen ebenfalls vom Pierre-Auger-Observatorium. Zur Rekonstruktion wurden allerdings Atmosphärendaten benutzt, die nicht zum entsprechenden Ort (Malargüe in Argentinien) und der entsprechenden Zeit gehören, sondern verschiedene klimatische Bedingungen repräsentieren sollen. Die resultierenden Ergebnisse für rekonstruierte Primärenergien E und Positionen des Schauermaximums X max entsprechen also in keiner Weise der Realität. Sie sind nur dazu gedacht, um den Einfluss der Atmosphäre einzuschätzen Auswahl der Atmosphärendaten Um Daten für die klassischen Zustandsgrößen der Atmosphären zu erhalten, wurde das Global Data Assimilation System (GDAS) benutzt [Lab11]. Dieses liefert ein globales Modell zur Beschreibung der Atmosphäre, welches auf dem Prinzip der Datenassimilierung beruht [Wer02]. Das bedeutet, dass aus dem Abgleich einer großen Menge von Messdaten (Ballonsondierung, Wettersatelliten, etc.) mit den numerischen Vorhersagen auf der Basis von Daten früherer Zeitpunkte eine globale Analyse erstellt wird, welche als sehr gute Annäherung an die tatsächliche Atmosphäre gilt. Entwickelt wurden die verwendeten Daten an den National Centers for Environmental Prediction (NCEP). Die Daten sind frei im Internet verfügbar. Sie enthalten die notwendigen Parameter Druck, Temperatur und relative Luftfeuchtigkeit. Erhältlich sind sie für jeden ganzen Breiten- und Längengrad der Erde (181x360 Gitterpunkte) und vertikal für 23 festgelegte Druckniveaus. Die zeitliche Auflösung beträgt 3 Stunden. Die Vorteile dieser Daten gegenüber lokalen Messdaten für diese Arbeit liegen auf der Hand: Es sollen hier Atmosphären verschiedenster Orte auf der Erde untersucht werden. Jedoch wird nicht überall eine lokale Messung durchgeführt; teilweise wäre dies auch sehr schwierig (z. B. über dem Ozean). Auch an Orten, an denen Messungen durchgeführt werden, wären diese nicht unbedingt sofort und frei verfügbar und auch nicht in dieser hohen zeitlichen Auflösung. Die GDAS-Daten hingegen bieten eine große Menge von Daten, aus denen die geeignetsten ausgewählt werden können. Die Benutzung dieser Daten hat sich außerdem auch schon beim Pierre-Auger- Observatorium bewährt [A + 12]. 17

22 5. Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern Für diese Arbeit wurden 11 verschiedene Atmosphären an 9 verschiedenen Standorten ausgewählt. Bei der Auswahl der Orte wurde darauf geachtet, ein möglichst breites Spektrum an möglichen Extrema der klimatischen Bedingungen miteinzubeziehen. Da die Auswirkung auf Fluoreszenzdetektion und speziell JEM-EUSO untersucht werden soll, ergeben sich weitere Bedingungen für die Auswahl: Die ISS umkreist die Erde mit einer Bahnneigung von 51,64 [E + 10]. Das ist folglich auch der Betrag des maximalen und minimalen Breitengrads der überflogenen Gebiete. Zu berücksichtigen ist, dass das JEM-EUSO-Teleskop einen Sichtwinkel von ±30 hat (im Nadir Mode). Bei einer maximalen Flughöhe von 400 km, der Abschätzung, dass für die Detektion eines Luftschauers nicht nur der Erdboden, sondern auch 10 km der darüber liegenden Atmosphäre gesehen werden müssen, und der Annäherung einer flachen Erdoberfläche ergibt sich als zusätzlich beobachtbarer Bereich von JEM-EUSO r = 390 km tan(30 ) = 225 km. (5.1) Das entspricht zusätzlichen 2,03 geographischer Breite. Daraus ergibt sich, dass sich die ausgewählten Standorte in Breitengraden zwischen ±53,67 befinden sollen. Ausnahme ist P9 (siehe Abschn ). Die ISS umkreist die Erde in ca. 90 min. In dieser Zeit dreht sich die Erde selbst um etwa 22,75, so dass die nächste Umrundung der ISS um diesen Wert verschoben ist. Über hinreichend lange Zeit betrachtet, befindet sich so jeder Punkt im oben genannten Gebiet irgendwann im Beobachtungsbereich von JEM-EUSO. Daraus entsteht also keine neue Einschränkung der Standorte. Es wurden Punkte mit ganzzahligen Breiten- und Längengraden gewählt, da die GDAS-Daten nur für solche Punkte explizit errechnet wurden. Da mit Fluoreszenzdetektoren nur bei ausreichender Dunkelheit gemessen werden kann (siehe Abschn. 3.2), wurden nur Atmosphärendaten für Zeiten nach Sonnenuntergang benutzt. Da keine detaillierten Daten über die Wolkenbedeckung vorliegen, Wolken aber durchaus die benutzten Parameter beeinflussen können, wurden jeweils Zeiten ausgewählt, bei denen keine oder minimale Wolkenbedeckung vorlag. Die totale Wolkenbedeckung in % ist bei den GDAS-Daten enthalten. Falls nach diesen Einschränkungen immer noch eine große Auswahl vorhanden war, wurde darauf geachtet, möglichst Daten zu wählen, die die extremen Eigenschaften des gewählten Ortes repräsentieren (z. B. einen besonders kalten Tag). Im Folgenden sollen die einzelnen Atmosphären vorgestellt und ihre Wahl begründet werden. Die Koordinaten der Orte sind jeweils im Format (geographische Breite; geographische Länge) angegeben. Die Zeit ist die jeweilige Ortszeit. Die Lage der Orte auf einer Weltkarte ist in Abb. 5.1 zu sehen P1 Dieser Punkt befindet sich an den Koordinaten (50 ;-112 ). Dies liegt in der Prärie im Südosten von Alberta/Kanada. Diese Gegend ist für ihre extrem tiefen Temperaturen im Winter bekannt und wurde deshalb repräsentativ für kalte Atmosphären für diese Arbeit ausgewählt. Der Ort liegt 821 m über dem Meeresspiegel. Benutzt wurden die Daten vom , 3 Uhr. An diesem Tag wurden laut Nachrichtendiensten an Orten in der Nähe Kälterekorde aufgestellt [Ho11]. Die totale Wolkenbedeckung betrug zu dieser Zeit 0%. 18

23 5.1. Auswahl der Atmosphärendaten Abb. 5.1.: Die blauen Marker geben die Lage der zur Rekonstruktion verwendeten Orte an. Diese wurden teilweise mit Daten verglichen, die an den gelben Markern aufgenommen wurden (siehe Abschn. 5.2). Der Sichtbereich von JEM-EUSO wird durch die roten Linien begrenzt P2 Dieser Punkt befindet sich bei (-23 ;-69 ), 2625 m Höhe. Dies liegt in der Atacamawüste im Norden von Chile. Die Atacama gilt als trockenste Wüste der Erde. Sie wurde repräsentativ für trockene Gebiete, insbesondere Wüsten, ausgewählt. Es wurden die Daten vom , 21 Uhr verwendet. Der Sonnenuntergang war an diesem Tag bereits um 18:04 Uhr. Die totale Wolkenbedeckung betrug 0% P3 Dieser Punkt befindet sich bei (0 ;28 ), 789 m Höhe, also direkt auf dem Äquator, im Parc National de la Maiko/D.R. Kongo. Hier herrscht ein humides, tropisches Klima mit starken Regenfällen das ganze Jahr über. Dieser Ort soll die Tropen repräsentieren, die eine recht große Fläche des zu beobachtenden Gebiets ausmachen. Es wurden die Daten vom , 21 Uhr benutzt. Der Sonnenuntergang war bereits um 18:17 Uhr. Die totale Wolkenbedeckung betrug 2% P4 Dieser Punkt befindet sich bei (38 ;-29 ), -11 m Höhe. Dies befindet sich in der Nähe der Azoren/Atlantik. Das Klima ist dort subtropisch. Das besondere an diesem Gebiet ist, dass sich in diesem Gebiet ein permanentes Hochdruckgebiet befindet, das sogenannte Azorenhoch [Wet11]. Dieses ist nicht komplett stationär sondern verändert seine Lage im Jahresverlauf. Es wurde deshalb eine Zeit gewählt, in der es sich an der entsprechenden Stelle befand, nämlich der , 3 Uhr. Die totale Wolkenbedeckung betrug 0%. Entsprechende Tiefdruckgebiete gibt es zwar auch, z. B. das sogenannte Islandtief, aber da diese nicht im Beobachtungsgebiet von JEM-EUSO liegen, wurden solche in dieser Arbeit nicht untersucht. 19

24 5. Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern P5 Dieser Punkt befindet sich bei (53 ;18 ), 97 m Höhe. Dies befindet sich in der Nähe der Stadt Bydgoszcz in Polen. Diese Gegend befindet sich in der gemäßigten Übergangszone, im Grenzgebiet zwischen See- und Kontinentalklima. Dieser Punkt wurde nicht aufgrund von Klimaextrema ausgewählt, sondern weil alle Parameter hier in etwa Mittelmaß sind. Die Absicht besteht darin, diesen Punkt als Referenzpunkt zu benutzen, um später die Ergebnisse der anderen Atmosphären damit vergleichen zu können. Dafür wurde eine Zeit im Frühling ausgesucht, nämlich der , 0 Uhr. Diese Atmosphäre ist sehr ähnlich wie die US-Standardatmosphäre (US-StdA) [NAS76]. Die US-StdA hat jedoch den Nachteil, dass die Luftfeuchtigkeit pauschal auf 0 % gesetzt wurde. Deshalb wurde die realistischere polnische Atmosphäre als Referenz gewählt. Sie wird im Folgenden als R bezeichnet. Da das Klima in diesen geographischen Breiten starken jahreszeitlichen Schwankungen unterliegt, wurden hier außerdem eine Winteratmosphäre (P5a) vom , 0 Uhr und eine Sommeratmosphäre (P5b) vom , 0 Uhr ausgewählt. Diese sollen ebenfalls untersucht werden, um jahreszeitliche Schwankungen abschätzen zu können. Zu allen drei Zeiten dieses Ortes betrug die totale Wolkenbedeckung 0% P6 Dieser Punkt befindet sich bei (48 ;-154 ), 1 m Höhe. Dies liegt im Nordpazifik auf offener See. In dieser Gegend befindet sich eine Aufstiegszone der thermohalinen Zirkulation [Per00], das bedeutet, dass Massen von kaltem Wasser an die Oberfläche steigen und sich dort erwärmen. Im Gegenzug wird die Atmosphäre kälter, da sie Wärme an den Ozean abgibt. Dieser Punkt wurde gewählt, um kaltes maritimes Klima zu repräsentieren. Deshalb wurde auch ein Datum im Winter gewählt, nämlich der , 3 Uhr. Die totale Wolkenbedeckung betrug 0% P7 Dieser Punkt befindet sich bei (-8 ;79 ), -11 m Höhe, also in der Nähe des Äquators im Indischen Ozean. Dieser Punkt wurde ausgewählt, um warmes maritimes Klima zu repräsentieren. Deshalb wurde auch ein möglichst warmer Tag ausgesucht, nämlich der , 0 Uhr. Die totale Wolkenbedeckung betrug 0% P8 Dieser Punkt befindet sich bei (-49 ;175 ), -11 m Höhe. Dies ist im Südpazifik in der Nähe von Neuseeland. Dieser Punkt wurde gewählt, damit der Punkt P6 einen Vergleichswert im weit südlichen Ozean hat. Deshalb wurde auch hier ein Zeitpunkt im Winter gewählt, nämlich der , 3 Uhr. Die totale Wolkenbedeckung betrug 0% P9 Dieser Punkt befindet sich bei (68 ;20 ), 545 m Höhe. Dies ist im Norden von Schweden bei Kiruna. Dieses Gebiet befindet sich nicht im Beobachtungsbereich von JEM-EUSO. Es besteht allerdings die Aussicht, dass als Test für JEM-EUSO im Vorfeld ein Test-Detektor an einem Ballon gestartet wird (Balloon-EUSO), der in etwa 40 km Höhe misst. Da als Ort für dieses Experiment unter anderem Kiruna vorgeschlagen ist, wurde auch dieser Ort in diese Untersuchung miteinbezogen. Da Kiruna nördlich des Polarkreises liegt, gibt es hier die Effekte Polartag und Polarnacht. Das bedeutet, dass im Sommer im Juni und Juli nicht gemessen werden kann, da durchgängig die Sonne zu sehen ist (und auch an Sommertagen außerhalb des Polartages wäre eine Messung nicht sehr effektiv). Im Dezember 20

25 5.1. Auswahl der Atmosphärendaten 1000 P1 P2 P3 P4 P5a R P5b P6 P7 P8 P9 Druck [hpa] Höhe [m] Abb. 5.2.: Druckprofile der Atmosphären in logarithmischer Auftragung. und Januar dagegen ist die Sonne gar nicht oder nur wenige Stunden zu sehen, was ideal für eine Messung mit einem Fluoreszenzdetektor wäre. Aus diesem Grund wurde ein Zeitpunkt im Winter gewählt, nämlich der , 21 Uhr. Dieser Tag liegt kurz hinter der Polarnacht. Die Sonnenscheindauer war nur 3,18 h. Die totale Wolkenbedeckung betrug 0% Vergleich der Standorte In Abb. 5.2, 5.4 und 5.5 sind die Profile der einzelnen Atmosphären dargestellt. Die Druckprofile unterscheiden sich nur geringfügig, sie haben alle den nach der hydrostatischen Grundgleichung (Glg. 4.4) erwarteten exponentiellen Verlauf. Zum besseren Vergleich sind zusätzlich die Druckdifferenzen zur US-StdA in Abb. 5.3 dargestellt. Man kann hier feststellen, dass die Differenzen vor allem in einer Höhe von etwa 5-10 km maximal sind, eine Höhe, die gerade bei Luftschauern stark relevant ist. Es lässt sich außerdem feststellen, dass der Bodendruck nicht unbedingt charakteristisch für den vertikalen Druckverlauf ist. Extrem hohen Druck haben hier vor allem P3 und P7, die beide aus der Nähe des Äquators stammen. Extrem niedrigen Druck haben P1 und P9, die von Orten mit einem großen Breitengrad stammen. Auffällig ist außerdem der große Unterschied zwischen P5a und P5b, die vom gleichen Standort aber unterschiedlicher Jahreszeit stammen; dieser beträgt am Maximum etwa 37 hpa. Die Temperaturprofile lassen sich folgendermaßen beschreiben: Nach unterschiedlich großen Schwankungen in Bodennähe nimmt die Temperatur in der Troposphäre nach oben hin beinahe linear ab, bis hin zu einem Minimum, das in etwa der sog. Tropopause entspricht. Dieses Minimum liegt jedoch bei sehr unterschiedlichen Höhen: Bei P9 liegt es bei etwa 9 km, während es gerade bei den tropischen Atmosphären P3 und P7 deutlich höher liegt, bei etwa 17 km. Bei noch größeren Höhen (Stratosphäre) nimmt die Temperatur in unterschiedlichem Maße wieder zu oder verbleibt auf etwa dem gleichen Wert. Die Feuchtigkeitsprofile sind sehr unregelmäßig. Relevant ist jedoch vor allem die Feuchtigkeit bei kleineren Höhen; einerseits weil Fluoreszenz vor allem hier entsteht und der Wasserdampf vor allem dabei eine Rolle spielt; andererseits weil die Gesamtmenge von Wasserdampf mit der Luftdichte nach oben hin abnimmt, weshalb selbst lokale Maxima, 21

26 5. Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern Druckdifferenz zur US StdA [hpa] P1 P2 P3 P4 P5a R P5b P6 P7 P8 P Höhe [m] Abb. 5.3.: Druckdifferenzen zur US-Standardatmosphäre. Temperatur [K] P1 P2 P3 P4 P5a R P5b P6 P7 P8 P Höhe [m] Abb. 5.4.: Temperaturprofile der Atmosphären. 22

27 5.2. Vergleich der GDAS-Daten mit lokalen Radiosondenmessungen relative Luftfeuchte [%] P1 P2 P3 P4 P5a R P5b P6 P7 P8 P Höhe [m] Abb. 5.5.: Feuchtigkeitsprofile der Atmosphären. wie sie ab etwa 10 km auftreten, keine besonders große Menge von Wasserdampf repräsentieren. In kleinen Höhen ist vor allem bei P3 und P7 die Feuchtigkeit sehr groß, bei P2 sehr klein Vergleich der GDAS-Daten mit lokalen Radiosondenmessungen Die GDAS-Daten wurden durch eine Modellberechnung gewonnen, anhand von Messdaten, die mit sehr unterschiedlicher Standort-Dichte aufgenommen wurden. Die Qualität dieser Daten ist nur schwer einzuschätzen, deshalb ist es sinnvoll, sie zunächst zu überprüfen. Eine Möglichkeit dafür ist, sie mit lokal aufgenommenen Messdaten zu vergleichen. Hierzu kann ausgenutzt werden, dass speziell an Flughäfen regelmäßig Radiosondierungen durchgeführt werden. Da sich nicht bei jedem Standort ein Flughafen in der Nähe befindet, wird nur für manche Punkte ein solcher Vergleich durchgeführt. Die verwendeten Daten stammen vom Britisch Atmospheric Data Centre (BADC) [Cen11]. Problematisch bei diesen Vergleichen ist, dass sowohl Zeit als auch Ort nie exakt mit den gewählten Atmosphären übereinstimmen. Mit Schwankungen vor allem in niedrigen Höhen muss also gerechnet werden. Bei Ballonsondierungen ist außerdem immer das Problem, dass die Sonden nicht genau vertikal aufsteigen, sondern vom Wind abgetrieben werden. Es muss außerdem bedacht werden, dass beide Datensätze nicht komplett unabhängig sind, da die Daten der Radiosondierung in die GDAS-Analyse einfließen. Es ist außerdem zu beachten, dass die Genauigkeit der Druckmessung mit Radiosonden von führenden Herstellern mit etwa 0,3 hpa angegeben wird, die der Temperatur mit etwa 0,2 K [GRA12, Vai12]. Da in den verwendeten Daten der Radiosondierungen keine Werte für die Luftfeuchtigkeit vorliegen, werden nur Druck und Temperatur verglichen. Die Differenzen wurden jeweils an den von BADC gegebenen Höhen gebildet. Dazu wurden die jeweiligen Werte der GDAS-Daten, die für andere Höhen gegeben waren, interpoliert P1 Glasgow Der Flughafen Glasgow liegt bei (48,2 ;-106,62 ). Das ist 440 km von P1 entfernt. Das ist nicht besonders nahe, wenn man bedenkt, dass schon kurze Distanzen zu einer dras- 23

28 5. Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern 2 P1 Glasgow P2 Antofagasta P4 Lajes Santa Rita P8 Invercargill 0 Druckdifferenz [hpa] Höhe [m] Abb. 5.6.: Absolute Druckdifferenzen aus dem Vergleich der GDAS Daten mit denen von BADC. tischen Veränderung der klimatischen Bedingungen führen können. Es ist deshalb mit signifikanten Differenzen zu rechnen. Dennoch wurde bewusst Glasgow zum Vergleich gewählt anstelle des näher liegenden Flughafens Great Falls, da dieser in einer anderen Klimazone liegt und die Differenz der Breitengrade höher wäre. Die Zeit der Sondierung ist 23:06 Uhr. Zum Vergleich wurden deshalb abweichend von Abschn die GDAS- Daten von 0 Uhr verwendet, um die zeitliche Differenz zu verringern, die so nur 0:54 h beträgt P2 Antofagasta Der Flughafen Antofagasta liegt bei (-23,43 ;-70,45 ). Das ist 153 km von P2 entfernt. Die Zeit der Sondierung ist 11:48 Uhr. Dadurch ist die zeitliche Differenz 9:12 h. Da dies relativ viel ist, wurden zum Vergleich abweichend von Abschn die GDAS-Daten von 9 Uhr verwendet. So beträgt die zeitliche Differenz nur 0:12 h P4 Lajes Santa Rita Der Flughafen Lajes Santa Rita liegt bei (38,73; -27,07 ). Das ist 190 km von P4 entfernt. Die Zeit der Sondierung ist 11:00 Uhr. Es wurden deshalb die GDAS-Daten von 12:00 Uhr benutzt, um keine allzu große Zeitdifferenz zu haben. Die zeitliche Differenz beträgt so 1:00 h P8 Invercargill Der Flughafen Invercargill liegt bei (-46,42 ;168,32 ). Das ist 579 km von P8 entfernt. Das ist relativ weit entfernt, jedoch gibt es über dem Meer gewöhnlich keine Radiosondierungen, weshalb auf diese Daten zurückgegriffen werden muss. Die Zeit der Sondierung ist 22:50 Uhr, was einer zeitlichen Differenz von 4:10 h entspricht Fazit Die absoluten und relativen Druck- und Temperaturdifferenzen sind in Abb. 5.6, 5.7, 5.8 und 5.9 dargestellt. Wie man sehen kann, sind die Abweichungen der GDAS-Daten von den Messdaten sowohl für Temperatur als auch für den Druck im Allgemeinen nur sehr klein. Bei den Vergleichen P1 Glasgow, P2 Antofagasta und P4 Lajes Santa Rita treten 24

29 5.2. Vergleich der GDAS-Daten mit lokalen Radiosondenmessungen P1 Glasgow P2 Antofagasta P4 Lajes Santa Rita P8 Invercargill relative Druckdifferenz Höhe [m] Abb. 5.7.: Relative Druckdifferenzen aus dem Vergleich der Daten. 6 4 P1 Glasgow P2 Antofagasta P4 Lajes Santa Rita P8 Invercargill 2 Temperaturdifferenz [K] Höhe [m] Abb. 5.8.: Absolute Temperaturdifferenzen aus dem Vergleich der Daten P1 Glasgow P2 Antofagasta P4 Lajes Santa Rita P8 Invercargill relative Temperaturdifferenz Höhe [m] Abb. 5.9.: Relative Temperaturdifferenzen aus dem Vergleich der Daten. 25

30 5. Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern kaum Druckdifferenzen auf (maximal 2 hpa). Beim Vergleich P8 Invercargill sind die Differenzen etwas größer, was eventuell aufgrund der großen Entfernung durch einen horizontalen Druckgradienten verursacht sein kann. Die relativen Differenzen nehmen vor allem bei großen Höhen große Werte an. Dies dürfte jedoch für diese Arbeit keine Rolle spielen, da Luftschauer nicht in dieser Höhe detektiert werden. Die Mittelwerte der relativen Druckdifferenzen (mit fließender Basis) sind in der Reihenfolge der Nummerierung der Standorte: 0,44 %, 0,42 %, 0,17 % und 0,69 %. Zur Mittelung wurden jeweils nur die Beträge der Differenzen genutzt, damit sich die Abweichungen mit unterschiedlichen Vorzeichen nicht wegmitteln. Diese Differenzen sind offensichtlich nicht besonders groß überall deutlich unter 1 %. Auch die Mittelwerte der relativen Temperaturdifferenzen (ebenfalls betragsmäßig) sind überall kleiner als 1 %. Sie betragen in obiger Reihenfolge: 0,57 %, 0,37 %, 0,27 % und 0,81 %. Bei den Vergleichen P1 Glasgow und P8 Invercargill treten vor allem in kleinen Höhen große Differenzen auf. Das könnte wiederum an den relativ großen Entfernungen liegen und daran, dass die Temperatur gerade bei kleinen Höhen starken lokalen Schwankungen unterliegt. Das liegt daran, dass hier im Gegensatz zur ansonsten eher stabilen Atmosphäre Wetterphänomene auftreten. Beim Vergleich P1 Glasgow ist außerdem die Differenz bei großen Höhen relativ groß. Dies ist jedoch wie auch beim Druck hier kaum von Belang. Die Vergleiche P2 Lajes Santa Rita und P4 Antofagasta weisen kaum größere Differenzen auf. Die Druck- und Temperaturdifferenzen sind also i. A. bis auf wenige Ausnahmen sehr klein. Doch auch die größeren Differenzen fallen kaum ins Gewicht, da es für diese Arbeit vor allem wichtig ist, realistische Daten zu benutzen, nicht unbedingt reale. Die GDAS- Daten sind für diesen Zweck also offensichtlich geeignet Rekonstruktion von Luftschauern mit den Atmosphärendaten Unter Benutzung der vorgestellten Atmosphärendaten wurden nun Rekonstruktionen durchgeführt. Um eine möglichst große Statistik zu bekommen und um eventuelle Schwankungen, die im Jahresverlauf auftreten könnten, auszugleichen, wurden Events des Pierre- Auger-Observatoriums eines ganzen Jahres (2009) benutzt. Um den Rechenaufwand nicht unnötig groß werden zu lassen und um möglichst Ergebnisse von hoher Qualität zu erhalten, wurden nur sog. Golden Hybrid Events 1 verwendet. Dies führte je nach Atmosphäre zu einer Menge von rekonstruierten Events. Da die Rohdaten der Rekonstruktion nicht besonders anschaulich wären, wurden sämtliche Ergebnisse einer Routine unterzogen, die sie mit den Ergebnissen der Rekonstruktion mit der Referenzatmosphäre R vergleicht. Dabei wurde bei jedem Event überprüft, ob eine Rekonstruktion bei beiden Fluoreszenz-Datensätzen möglich war, und falls ja, die Differenzen der E- und X max -Werte gebildet. Dabei wurde der Wert von R von dem Wert der zu untersuchenden Atmosphäre abgezogen. Die entstehende Verteilung der Differenzen ist charakteristisch für die jeweilige Atmosphäre. Abgesehen davon konnten außerdem einige Abhängigkeiten der Abweichungen überprüft werden X max -Differenzen Die durchschnittlichen X max -Differenzen der jeweiligen Punkte von der Referenzatmosphäre und die Standardabweichungen sind in Tab. 5.1 zu sehen. Hier kann man bereits 1 So werden Events bezeichnet, die unabhängig voneinander Boden- und Fluoreszenzdetektoren getriggert haben, also mit jeder der beiden Methoden einzeln rekonstruiert werden könnten. 26

31 5.3. Rekonstruktion von Luftschauern mit den Atmosphärendaten Standort Mittelwert [ g /cm 2 ] Standardabweichung [ g /cm 2 ] P1-34,0 7,1 P2 11,4 8,3 P3 31,0 6,5 P4 9,5 4,9 P5a -24,8 5,5 P5b 26,4 5,8 P6-4,0 1,5 P7 25,1 8,7 P8-14,0 2,7 P9-40,6 9,3 Tabelle 5.1.: Differenzen der X max -Werte der Standorte und der Referenzatmosphäre. Abb : Differenzen von X max und E beim Vergleich von P5a mit R. deutliche Abhängigkeiten von den klimatischen Verhältnissen erkennen: Bei warmen Atmosphären (T und p groß) treten tendenziell positive Abweichungen auf, zu sehen vor allem bei den P3, P5b und P7. Überraschend ist dabei zunächst vor allem der deutliche Vorsprung von P3, obwohl der Druck dort nicht höher ist als bei den anderen beiden (siehe Abb. 5.2). Allerdings ist zu bedenken, dass nach Glg. 4.5 X max nicht nur vom Druck abhängt, sondern außerdem antiproportional zum Ortsfaktor g ist, welcher am Äquator kleiner ist. Bei kalten Atmosphären (T und p klein) treten tendenziell negative Differenzen auf, zu sehen vor allem bei P1, P5a und P9. Extrem ist vor allem P9, welcher nicht im Beobachtungsbereich von JEM-EUSO liegt, jedoch auch die restlichen Differenzen sind sehr groß. Die Reihenfolge der Größe der Differenzen ist hier nicht wirklich überraschend, wenn man die Druckverläufe von Abb. 5.2 betrachtet. Interessant ist auch die Differenz zwischen P5a und P5b, die vom gleichen Ort aber einer anderen Jahreszeit stammen. Allein hier wäre die Differenz bereits 50,2 g /cm 2. Auch die restlichen Differenzen sind deutlich zu groß, um sie zu vernachlässigen, wenn man bedenkt, dass bei JEM-EUSO X max mit einer Genauigkeit von ±120 g /cm 2 bestimmt werden soll, wobei noch viele andere Ungenauigkeiten als nur die atmosphärischer Art eine Rolle spielen. Als typisches Beispiel ist in Abb links die Verteilung beim Standort P5a dargestellt. Die übrigen Verteilungen sind im Anhang zu finden. 27

32 5. Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern Standort Mittelwert [%] Standardabweichung [%] P1 1,2 2,0 P2-5,1 2,1 P3 1,2 4,5 P4-1,1 0,8 P5a 1,1 1,7 P5b 0,3 2,7 P6 0,8 0,7 P7 1,1 3,8 P8 0,9 1,0 P9 1,0 2,2 Tabelle 5.2.: Relative Differenzen der E-Werte der Standorte und der Referenzatmosphäre E-Differenzen Die absoluten Differenzen wären hier nicht sehr anschaulich, da sich die Energie über mehrere Größenordnungen erstreckt. Es wurde deshalb die relative Differenz E / E benutzt. Dabei ist E die Differenz und E das arithmetische Mittel der zwei rekonstruierten Energien. Die durchschnittlichen E-Differenzen der jeweiligen Punkte von der Referenzatmosphäre und die Standardabweichungen sind in Tabb. 5.2 zu sehen. Es fällt zunächst auf, dass die Standardabweichungen sehr groß sind, häufig größer als die ermittelten Differenzen selbst. Das bedeutet, dass bei derselben Atmosphäre die rekonstruierte Energie mal vergrößert, mal verkleinert werden kann. Das liegt daran, dass die Energierekonstruktion deutlich mehr von Temperatur und Luftfeuchtigkeit abhängig ist als die X max -Rekonstruktion. Und diese Parameter sind deutlich unregelmäßiger verteilt als der Druck. Insgesamt sind die Energiedifferenzen aber eher klein, wenn man bedenkt, dass bei JEM-EUSO die Primärenergie mit einer Genauigkeit von ±30 % bestimmt werden soll. Die einzige nennenswerte Differenz ist bei P2. Das lässt sich dadurch erklären, dass in dieser Wüstenatmosphäre eine extrem niedrige Luftfeuchtigkeit herrscht. Dadurch würde dort kaum Quenching mit Wasserdampf stattfinden und die Fluoreszenzausbeute wäre höher. Die offline-software korrigiert die Primärenergie deshalb herunter. Die Verteilung am Standort P5a ist beispielhaft in Abb rechts zu sehen, die übrigen sind im Anhang zu finden Abhängigkeit von E Eine Abhängigkeit der X max -Differenzen von der Primärenergie ist nicht festzustellen. Wohl aber eine Abhängigkeit der relativen Energie-Differenzen. Hier ist bei jedem Punkt eine eindeutige Tendenz zu erkennen. Im Bereich von ,5 ev herrschen Unregelmäßigkeiten und hohe Standardabweichungen vor. Jedoch ist das Auger-Observatorium eigentlich auch nicht für solche Primärenergien konstruiert und bei JEM-EUSO spielt dieser Bereich überhaupt keine Rolle. Die Abhängigkeit im übrigen Bereich lässt sich leider nicht allgemeingültig beschreiben. Zwar geht die Tendenz dahin, dass die Energiedifferenz mit höherer Energie betragsmäßig größer wird, jedoch ist in Einzelfällen (P6 und P8) das genaue Gegenteil der Fall. Ob eine genauere Untersuchung dieses Phänomens lohnenswert wäre, ist zweifelhaft, da die Energiedifferenzen im Allgemeinen nicht sehr groß sind. In Abb 5.11 sind beispielhaft die Abhängigkeiten an den Standorten P2 und P6 zu sehen. Die übrigen sind im Anhang zu finden. 28

33 5.3. Rekonstruktion von Luftschauern mit den Atmosphärendaten Abb : Differenzen der Primärenergie gegen den Mittelwert der Primärenergie an den Standorten P2 (links) und P6 (rechts). Abb : X max -Differenzen gegen den Mittelwert von X max an den Standorten P1 (links) und P5b (rechts) Abhängigkeit von X max Eine Tendenz der Abhängigkeit der E-Differenzen von X max kann nicht festgestellt werden. Eine deutlichere Abhängigkeit ist bei den X max -Differenzen zu sehen. Diese Abhängigkeit ist jedoch nicht linear oder allgemeingültig zu beschreiben. Die Tendenz geht jedoch dahin, dass die Differenzen mit größerem X max -Wert (betragsmäßig) größer werden. Dass liegt daran, dass die atmosphärische Tiefe das Integral über das Dichteprofil ist. Deshalb gehen sämtliche Abweichungen von Temperatur, Druck und Feuchte umso stärker in den X max -Wert ein, je tiefer dieser sich in der Atmosphäre befindet. In Abb sind beispielhaft die die Abhängigkeiten an den Standorten P1 und P5b zu sehen Abhängigkeit vom Einfallswinkel Sowohl die E- als auch die X max -Differenzen zeigen jeweils eine klare Abhängigkeit vom Einfallswinkel θ. Die Abhängigkeit der E-Differenzen lässt sich dabei als Kurve beschreiben, die ein Extremum aufweist, das sich bei etwa befindet. Dabei kann man feststellen, dass es sich hierbei bei den in Absch als warme Atmosphären bezeichneten Standorten um ein Minimum handelt, bei den kalten Atmosphären um ein Maximum. Außerdem gilt in den meisten Fällen, dass das Minimum im negativen Bereich 29

34 5. Einfluss von extremen Atmosphären auf die Rekonstruktion von Luftschauern Abb : E-Differenzen gegen den Kosinus des Einfallswinkels θ an den Standorten P2 (links) und P8 (rechts). Abb : X max -Differenzen gegen den Kosinus des Einfallswinkels θ an den Standorten P3 (links) und P9 (rechts). liegt, dass Maximum dagegen im positiven. Einzige Ausnahme ist dabei P6, wobei hier die E-Differenzen allgemein sehr klein sind. Die Steigungen vor und nach diesem Extremum sind allerdings sehr unterschiedlich groß. In Abb sind die Abhängigkeiten an den Standorten P2 und P8 zu sehen, die übrigen befinden sich im Anhang. Die Abhängigkeiten der X max -Differenzen von θ sind sehr stark ausgeprägt. Es handelt sich hierbei in den meisten Fällen um monotone Kurven. Es ist die eindeutige Tendenz zu erkennen, dass die Differenzen mit zunehmendem θ betragsmäßig größer werden. Das lässt sich dadurch erklären, dass schrägere Luftschauer eine längere Strecke durch die Atmosphäre zurücklegen, weshalb atmosphärische Einflüsse hier deutlich größer sind. Besonders deutlich ist dies an den Standorten P3 und P9 zu sehen mit einer Differenz von etwa ±75 g /cm 2 bei den kleinsten Winkeln (siehe Abb. 5.14). Eine Ausnahme ist wiederum P6, jedoch sind auch hier die X max -Differenzen vergleichsweise sehr gering. Dieses Ergebnis ist besonders interessant für JEM-EUSO, da dort vor allem Luftschauer mit einem sehr großen Einfallswinkel gemessen werden sollen. Die zu erwartende X max -Ungenauigkeit aufgrund von unzureichender Kenntnis der Atmosphärenparameter wäre dort sehr groß. 30

35 6. Fazit In dieser Arbeit konnte gezeigt werden, dass die entstehenden X max -Differenzen nicht unerheblich sind. Im Bobachtungsbereich von JEM-EUSO unterscheiden sich die X max - Werte über ein Jahr gemittelt im extremsten Fall bereits um 65 g /cm 2 (P1 und P3), bei einzelnen Events auch deutlich mehr. Es muss außerdem bedacht werden, dass in dieser Arbeit, obwohl dies versucht wurde, vermutlich nicht die extremsten Atmosphären berücksichtigt wurden. Dies liegt daran, dass die GDAS-Daten extrem umfangreich sind und eine systematische Suche nach Extrema den Rahmen dieser Arbeit deutlich übersteigen würde. Die Schwankungen könnten also noch größer sein. Es konnte außerdem gezeigt werden, dass der Breitengrad nicht als alleiniges Maß für die atmosphärischen Bedingungen gelten kann: P1 liegt südlich von P5, dennoch ist die Atmosphäre kälter und die entstehenden X max -Differenzen sind größer. Anhand von P5 konnte außerdem gezeigt werden, dass die durch Jahreszeit verursachten Effekte zumindest in manchen Klimazonen nicht vernachlässigbar sind (derartige Schwankungen sind vermutlich z. B. am Äquator deutlich kleiner, gezeigt wurde dies hier jedoch nicht). Die Unterschiede der rekonstruierten Primärenergien scheinen zunächst unerheblich. Jedoch muss bedacht werden, dass die E-Differenzen sowohl bei großen Einfallswinkeln als auch bei hohen Energien JEM-EUSO wird sowohl bei noch größeren Einfallswinkeln als auch bei noch höheren Energien messen in vielen Fällen maximal werden. Unterschätzt darf dieser Effekt also nicht werden. Vergleichsweise groß sind die Differenzen in der sehr trockenen Wüstenatmosphäre P2 sowie in den sehr feuchten äquatorialen Atmosphären P3 und P7, was einen starken Zusammenhang mit der Luftfeuchtigkeit vermuten lässt. Die Luftfeuchtigkeit der Atmosphäre eines gemessenen Luftschauers sollte also zumindest ungefähr bekannt sein. Es soll allerdings darauf hingewiesen werden, dass die Ergebnisse dieser Arbeit nicht direkt auf JEM-EUSO übertragbar sind. Sowohl die benutzten gemessenen Luftschauer als auch die verwendete Software stammen vom Pierre-Auger-Observatorium. Die Luftschauer wurden also so rekonstruiert, als ob das Pierre-Auger-Observatorium an einem anderen Ort auf der Erde stehen würde. Ob die beobachteten Effekte tatsächlich physikalische Ursachen haben oder an der speziellen Kalibrierung des Observatoriums oder der Software liegen, kann also nicht mit Gewissheit gesagt werden. Vor allem die Bereiche der sehr großen Einfallswinkel (cos(θ) < 0,3) und der extrem hohen Primärenergien (E > ev) konnten hier nicht untersucht werden. Ein anderer Effekt, der im Fall von JEM-EUSO einen komplett anderen Einfluss haben könnte, ist die Transmission (siehe Abschn. 4.3), da der zurückzulegende Weg des Fluoreszenzlichts ein anderer ist. Es sollte 31

36 6. Fazit deshalb eine ähnliche Untersuchung mit JEM-EUSO-spezifischer Software durchgeführt werden. Hierbei ist allerdings zu bedenken, dass es bisher natürlich keine von JEM-EUSO gemessenen Luftschauer gibt, so dass auf Simulationen zurückgegriffen werden müsste. Außerdem ist eine Rekonstruktion mit beliebigen Atmosphärendaten mit ESAF, der Software der JEM-EUSO-Kollaboration, bisher nur sehr schwer möglich. Diese Untersuchung zeigt jedoch bereits, dass die Benutzung von festgelegten Atmosphärenmodellen zur Rekonstruktion bei JEM-EUSO nur sehr schwer möglich wäre, da sich die Atmosphären und somit die Ergebnisse sehr stark unterscheiden. Man müsste dazu zahlreiche Atmosphärenmodelle erstellen, die nicht nach Breitengrad, sondern nach Klimazone, gültig sind und darüber hinaus nach Jahreszeit oder sogar Monaten aufgeteilt sind. Auch die Genauigkeit solcher Modelle wäre jedoch anzuzweifeln, da sich auch die Atmosphären des gleichen Monats unterschiedlicher Jahre nicht unbedingt sehr ähnlich sein müssen, insbesondere die der einzelnen Tage. Ein anderer Ansatz wäre es, die jeweils aktuellen Atmosphärendaten eines globalen Modells (wie z. B. GDAS) oder auch regionaler Modelle zu nutzen. Ein großer Nachteil hierbei ist jedoch, dass sich der Beobachtungsbereich von JEM-EUSO durch die hohe Geschwindigkeit der ISS sehr schnell ändert, so dass kaum mehrere Luftschauer in derselben Atmosphäre detektiert werden können. Es müsste deshalb für jede Luftschauerkonstruktion ein neues Set von Atmosphärenparametern benutzt werden, was ein sehr großer Aufwand wäre. Für dieses Problem muss eine sinnvolle Lösung gefunden werden. 32

37 Literaturverzeichnis [A + 08a] J. Allen et al.: The Pierre Auger Observatory offline software. J.Phys.Conf.Ser., 119:032002, [A + 08b] M. Ave et al.: Temperature and Humidity Dependence of Air Fluorescence Yield measured by AIRFLY. Nucl.Instrum.Meth., A597:50 54, [A + 12] P. Abreu et al.: Description of Atmospheric Conditions at the Pierre Auger Observatory using the Global Data Assimilation System (GDAS). Astropart. Phys. in press, [AHK08] [BEH09] [Bet05] [BGG05] Fernando Arqueros, J. Hörandel und Bianca Keilhauer: Air Fluorescence Relevant for Cosmic-Ray Detection - Summary of the 5th Fluorescence Workshop, El Escorial Nucl.Instrum.Meth., A597:1 22, J. Blümer, R. Engel und J. Hörandel: Cosmic Rays from the Knee to the Highest Energies. Prog. Part. Nucl. Phys., 63: , S. Bethke: Teilchenphysik mit kosmischen und erdgebundenen Beschleunigern [Online; Stand 04. Februar 2012]. V. Berezinsky, A. Gazizov und S. Grigorieva: Dip in UHECR spectrum as signature of proton interaction with CMB. Phys. Lett., B612: , [Bun67] A. Bunner: Cosmic Ray Detection by Atmospheric Fluorescence. Dissertation, Cornell University, Ithaca, NY, USA. [Cen11] British Atmospheric Data Centre: Met Office Global Standard Resolution Radiosondes. badc/ukmo-rad/data, Data from the Met Office MetDB database. [E + 10] T. Ebisuzaki et al.: JEM-EUSO, Report on the Phase A Study (Purple Book). Technischer Bericht, JEM-EUSO-Collaboration, [GRA12] GRAW: GRAW Radiosondes. products2/radiosondes0/, [Online; Stand 20. Januar 2012]. [Hau12] A. Haungs. persönliche Mitteilung, [Ho11] Clara Ho: Edmonton Alberta coldest place on earth? edmonton-alberta-coldest-place-on-earth/, [Online; Stand 13. Dezember 2011]. [KBEK08] B. Keilhauer, J. Blümer, R. Engel und H. Klages: Altitude dependence of fluorescence light emission by extensive air showers. Nucl.Instrum.Meth., A597:99 104,

38 Literaturverzeichnis [Kei03] [Lab11] B. Keilhauer: Investigation of atmospheric effects on the development of extensive air showers and their detection with the Pierre Auger Observatory. Dissertation, Uni. KA. Air Resources Laboratory: READY Archived Meteorology. noaa.gov/readyamet.php, [Online; Stand 13. Dezember 2011]. [N + 03] M. Nagano et al. Astropart. Phys., 20: , [NAS76] [Obe07] NASA: U.S. Standard Atmosphere NASA-TM-X A. Obermeier: The fluorescence yield of air excited by electrons measured with the AIRFLY experiment FZKA [Per00] J. Pernetta: Großer Atlas der Meere. Naumann & Göbel, 2000, ISBN Deutsche Ausgabe. [Sok04] P. Sokolsky: Introduction To Ultrahigh Energy Cosmic Ray Physics (Frontiers in Physics). Westview Press, korrigierte Auflage, Januar [Vai12] Vaisala: Vaisala Radiosondes. soundingsystemsandradiosondes/radiosondes/pages/default.aspx, [Online; Stand 20. Januar 2012]. [Wer02] W. Wergen: Datenassimilation - ein Überblick. promet, 27(3), [Wet11] Deutscher Wetterdienst: Azorenhoch Wetterlexikon. deutscher-wetterdienst.de/lexikon/index.htm?id=azorenhoch, [Online; Stand 13. Dezember 2011]. 34

39 Anhang A. Vergleich P1 vs R Abb. A.1.: E- und X max -Differenzen. Abb. A.2.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 35

40 Anhang Abb. A.3.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. B. Vergleich P2 vs R Abb. B.4.: E- und X max -Differenzen. Abb. B.5.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 36

41 C. Vergleich P3 vs R Abb. B.6.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. C. Vergleich P3 vs R Abb. C.7.: E- und X max -Differenzen. Abb. C.8.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 37

42 Anhang Abb. C.9.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. D. Vergleich P4 vs R Abb. D.10.: E- und X max -Differenzen. Abb. D.11.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 38

43 E. Vergleich P5a vs R Abb. D.12.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. E. Vergleich P5a vs R Abb. E.13.: E- und X max -Differenzen. Abb. E.14.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 39

44 Anhang Abb. E.15.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. F. Vergleich P5b vs R Abb. F.16.: E- und X max -Differenzen. Abb. F.17.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 40

45 G. Vergleich P6 vs R Abb. F.18.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. G. Vergleich P6 vs R Abb. G.19.: E- und X max -Differenzen. Abb. G.20.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 41

46 Anhang Abb. G.21.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. H. Vergleich P7 vs R Abb. H.22.: E- und X max -Differenzen. Abb. H.23.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 42

47 I. Vergleich P8 vs R Abb. H.24.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. I. Vergleich P8 vs R Abb. I.25.: E- und X max -Differenzen. Abb. I.26.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 43

48 Anhang Abb. I.27.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. J. Vergleich P9 vs R Abb. J.28.: E- und X max -Differenzen. Abb. J.29.: E- und X max -Abhängigkeiten der Differenzen. 44

49 J. Vergleich P9 vs R Abb. J.30.: θ-abhängigkeiten der Differenzen. 45