Jugend forscht Arbeit

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1 Max Steenbeck Gymnasium Elisabeth Wolf Straße Cottbus Jugend forscht Arbeit Physik 20010/2011 Betreuender Lehrer: Herr Dr. Skorubski Mission Polarstern Messung kosmischer Strahlung in Abhängigkeit vom Breitengrad Alexander Enyedi, Sophie Koßagk

2 ~ 2 ~ Inhaltsverzeichnis Seite 1. Kurzfassung 3 2. Einleitung/Zielstellung 4 3. Physikalischer Hintergrund 3.1. Kosmische Strahlung Sonnenwind Erdmagnetfeld Breiteneffekt und geomagnetischer Cut-Off Nachweismethoden 4.1. Photomultiplier Szintillation Polarstern 5.1. Das Schiff und seine Route Aufbau des Versuchs Auswerten der Messwerte Literaturverweise Anhang 19

3 ~ 3 ~ 1. Kurzfassung Diese Facharbeit beschäftigt sich mit der Messung von sekundärer kosmischer Strahlung in Abhängigkeit vom Breitengrad der Erde. Zum Anfang werden die Bedeutung der auf der Erde ankommenden Teilchen und ihre Entstehung geklärt. Speziell interessiert dafür die Entstehung von Luftschauern. Einen weiteren großen Einfluss auf die Rate der Strahlung hat der Sonnenwind. Dabei werden Teilchen in der äußersten, extrem heißen Gasschicht der Sonne in Richtung Erde beschleunigt. Jedoch verhindert das Magnetfeld der Erde, dass diese Strahlung mit maximaler Intensität die Erde erreicht, denn es führt einen Teil der Strahlung zu den Polen ab, wobei sich das Erdmagnetfeld verformt. Bei der Untersuchung der Rate spielen Gesetzmäßigkeiten wie der Breiteneffekt und der geomagnetische Cut-off eine große Rolle, die wir im theoretischen Teil näher erläutern. Die Polarstern ist ein als Eisbrecher ausgelegtes Forschungs- und Versorgungsschiff, welches bei der Fahrt von Deutschland nach Kapstadt mehrere Breitengrade überquerte und dabei Daten bezüglich der sekundären kosmischen Strahlung aufnahm. An Bord befand sich der Versuchsaufbau zur Messung der Rate. Elementar ist für die Messung dabei der Photoeffekt zur Verstärkung von Lichtsignalen, welche in Szintillationsplatten beim Eintreffen von hochenergetischen Teilchen entstehen. Durch diese Verstärkung wird ein Spannungssignal über eine Triggerbox an den Computer weitergeleitet und dort als Event registriert. Parallel wurde von der Wetterstation vom Schiff in bestimmten Zeitabständen unter anderem der vorherrschende Luftdruck gemessen. Im letzten Teil der Arbeit werden die Daten ausgewertet. Da bei einem höheren Luftdruck die Rate sinkt, musste man den Luftdruck normieren, um eine Abhängigkeit vom Breitengrad zu erkennen.

4 ~ 4 ~ 2. Einleitung Die vorliegende Facharbeit beschäftigt sich mit der Strahlungsintensität von Myonen in Abhängigkeit vom Breitengrad der Erde. Wir schrieben sie während unseres Praktikums am Forschungsinstitut Deutsches Elektronen Synchrotron (DESY) in Zeuthen. Als wir von der Möglichkeit erfuhren, eine Jugend-Forscht-Arbeit am DESY zu schreiben, waren wir sofort interessiert. Das lag zum Einen daran, dass wir einen Einblick in Themen bekommen konnten, welche außerhalb des Schulstoffes lagen, zum Anderen wollten wir die Möglichkeit nutzen ein Institut kennenzulernen, welches sich auswärts unseres Heimatortes befindet. Zuvor haben wir beim DESY schon Praktika durchgeführt und wollten den schon vermittelten Stoff in dieser Jugend-Forscht-Arbeit vertiefen. Während des gesamten Praktikums genossen wir die Betreuung durch Herrn Walter und wurden sehr engagiert von Carolin Schwerdt unterstützt. Im Rahmen unserer Praktika haben wir in den theoretische Grundlagen gefestigt. Vorwiegend haben wir über Faktoren diskutiert und recherchiert, welche die Myonenrate beeinflussen könnten, wie zum Beispiel der Luftdruck und die Temperatur an den Orten wo gemessen wurde, Sonnenwinde und die Ablenkung der Strahlung durch das Erdmagnetfeld. Daraufhin haben wir Einflussfaktoren in Rechnungen und Überlegungen berücksichtigen und die Daten vom Forschungsschiff Polarstern auszuwerten und mit unseren Überlegungen zu kombinieren und eine sinnvolle Abhängigkeit der Rate in Abhängigkeit vom Breitengrad der Erde zu schaffen. In den folgenden Kapiteln wird auf physikalische Grundlagen und auf den Versuchsaufbau auf dem Forschungsschiff zur Erforschung der kosmischen Strahlung eingegangen. Dazu versuchen wir die Fragen zu beantworten, was kosmische Strahlung ist, wie Luftschauer entstehen und was Myonen sind. Weiterhin werden die Messungen dargestellt und ausgewertet.

5 ~ 5 ~ 3. Physikalischer Hintergrund 3.1. Kosmische Strahlung Aus dem Weltall erreichen etwa 1000 Teilchen pro m²/s die oberen Schichten unserer Erdatmosphäre. Diese Teilchenstrahlung besteht unter anderem aus Protonen, Elektronen, Positronen und Atomkernen. Sie weisen Energien auf, die mitunter um viele Zehnerpotenzen höher sind als in den größten Teilchenbeschleunigern (z.b. LHC [1]). Die hochenergetische Strahlung wird als kosmische Strahlung bezeichnet. Sie wurde Anfang des 20. Jahrhunderts durch die Feststellung von Untergrundstrahlung entdeckt, als Untersuchungen zur natürlichen Radioaktivität der Erde durchgeführt wurden. Denn auch wenn kein radioaktives Material mehr in der Nähe war, konnte eine Reststrahlung gemessen werden. Daraufhin untersuchte 1912 Victor Franz Hess die Abhängigkeit dieser Strahlung von der Höhe. Dazu flog er mit einem Heißluftballon in Höhen von bis zu 5300 m [2]. Er stellte fest, dass die Strahlung ab einer bestimmten Höhe zunimmt. Die erste resultierende Schlussfolgerung war, dass sie vom Licht abhängig ist. Durch weitere Messungen am Tag und in der Nacht wurde festgestellt, dass die Untergrundstrahlung unabhängig von der Sonnenstrahlung ist. Die Strahlung konnte also nur von außerhalb kommen. Deshalb wurde sie kosmische Strahlung genannt. Teilchen der kosmischen Strahlung können Energien bis zu ev erreichen. Allerdings ist noch nicht völlig geklärt, woher sie kommen und nach welchen physikalischen Vorgängen ihre Beschleunigung erklärbar ist. Es wird vermutet, dass die Teilchen ihren Ursprung in Supernovae, Pulsaren und aktiven galaktischen Kernen haben. Allerdings steht im Interesse der Forschung nicht nur der Ursprung der kosmischen Strahlung, sondern auch welche Mechanismen diese winzigen Teilchen auf derart hohe Energien beschleunigen. Daraus könnten neue Erkenntnisse über die Entstehung des Universums gewonnen werden. Die kosmische Strahlung beeinflusst die Menschen in vielerlei Hinsicht. So verursacht sie vermutlich Mutationen, trägt zur Wolkenbildung teil und ist damit auch für das Klima mitverantwortlich. Ebenso soll die Erforschung dieser hochenergetischen Strahlung weitere Einblicke in die energiereichen Vorgänge des Universums liefern.

6 ~ 6 ~ Entstehung von Luftschauern Beim Eintritt eines hochenergetischen primären Teilchens der kosmischen Strahlung in die Erdatmosphäre, kann es dort mit einem Atom der Luft kollidieren. Dabei entstehen neue Teilchen, wie z.b. Protonen, Neutronen, leichte Kerne und auch Pionen. Die Pionen zerfallen allerdings schon nach kurzer Zeit. So entstehen aus den ungeladenen Pionen Gammaquanten, die auf ihrem weiteren Weg durch die Atmosphäre Schauer von Elektronen und Positronen erzeugen. π 0 γ+γ Abb. 1: Entstehung von Luftschauern [3] Die geladenen Pionen zerfallen in Myonen und ihre Neutrinos bzw. Antineutrinos. π + μ + +ν μ π - μ - +ν μ Die Myonen haben eine längere Lebensdauer als die Pionen und können somit die Atmosphäre durchqueren. Je nach Energie können sie den Erdboden erreichen oder zerfallen im Flug in ein Elektron, ein Neutrino und ein Antineutrino. μ + e + +ν e +ν μ μ - e - +ν μ +ν e Diese Lawine von Teilchen der sekundären kosmischen Strahlung wird als Luftschauer (siehe Abb. 1) bezeichnet, mit dem die kosmische Strahlung erforscht werden kann. Dazu wurde 1928 von Walther Bothe und Werner Kohlhorsten ein Messverfahren der Koinzidenz entwickelt. Mit diesem Verfahren können die Bahnrichtungen der Teilchen bestimmt werden. Dabei spricht ein Zählgerät nur dann an, wenn zwei oder mehrere Detektoren innerhalb eines festen Zeitintervalls einen Impuls liefern. Dieses Verfahren war sehr hilfreich bei der Erforschung der Elementarteilchen. In unseren Versuchen werden wir somit die Teilchen messen, die auf der Erdoberfläche ankommen. Dabei haben Myonen mit 80%[4] den größten Anteil.

7 ~ 7 ~ 3.2. Sonnenwind Der Sonnenwind ist ein heißes Plasma, welches in der Sonnenkorona entsteht und von dort aus das ganze Sonnensystem durchflutet. Die Korona ist die äußerste Schicht der Sonne und besteht aus magnetisiertem Gas, mit einer mittleren Temperatur von etwa ein bis zwei Millionen Grad Kelvin. Aufgrund der hohen Temperatur der Sonnenkorona können die in ihr enthaltenen Teilchen eine so hohe Abb. 2: Ablenkung des Sonnenwindes am Magnetfeld [5] Geschwindigkeit erreichen, dass sie dem Gravitationsfeld der Sonne entfliehen. Dieses Gas wird Plasma genannt und ist fast vollständig ionisiert. Der Sonnenwind, setzt sich aus elektrisch geladenen Teilchen zusammen. Hauptsächliche Bestandteile sind Protonen, Elektronen und ein kleiner Anteil (5%) an ionisiertem Helium, sowie einigen Ionen von schwereren Elementen. Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro Sekunde etwa eine Million Tonnen ihrer Masse. Das Plasma ist Träger eines Magnetfeldes, dessen Feldlinien mit der Sonne verbunden Abb. 3: Archimedesspirale [6] bleiben und mit ihr rotieren. Aus diesem Grund haben sie die Form einer Archimedesspirale (siehe Abb. 3). Die Feldstärke beträgt zwischen 10-9 T und T, bei ruhigem Sonnenwind in Erdnähe T. Weiterhin wird zwischen dem langsamen und den schnellen Sonnenwind unterschieden. Die Geschwindigkeit des langsamen Sonnenwinds liegt bei etwa 400 km/s. Bei erhöhten solaren Aktivitäten (z.b. Sonnenfleckenzyklen) können Geschwindigkeiten von km/s (dies entspricht etwa drei Millionen Kilometer pro Stunde) erreichet werden, bei denen vom schnellen Sonnenwind gesprochen wird. In Erdnähe hat der Sonnenwind eine Dichte von etwa Teilchen pro m² und tritt dort in Wechselwirkung mit der Atmosphäre und dem Magnetfeld der Erde. Der Sonnenwind wird vom Magnetfeld der Erde beeinflusst, so dass viele Teilchen nicht in die Erdatmosphäre eindringen können. Dabei wird das Erdmagnetfeld verformt. Der Sonnenwind reicht weit bis über die äußeren Planetenbahnen hinaus. Er treibt das interstellare Gas aus dem Sonnensystem hinaus und bildet eine Art Blase im Weltall, welche Heliosphäre genannt wird. Die Grenze der Heliosphäre, an der die Teilchen des Sonnenwinds abgebremst werden, heißt Heliopause. Sie wird oft als die Grenze unseres Sonnensystems angesehen.

8 ~ 8 ~ 3.3. Erdmagnetfeld Das Erdmagnetfeld ist das Magnetfeld, das die Erde umgibt. So wie alle geophysikalischen Erscheinungen die unsere Umwelt beeinflussen, spielt es eine große Rolle. Schon in der frühen Schifffahrt erkannten die Seeleute den Nutzen des Erdmagnetismus. Mithilfe eines Kompasses konnten sie sich auf den weiten der Meere orientieren. Um 1600 gab es erstmals rationale Erklärung, warum sich die Kompassnadel, in Nord-Süd-Richtung ausrichtet und es wurde erkannt, dass die Erde selbst magnetisch ist. Eine fundamentale Theorie zum Erdmagnetfeld war bereits 1840 von Gauss entwickelt worden. Seit Anfang des 19. Jahrhunderts wird das Erdmagnetfeld kontinuierlich in magnetischen Observatorien beobachtet. Derzeit sind über 200 Laboratorien weltweit aktiv. Wichtigstes Ziel ist dabei, die zeitliche Entwicklung und kurzzeitige Variationen des Magnetfeldes mit hoher Genauigkeit zu erfassen. An der Oberfläche lässt es sich zurzeit zu 90% durch ein Dipolfeld beschreiben, dessen Achse ca. 11,5 gegen die Rotationsachse der Erde geneigt ist (siehe Abb. 4: Aufbau des Erdmagnetfeldes [7] Abb. 4). Die magnetischen Feldlinien treten im Wesentlichen auf der Südhalbkugel aus und durch die Nordhalbkugel wieder in die Erde ein. Diese, aus dem mittleren Feldlinienverlauf berechneten theoretischen Pole, werden als geomagnetische Pole bezeichnet. Hierbei liegt der geomagnetische Südpol nahe dem geografischen Nordpol. Wegen der verschiedenen Neigung der beiden Achsen, unterscheiden sich auch die Breitengrade des Magnetfeldes von den geografischen Breitengraden. Das Erdmagnetfeld kann mit einem Feldlinienmodell beschrieben werden. Am Äquator sind die Feldlinien parallel zur Erdoberfläche und an den Polen treten senkrecht aus der Erde aus. Daraus ergibt sich eine horizontale und vertikale Komponente der Feldlinien. Die vertikale Komponente weißt demzufolge auf der Nordhalbkugel nach unten und auf der Südhalbkugel nach oben. Den Winkel zwischen einer zur Abb. 5: Feldlinienmodell des Erdmagnetfeldes [8] Erdoberfläche parallelen Ebene und der Feldlinie wird als Inklinationswinkel bezeichnet. In Deutschland beträgt er etwa 60 gegen die Horizontale, an den Polen 90 und am Äquator 0. Ebenso

9 ~ 9 ~ ändert sich auch die Stärke des Magnetfeldes. So beträgt sie am Äquator ca. 30 µt, an den Polen ca. 60 µt und in Mitteleuropa ca. 48 µt, wobei hier ca. 20 µt in der horizontalen und ca. 44 µt [10] in der vertikalen Richtung auftreten. Ausschlaggebend für den Erdmagnetismus ist der flüssige Kern der Erdkugel. Dieser Kern aus heißem Metall beginnt in einer Tiefe von 2900 km [11] und besteht aus einem inneren und einem äußeren Teil. Der Innere wird eher als ein Festkörper bezeichnet, im Gegensatz dazu gestaltet sich die äußere Schale flüssig. Die sogenannte Dynamotheorie sieht den Erdkern als gewaltigen Geodynamo. Danach gibt es eine elektrische Leitfähigkeit zwischen inneren und äußeren Erdkern, sowie Ströme im Erdinneren, Abb. 6: Lage der Pole [9] wodurch ein Magnetfeld erzeugt wird. Kleinräumige Magnetfeldanteile stammen überwiegend von magnetisierten Mineralien und werden als Krustenfeld bezeichnet. Sie treten jedoch nur bis max. 20 km Tiefe auf. An der Erdoberfläche erzeugen die Störkörper lokale geomagnetische Anomalien von einigen 100 bis 1000 nt Stärke, was etwa 2 % zur Feldstärke beiträgt. Etwa den gleichen Einfluss haben die äußeren Anteile der Ionosphäre und Magnetosphäre (oberhalb 100 km Höhe). Sie entstehen durch schnell variierende elektrische Stromsysteme, die von Sonnenaktivität und Sonneneinstrahlung beeinflusst werden. Das erdmagnetische Hauptfeld aus dem Erdkern trägt zu mehr als 95 % zur Feldstärke bei. Aus diesen geringen lokalen Variationen des Hauptfeldes in Feldstärke und Richtung, ergibt sich auch eine Abweichung der tatsächlich gemessenen magnetischen Pole von den theoretisch bestimmten geomagnetischen Polen. So liegt im geografischen Süden der magnetische (65 Süd, 135 Ost) und der geomagnetische (78 Süd, 110 Ost) Nordpol 1390 km voneinander entfernt, sowie im geografischen Norden der magnetische (82,7 Nord, 114,4 West) und der geomagnetischen (79,74 Nord, 71,78 West) Südpol 760km voneinander entfernt. Seitdem das Magnetfeld der Erde mit Satelliten großräumig untersucht werden kann, ist bekannt, dass es auf der Sonnenseite die Magnetfeldlinien zusammengestaucht sind. Auf der Nachtseite hingegen entsteht ein Schweif. So können magnetische Stürme, die durch Sonneneruptionen und den Sonnenwind verursacht werden, die Stärke des Feldes kurzzeitig in der Größenordnung von einigen 100 bis 1000 nt [12] verändern. Die globale räumliche Verteilung des Erdmagnetfeldes wurde zunächst aus lokalen Beobachtungen der Schifffahrt und zugeordneter geomagnetischer Observatorien gemessen, die das Erdmagnetfeld kontinuierlich beobachten und so die zeitlichen und örtlichen Schwankungen erfassen und dokumentieren. Zunehmend übernehmen diese Aufgabe spezialisierte Satelliten. Derzeit erreichen Messungen des Erdmagnetfeldes in Stärke und Richtung eine überaus große Auflösung von 0,0002 % (2 ppm), darüber hinaus können Echtzeitbeobachtungen durchgeführt werden.

10 ~ 10 ~ 3.4. Breiteneffekt und geomagnetischer Cut-Off Der Breiteneffekt beschreibt die Abhängigkeit, der auf der Erde beobachteten Intensität der sekundären kosmischen Strahlung von dem magnetischen Breitengrad. Dabei kann beobachtet werden, dass sie vom Äquator zu den Polen um etwa 10 % [13] zunimmt. Die kosmische Strahlung setzt sich aus hoch- und niederenergetischen Teilchen zusammen. Hierbei entstehen die Letzteren vor allem in unserem Sonnensystem und sind größtenteils im Sonnenwind zu finden. Die hochenergetischen Teilchen hingegen entstehen vor allem außerhalb unseres Sonnensystems, beispielsweise in Pulsaren, Supernovae oder schwarzen Löchern. Aufgrund ihrer hohen Energien Abb. 7: Breiteneffekt und geomagnetischer Cut-Off [14] werden sie vom Erdmagnetfeld kaum beeinflusst und können es leicht überwinden. Allerdings ist die Intensität dieser Teilchen nicht sehr hoch. Die niederenergetischen Teilchen werden vom Erdmagnetfeld abgelenkt, woraus der Breiteneffekt resultiert. Mit dem Feldlinienmodell der Erde kann dieser Effekt erklärt werden. An den Polen ist die vertikale Komponente des B-Feldes maximal und die Horizontale minimal. Daraus ergibt sich, dass die Feldlinien des magnetischen Erdfeldes an den Polen senkrecht zur Erdoberfläche stehen. Fällt ein Teilchen parallel dieser Magnetfeldlinien ein, ist deren Geschwindigkeitsvektor parallel dem B-Feld-Vektor und die resultierende, auf das Teilchen wirkende Lorentzkraft Null. Deshalb können selbst niederenergetische Teilchen die Erdoberfläche erreichen und es kann eine hohe Intensität auf der Erde gemessen werden. Entgegengesetzt dazu verhält es sich am Äquator. Dort sind die Feldlinien des Erdmagnetfeldes parallel zur Erdoberfläche und somit senkrecht zur Geschwindigkeitsrichtung der Teilchen. Deshalb ist dort, die auf die Teilchen wirkende Lorenzkraft, maximal. Sie werden zu den Polen hin abgelenkt (siehe Abb. 8), wo sich damit die Intensität der gemessenen Teilchen zusätzlich erhöht. Nur die energiereichsten Teilchen erreichen am Äquator die Erdoberfläche, an den Polen können auch immer mehr Teilchen von geringerer Energie den Erdboden erreichen. Ab einem bestimmten Punkt in Richtung Pole ist jedoch keine weitere Intensitätszunahme mehr möglich, da die kosmischen Teilchen nicht nur das Magnetfeld der Erde überwinden müssen, sondern in der Atmosphäre zusätzlich einen Energieverlust durch Ionisation erleiden. Haben die Teilchen die zusätzlich zur Intensitätserhöhung beitragen würden, eine geringere Energie als diese atmosphärische Abschneideenergie von 2 GeV, so können sie nicht auf der Erdoberfläche registriert werden. An dieser Stelle wird somit der Intensitätszuwachs abgeschnitten (siehe Abb. 7). Dieser Effekt wird geomagnetischer Cut-Off genannt. Abb. 8: Ablenkung eines Teilchens im Erdmagnetfeld [15]

11 ~ 11 ~ 4. Nachweismethoden 4.2. Photomultiplier Der Photomultiplier wird als Sensor für Lichtimpulse eingesetzt. Der Photomultiplier wandelt den Lichtimpuls (Photon) mithilfe einer Photokatode in ein elektrisches Signal um. Dazu kommt es, weil die negativ geladene Metalloberfläche bei Bestrahlung mit Licht Elektronen abgibt. Diesen Effekt entdeckte Einstein im Jahre 1905 und erhielt für seine Verdienste in der theoretischen Physik und Abb. 9: Schematische Darstellung des Photomultipliers [16] insbesondere für die Entdeckung des Gesetzes des photoelektrischen Effekts 1921 den Nobelpreis der Physik. Nachdem das Photon ein Photoelektron aus der Kathode gelöst hat, kommen die Dynoden zum Einsatz. Trifft das Photoelektron auf die erste von zehn Dynoden, so werden mehrere Elektronen aus ihr herausgeschlagen, die wiederum auf die nächste Dynode treffen. So wird das Signal verstärkt und führt zu negativen, messbaren Ausschlägen Szintillation In den Szintillatorplatten werden durch geladene Teilchen Lichtblitze erzeugt, die über Totalreflexion zum Photomultiplier geleitet werden. Diese entstehen wenn ein geladenes Teilchen das Szintillationsmaterial durchquert. Es regt ein Atom so an, dass ein Elektron ein höheres Energieniveau erreicht. Aufgrund der Bestrebung von Teilchen, immer ein möglichst geringes Energieniveau zu besitzen, springt das Elektron zurück in seinen alten Zustand. Folglich wird Energie, in Form von Licht, freigesetzt. Da die Platten mit direkter Lichteinstrahlung dauerhaft nach dem eben beschriebenem Vorgang arbeiten würden, werden diese mit Alufolie umschlossen und anschließend mit schwarzer Folie und Klebeband lichtdicht verpackt. Abb. 10: Szintillattorplatten mit Photomultiplier [17]

12 ~ 12 ~ 5. Die Polarstern 5.1. Das Schiff und seine Route Die Polarstern ist ein als Eisbrecher ausgelegtes Forschungs- und Versorgungsschiff. Eigner des Schiffes ist die Bundesrepublik Deutschland, vertreten durch das Bundesministerium für Bildung und Forschung. Die Polarstern wird vom Alfred-Wegener-Institut für Polar- und Meeresforschung in Bremerhaven betrieben und neben der Erforschung der Polarmeere auch für die Versorgung der permanent besetzten Forschungseinrichtungen eingesetzt. Sie setzt damit die über 100-jährige Tradition der deutschen Antarktisforschung fort, die mit der ersten Südpolarexpedition des Expeditionsschiffs "Gauß" von 1901 bis 1903 eingeleitet wurde. Nach ihrer Indienststellung war sie das modernste Polarforschungsschiff der Welt. Nachdem sie in den Jahren von 1998 bis Abb. 10: Forschungsschiff Polarstern [18] 2002 auf den modernsten technischen Stand gebracht wurde, gilt die Polarstern als eines der leistungsfähigsten Schiffe ihrer Art. Ende Oktober 2010 hat das Forschungsschiff Polarstern des Alfred-Wegener-Instituts Bremerhaven verlassen, um seine jährliche Fahrt Richtung Neumayer-Station in die Antarktis anzutreten. Mit an Bord bis Kapstadt war Michael Walter, Astroteilchenphysiker bei DESY in Zeuthen, der während dieser Zeit einen Detektor zur Messung kosmischer Teilchen auf dem Schiff in Betrieb genommen hat. Er kontrollierte, ob die Datenaufzeichnung richtig funktionierte und analysierte die ersten Daten. Ab Kapstadt hat der Detektor dann für die gesamte Fahrt, auch den Rückweg bis Bremerhaven, automatisiert Daten aufgezeichnet. Bereits im November 2009 war dieser Detektor auf dem schwedischen Eisbrecher Oden unterwegs. Abb. 11: Route der Polarstern (blau). Route der Oder (rot)

13 5.2. Aufbau des Versuchs ~ 13 ~ Das Experiment besteht aus zwei Szintillatorsplatten, einer Triggerbox, einer Hochspannungsversorgung und einem GPS Empfänger. Alle diese einzelnen Teile werden an einen Computer angeschlossen, der mittels Software verschiedene Messmethoden zulässt. In den Szintillatorplatten werden durch hochenergetische Teilchen verursachte Lichtblitze zum Fotomultiplier weitergeleitet. Der Fotomultiplier wandelt den Lichtimpuls in ein elektrisches Signal um, welches dann von der Computersoftware verarbeitet werden kann. Der GPS-Empfänger (Global Positionen System) dient der genauen Ermittlung der Zeit zu der eine Abb. 12: Versuchsaufbau [19] Koinzidenz aufgetreten ist. Die Triggerbox empfängt die Signale der Szintillatorplatten bzw. des Photomultipliers und des GPS- Empfängers und gibt diese bei Koinzidenz an den PC weiter. Die Größe der Zeitabweichung für die Koinzidenzen ist manuell einstellbar. Die Hochspannungsversorgung ist notwendig, um das aus dem Fotomultiplier kommende Signal so verstärken zu können, dass es messbar wird. Weiterhin ist es wichtig, dass der Versuchsausaufbau gut gelagert ist, damit er zum Beispiel bei einem Sturm nicht zerstört wird. Deshalb ist er auf der Polarstern unter einem Tische befestigt und die Anordnung ist mit Schaumstoff am Boden ausgepolstert. Da neben der Rate auch die Position des Schiffes beobachtet werden muss, wird die Route stündlich mit Breiten- und Längengrad dokumentiert. Desweiteren befindet sich auf dem Deck der Polarstern eine Wetterstation, die unter anderem den Luftdruck misst. Die Messdaten von zwei Beispieltagen sind Abb. 2: Versuchsumgebung [20] im Anhang beigefügt.

14 ~ 14 ~ 5.3. Auswerten der Messdaten Wir möchten die Abhängigkeit der Rate vom Breitengrad untersuchen. Um ein aussagekräftiges Ergebnis zu erhalten, ist es jedoch erforderlich, dass die Rate von keinem anderen Faktor beeinflusst wird. Dafür haben wir im Vorfeld Messungen am Desy Zeuthen durchgeführt. Abhängigkeit der Rate vom Luftdruck Wir konnten aus Messungen der Rate bei konstantem Breitengrad feststellen, dass die Rate auch noch von anderen Faktoren beeinflusst wird. Dies ist unteranderem Abb. 14: Cosmic Trigger Hodoskop [21] der Luftdruck. Um diese Abhängigkeit zu messen, haben wir Daten des Cosmic Trigger Hodoskop genutzt, da diese bei konstantem Breitengrad und Winkel aufgenommen wurden. Es befindet sich in der Experimentierhalle des Desy Zeuthen und besteht ebenso wie die Versuchsanordnung auf der Polarstern aus vier Szintillatorplatten. Zusätzlich ist auf dem Schiffsmast eine Wetterstation angebracht, mit der der Luftdruck beobachtet werden kann. Die Daten sind im Internet frei zugänglich, wo sie in Diagrammen angezeigt werden können. In dieser Profil-Darstellung des Luftdruck-Rate-Diagramms zeigt sich ein Abfall der Rate mit Abb. 15: Luftdruck-Rate-Diagramm [22] zunehmendem Luftdruck. Ebenso ist zu erkennen, dass die Rate mit sinkendem Luftdruck zunimmt.

15 ~ 15 ~ Abb. 16: Luftdruck und Rate in gleichem Zeitintervall [23] Dieses Diagramm zeigt, dass im gleichen Zeitintervall aus dem Datensatz von Januar und Februar 2009 die Rate bei hohem Luftdruck relativ niedrig ist und umgekehrt. Normierung der Rate Um nun die Abhängigkeit des Breitengrads auf die Rate messen zu können, muss die Rate auf einen festen Luftdruck normiert werden. Hierbei ergibt sich die auf 1000hPa normierte Rate mit: Abb. 17: normierte Rate [24] Dieses Diagramm zeigt die normierte Rate aus dem Datensatz von Januar und Februar Da die Messung des Luftdruck, der Position und der Rate auf der Reise der Polarstern möglich ist, kann somit die Abhängigkeit der Rate vom Breitengrad ohne den Einfluss des Luftdruckes bestimmt werden. Aus den Daten der Polarstern ergibt sich der im Folgenden beschriebene zeitliche Verlauf der Rate.

16 ~ 16 ~ Abhängigkeit der Rate von der Teilchenrichtung Ein weiterer Faktor, von dem die Rate abhängig ist, ist die Richtung aus der die Teilchen kommen. Zur Untersuchung dessen haben wir die Szintillatorplatten in verschiedenen Winkel zur Horizontalen aufgestellt. Da wir nur die Teilchen messen, die auf der Erde ankommen, ist die Rate höher, wenn sie die Atmosphäre senkrecht durchdringen. Die Rate der horizontal Gemessenen ist wesentlich kleiner, da diese Teilchen einen längeren Weg zurücklegen mussten, auf dem sie mit Teilchen der Luft wechselwirken können. Diese Abhängigkeit der Rate braucht bei der Polarstern jedoch nicht berücksichtigt zu werden, da die Szintillatorplatten hier immer parallel zur Erdoberfläche angeordnet waren. Schiffsbewegungen, die zum Beispiel durch Wellen oder einen starken Sturm verursacht wurden, beeinflussen die Rate nur in geringem Maße, da sich das Schiff relativ schnell bewegt und die Neigung rasch ausgleicht. Abb. 18: Richtungsbestimmung der Teilchen [25] Abhängigkeit der Rate vom Breitengrad Da nun die Rate in normierter Form unabhängig von stark störenden Faktoren ist, kann sie in Abhängigkeit vom Breitengrad betrachtet werden. Rate in Abhängigkeit vom Breitengrad Rate (1/h) Breitengrad (Grad) Rate 30 Periode gleit. Mittelw. (Rate) Abb. 39: Rate in Abhängigkeit vom Breitengrad [26] In dem Diagramm ist die Rate in Abhängigkeit vom nördlichen Breitengrad dargestellt. Es zeigt also, wie sich die Rate auf der Fahrt vom Äquator bis nach Bremerhaven hin verändert. An dem Diagramm kann sehr gut erkannt werden, dass die Rate am Äquator, bei einem Breitengrad von 0, am niedrigsten ist und zum Pol hin zunimmt. Es ist hierbei ebenfalls gut zu sehen, dass die Rate bis 50 nördlicher Breite stark ansteigt und dann annähernd konstant bleibt. Damit bestätigt sich unsere

17 ~ 17 ~ Vermutung, dass die Rate am Äquator niedriger sein muss als an den Polen. Denn zu den Polen hin nimmt die auf die Teilchen wirkende Lorenzkraft ab und somit können auch immer mehr niederenergetische Teilchen in die Erdatmosphäre eindringen. Unsere Messergebnisse bestätigen damit den Breiteneffekt. Weiterhin ist durch die Abflachung des Graphen der geomagnetische Cut- Off gut zu erkennen. Denn die zur Intensitätszunahme beitragenden Teilchen können die Abschneideenergie von 2 GeV nicht überschreiten und die Rate kann nicht mehr zunehmen. Zum Vergleich mit unserem erwarteten Verlauf, müssen zunächst die Einheiten umgerechnet werden. Dazu ist bekannt, dass die Platten ca. eine Fläche von 600cm 2 haben und in einem Abstand von 50cm zueinander gelagert waren. Aus diesen Daten lässt sich ein Raumwinkel von 0,898 sr berechnen. Damit ergibt sich für die Einheiten der Rate: Rate in 10-3 s -1 cm -2 sr -1 0,9 0,85 0,8 0,75 0,7 0,65 0,6 0,55 0, Rate mit Raumwinkel 30 Periode gleit. Mittelw. (Rate mit Raumwinkel) Abb. 20: Rate in 10-3 s -1 cm -2 sr -1 [27] Wir konnten somit den Verlauf der Kurve bestätigen. Die Messgrößen weichen jedoch um einen Faktor 10 ab. Dies kann mit anderen Messeinstellungen zurückzuführen sein, um dies jedoch eindeutig sagen zu können, wären weitere Messungen notwendig. Des Weiteren nimmt die Rate zu den Polen hin im theoretischen Verlauf um 14,3 % zu und im Experimentell ermittelten Verlauf um 22 %. Somit konnten wir auch hier unsere Vorüberlegung bestätigen.

18 ~ 18 ~ 6. Literaturverweise [1] stand Mai 2009 [2] [3] [4] Astroteilchenphysik; Das Universum im Licht der kosmischen Strahlung ; Claus Grupen [5] [6] [7] [8] [9] [10] [11] [12] [13] Astroteilchenphysik; Das Universum im Licht der kosmischen Strahlung ; Claus Grupen [14] Astroteilchenphysik; Das Universum im Licht der kosmischen Strahlung, Claus Grupen [15] Astroteilchenphysik; Das Universum im Licht der kosmischen Strahlung, Claus Grupen [16] Abb.9: : [17] eigenes Bild, fotografiert von Sophie Koßagk [18] [19] eigenes Bild, fotografiert von M. Walter [20] eigenes Bild, fotografiert von M. Walter [21] eigenes Bild, fotografiert von Sophie Koßagk [22] [23] [24] [25] [26]eigenes Diagramm [27]eigenes Diagramm

19 ~ 19 ~ 7. Anhang : : : : : :00 Rate normierte Rate Luftdruck Messwerte und Normierung für zwei Beispieltage