Ausbildungsseminar: Kerne und Sterne. Gamma-Astronomie. Wolfgang Pfleger Andreas Kodewitz

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1 Wolfgang Pfleger Andreas Kodewitz 19. Juni 2007

2 Inhaltsverzeichnis 1 Historischer Abriss 3 2 Entstehung von Gammastrahlung Synchrotronstrahlung Bremsstrahlung Inverse Comptonstreuung Kernzerfälle Pionenzerfall Annihilation Detektion von Gammastrahlung Physikalische Grundlagen Photoelektrische Absorption Comptoneffekt Paarbildung Szintillationszähler Satelliten CGRO BATSE OSSE COMPTEL EGRET Die Highlights der Ergebnisse von CGRO GCN (Gamma-ray bursts Cordinates Network) INTEGRAL Ziele von INTEGRAL Instrumente Ergebnisse Terrestrischer Nachweis von Gammastrahlung Luft-Cerenkov-Strahlung Luftschauer Nahe Zukunft - GLAST LAT GBM

3 1 Historischer Abriss 1961: Explorer-XI detektiert angeblich 22 kosmische Gammaereignisse : Die militärische Satelliten der Vela Serie dienten eigentlich zur Überwachung von atmosphärischen Atomwaffentests. Doch im Laufe ihres Einsatzes zeigen sie wiederholt Ausschläge an, die nicht auf Atomwaffentests zurückzuführen sind. Dies sind die erste sicheren Hinweise auf nicht terrestrische Gammablitze. Die Daten werden vom Militär aber zunächst unter Verschluss gehalten und werden erst fünf Jahre nach dem ersten Ereignis der Wissenschaft zugänglich : SAS-2 entdeckt diffuse Gammahintergrundstrahlung : COS-B - erste detaillierte Karte In den 1980ern werden einige Pulsare entdeckt und man widmet sich hauptsächlich der Entwicklung und Verbesserung der Messtechnik. In den 1990ern etablieren sich auch terrestrische Gammateleskope (für sehr hohe Energien GeV bis ev) : CGRO - Compton Gamma-Ray Observatory 2000: HETE-2 - zur Beobachtung des Nachglühens von GRBs 2002: INTEGRAL 2004: Swift - Nachglühen, auch von kurzen (t < 2s) GRBs 3

4 2 Entstehung von Gammastrahlung Aus dem bekannten Planckschen Strahlungsgesetz I(ν) = 8πhc2 1 λ 5 e hν kt 1 ergibt sich leicht, bei welcher Wellenlänge das Maximum der Strahlungsdichte liegt. Nullsetzen der Ableitung nach λ liefert das Wiensche Verschiebungsgesetz: λ max T = A Die Konstante A hat den Wert m K. Für sichtbares Licht (ca. 500 nm) erhält man eine Temperatur von etwa 5700 K, was ungefähr der Temperatur der Sonnenoberfläche entspricht. Für Gammastrahlung der Energie 1 MeV würde man Temperaturen von über K erwarten. Dies lässt darauf schließen, dass die meisten Gammaphotonen nicht-thermischer Art sind. Alle alternativen Möglichkeiten der Entstehung von Gammastrahlen können aber sehr wohl in Betracht gezogen werden: 2.1 Synchrotronstrahlung Synchrotronstrahlung entsteht, wenn sich hochenergetische geladene Teilchen in Magnetfeldern bewegen. Dabei werden die Teilchen durch die Lorentzkraft auf Spiralbahnen gezwungen und strahlen durch die Beschleunigung Photonen tangential zur Spiralbahn ab. Da die Synchrotronstrahlung polarisiert ist, ist sie leicht von thermischer Strahlung zu unterscheiden. Das Spektrum ist kontinuierlich und hat ein Maximum bei: ν max eb m 0 ( E m 0 c 2 Dabei ist B die senkrechte Komponente der magnetischen Flußdichte und E die Energie des geladenen Teilchens mit Ruhemasse m 0. Dieser Prozess spielt hauptsächlich bei leichten Teilchen (Elektronen) und extrem starken Magnetfeldern (Neutronensterne) eine Rolle. Aber man erwartet auch Synchrotronstrahlung von extrem hochenergetischen Protonen. Das Vorhandensein von astronomischer Synchrotronstrahlung wird als Evidenz für das Vorhandensein von relativistischen Teilchen in den beobachteten Objekten gewertet. Allerdings wird nicht erwartet, dass Synchrotronstrahlung den TeV-Bereich erreicht. 2.2 Bremsstrahlung Wird ein hochenergetisches Elektron im Coulombfeld eines Kerns abgelenkt, emittiert es dabei Photonen mit Energien der Größenordnung ihrer kinetischen Energie. Der Wirkungsquerschnitt ist dabei proportional zur Kernladungszahl des Kerns und etwa umgekehrt proportional zur Energie des Bremsstrahlungsphotons. Dies ist auch ein wesentlicher Mechanismus bei der Entwicklung von Luftschauern in der Atmosphäre. Im engeren Sinne ist dies ein Spezialfall der Synchrotronstrahlung. ) 2 4

5 2.3 Inverse Comptonstreuung Wenn Photonen geringerer Energie durch Stöße mit energiereichen Teilchen einen Energiegewinn davontragen, spricht man von inversem Comptoneffekt. Findet der Energieübertrag in die andere Richtung statt, hat man den normalen Comptoneffekt. Der mittlere Energiegewinn E γ von Photonen der mittleren Energie E γ ist proportional zum Quadrat der relativistischen Elektronenenergie E e : E γ 4 3 E γ ( ) 2 Ee m e c 2 Abbildung 2.1: Beschleunigungsprozeß in einem AGN 2.4 Kernzerfälle Da die Bindungenergien in Atomkernen im Bereich von MeV liegen, können durch Absorption oder Emission von Kernteilchen entsprechende Energien freigesetzt bzw. aufgenommen werden. Die Energien sind diskret und charakterisieren jeweils eine Element- Isotopenart. Ein Zerfall lässt sich so formulieren: n X n 1 Y + e + n 1 Y + γ 2.5 Pionenzerfall Bei inelastischen Stößen zweier Protonen können durch starke Wechselwirkung neutrale Pionen (π 0 ) entstehen, welche nach einer mittleren Lebensdauer von τ = s in 5

6 zwei Photonen zerfallen. p + p π 0 + Rest; π 0 γγ Die Photonen teilen sich dabei neben der Ruheenergie der Pionen m π 0 = 135MeV auch die relativistische Energie der π 0 -Mesonen. Dabei können sehr energiereiche Gammaquanten auftreten. Außerdem zeigt sich eine Dopplerverschiebung und Verbreiterung der Linie. Diese kommen aus der Impulserhaltung des hochenergetischen Stoßes. 2.6 Annihilation Als Annihilation oder Paarvernichtung bezeichnet man den Vorgang, dass ein Teilchen und ein Antiteilchen zerstrahlen. Der energieärmste Prozess ist dabei die Elektron- Positron-Paarvernichtung. Elektron und Positron haben jeweils die Ruhemasse 511 kev, zusammen also 1,022 MeV. Die Impulserhaltung schreibt jedoch vor, dass zwei Photonen entstehen müssen. Diese haben dann wieder die Energie von 511 kev. 6

7 3 Detektion von Gammastrahlung Die Detektion von Gammastahlen ist nur anhand ihrer Wechselwirkung mit Materie möglich. Die entstehende Sekundärstrahlung wird dann mit Hilfe eines Kalorimeters detektiert. Inwieweit sich Aussagen über Richtung und Energie der einfallenden Gammastrahlung treffen lassen, hängt in großem Maße vom individuellen Aufbau des Detektors ab. In diesem Abschnitt werden daher nur die zugrunde liegenden Effekte erläutert. 3.1 Physikalische Grundlagen Die wichtigsten Effekte bei der Detektion von Gammastrahlung sind: Photoelektrische Absorption, Comptoneffekt und Paarbildung. Beim Design von Detektoren müssen aber auch weitere Effekte wie z.b. die Rayleigh-Streuung berücksichtigt werden, zum Verständnis der Charakteristik der Detektoren reichen aber diese drei Effekte aus Photoelektrische Absorption Die photoelektrische Absorption dominiert im untersten Bereich der Gammastrahlung, also bis ca. 500keV. Hierbei wird der größte Teil der Energie des einfallenden Photons durch Photoeffekt auf ein im Kristall gebundenes Elektron übertragen. E e = hν i E b Darauf folgt eine fluoreszente Röntgenemission die ebenfalls absorbiert wird. Die Photonen die diesen Prozess durchlaufen, tragen zum Photopeak bei E hν bei. Die charakteristische K-Flanke (K-edge) im Wirkungsquerschnitt entsteht wenn die Energie des einfallenden Photons groß genug ist, um die Bindungsenergie der K-Schale zu überwinden. Da die Bindungsenergie von der Kernladungszahl abhängt, gilt für den Wirkungsquerschnitt: σ Photo Z n mit 4 n Comptoneffekt Zwischen Energien von ca. 500keV und 7MeV dominiert der Comptoneffekt. Wird ein Photon an einem Elektron im Kristall gestreut, so überträgt es die Energie E e = hν i hν o wobei hν i hν o = 1 + hν i m 0 (1 cos θ) c 2 m 0 c 2 ist die Ruheenergie des Elektrons und θ der Streuwinkel. 7

8 Abbildung 3.1: Response-Funktion eines NaI(Tl)-Szintillators bei E 0 = 800keV Daraus folgt: E e,min = 0 für θ = 0 (3.1) ) 1 E e,max = hν i (1 1 + hν für θ = π (3.2) i m 0 c 2 Da jeder Streuwinkel möglich ist, ist die Energieverteilung der Elektronen kontinuierlich und wird durch den Klein-Nishina-Wirkungsquerschnitt beschrieben. E max wird Compton-Edge (vgl. Abbildung 3.1) genannt. Beim Comptoneffekt gilt für den Wirkungsquerschnitt: σ Compton Z Paarbildung Bei Energien über 7MeV wird schließlich die Paarbildung zur wichtigsten Wechselwirkung. Da hierbei die Energie des Photons in ein Elektron-Positron-Paar umgewandelt wird, beträgt die kinetische Energie eines solchen Paares E kin = hν m 0 c 2. Wird die gesamte kinetische Energie in der Materie absorbiert, erzeugt dies einen Peak bei hν. Die Positronen rekombinieren allerdings relativ schnell wieder mit einem Elektron und senden dabei zwei Photonen aus. Entkommt eines der Photonen der Detektion und das andere wird absorbiert, so trägt es zum Single-Escape-Peak bei hν m 0 c 2 bei. Wenn beide Photonen entkommen, gibt es einen Beitrag zum sog. Double-Escape-Peak bei hν 2m 0 c 2. Entkommt keines von beiden, so tragen sie zum Photopeak bei. Für den Wirkungsquerschnitt gilt bei der Paarbildung: σ Paar Z 2 8

9 Abbildung 3.2: Response-Funktion eines NaI(Tl)-Szintillators bei E 0 = 2.0MeV 3.2 Szintillationszähler Ein Szintillationszähler besteht aus einem Szintillationsmedium und einem Kalorimeter. Als Medium kommen in Frage: anorganische Kristalle, wie z.b. NaI(Tl), CsI(Na) oder BGO, organische Kristalle, wie Anthrazen, anorganische Lösungen, Kunststoffe, Edelgase oder Gläser. Das Kalorimeter kann entweder die entstehende Wärme, das Szintillationslicht, Elektron-Lochpaare (Halbleiterdetektoren) oder die Ionisationsspur messen. Bei einem der häufig verwendeten NaI(Tl)-Detektoren ergeben die erläuterten Wechselwirkungen eine Kennlinie, wie sie in Abbildung 3.3 zu sehen ist. Abbildung 3.3: Kennlinie eines NaI-Szintillators 9

10 4 Satelliten 4.1 CGRO (Compton Gamma-Ray Observatory) Abbildung 4.1: CGRO: schematische Darstellung [1] Abbildung 4.2: CGRO: Fotografie aus dem Space-Shuttle Atlantis [1] Das CGRO war mit seinen 17 Tonnen Gesamtgewicht das erste große Gamma-Observatorium. Nach seinem Start am vom Spaceshuttle Atlantis aus, lieferte es in 9 Messzyklen bis zu seinem kontrollierten Wiedereintritt in die Erdatmosphäre am eine unglaubliche Menge an Daten, deren Auswertung bis heute nicht abgeschlossen ist und zu vielen neuen Erkenntnissen geführt hat. CGRO besteht aus 4 Einzelexperimenten, die zusammen einen Energiebereich von 30keV bis 30GeV abdecken. 10

11 Abbildung 4.3: Zusammenfassung der Detektorcharakteristiken von CGRO [1] 11

12 4.1.1 BATSE (Burst And Transient Source Experiment) CGRO trägt 8 identische Module die zusammen das BATSE ergeben. Jedes Modul besteht aus zwei NaI(Tl)-Szintillationsdetektoren: einem Großflächen Detektor (LAD), optimiert auf hohe Empfindlichkeit und Richtungsauflösung und einem Spektroskopiedetektor (SD), optimiert auf großen Energiebereich und gute Energieauflösung. Abbildung 4.4: Einzelnes BATSE Modul Die Hauptaufgabe von BATSE ist die Detektion, Lokalisierung und Untersuchung von GRBs. Darüberhinaus diente BATSE als GRB-Trigger für die anderen Experimente an Bord von CGRO. Während der Missionsdauer von ca. 9 Jahren detektierte BATSE mehr als 2700 GRB. Abbildung 4.5: 2704 BATSE Gamma-Ray Bursts [1] 12

13 4.1.2 OSSE (Oriented Scintillation Spectrometer Experiment) OSSE besteht aus zwei Paaren von je zwei koaxialen Detektoren. Dadurch ist es möglich bei zwei Quellen gleichzeitig, mit einem Instrument die Quelle selbst und mit dem anderen den Hintergrund zu messen. Es ergeben sich also sehr gute Möglichkeiten Hintergundstrahlung aus den Messungen heraus zu rechnen. Jeder Detektor bestand aus einer Kristallkombination (Phoswich), mit einem Durchmesser von 33cm, bestehend aus einem NaI(Tl)-Kristall mit einer Dicke von 10.2cm und einem CsI(Na)-Kristall mit einer Dicke von 7.6cm. Jeder Phoswich wurde mit je 7 PMT s auf der CsI-Seite beobachtet. Auf der Oberseite des Phoswich befand sich ein Plastikszintillator ein sog. Anticoincidence shield, um Hintergrundstrahlung herauszufiltern. Der genaue Aufbau ist in Abbildung 4.6 und die Position auf CGRO in Abbildung 4.1 zu sehen. Abbildung 4.6: Das Osse-Modul: links: gesamtes Modul, rechts: einzelnes Spektrometer [1] Ziel von OSSE war die Untersuchung von Novae Supernovae Neutronensternen schwarze Löchern Pulsaren dem interstellaren Medium diffuser kosmischer Strahlung Gamma-Bursts 13

14 4.1.3 COMPTEL (Imaging COMPton TELescope) COMPTEL besteht aus zwei Detektorebenen die einen Abstand von 1.5 Metern haben. Die obere Detektoranordnung besteht aus 7 NE213 Flüßigkeitsszintillatoren (Durchmesser 27cm, Dicke 8.5cm) mit je 8 PMT s. Die organische Lösung NE213 besitzt ein geringes Z, daher dominiert in diesem Medium der Comptoneffekt über einen weiten Energiebereich. Die untere Detektoranordnung besteht aus 14 NaI(Tl) Szintillatoren mit je 7 PMT s. (siehe Abbildungen 4.7 bis 4.9) COMPTEL war mit einem Anticoincidence dome ausgestattet, der mit 24 PMT s beobachtet wurde und so nicht nur passiv den Hintergrund und geladene Teilchen heraus filterte, sondern auch aktiv filtert, indem das Triggern nicht ausgelöst wird, wenn im Anticoincidence dome eine Event detektiert wurde. Durch die Messanordnung war es möglich, folgendes bei einem Event zu messen: 1. die Energie des Rückstoß-Elektrons der im oberen Detektor Compton gestreuten Gammastrahlung 2. die Position der Streuung im oberen Detektor 3. die Pulsform 4. den Energieverlust im unteren Detektor 5. die Position der Wechselwirkung im unteren Detektor 6. die Zeit, die die Gammastrahlung vom oberen zum unteren Detektor benötigte Die Ziele von COMPTEL waren die Untersuchung von galaktischen Gamma-Quellen, die Untersuchung von außergalaktischen Gamma-Quellen, die Untersuchung der diffusen kosmischen Gammastrahlung, Gamma-Linienspektroskopie die Untersuchung der zeitlichen Entwicklung und des Energiespektrums von GRB und die Untersuchung von Gammastrahlung und Neutronen aus Sonneneruptionen 14

15 Abbildung 4.7: Oberer Szintillator Abbildung 4.9: COMPTEL [1] Abbildung 4.8: Unterer Szintillator EGRET (Energetic Gamma-Ray Experiment Telescope) EGRET nutzte zur Richtungsmessung eine Funkenkammer und zur Messung der Energie einen Na(Tl)-Detektor. Die Funkenkammer bestand aus vielen dünnen Tantalplatten zwischen denen Hochspannung angelegt war. Um Funken zu unterdrücken war die Funkenkammer mit einem Edelgas-Kohlenwasserstoff-Gemisch gefüllt, welches während der Missionsdauer mehrmals ausgetauscht wurde, um Verfälschung der Messung durch nachlassen der Gasqualität zu verhindern. In der zweigeteilten Funkenkammer (siehe Abbildung 4.10) wurden im oberen Teil der Weg des Gamma-Photons über die, durch Paarbildung entstandenen Protonen, zur Richtungsbestimmung verfolgt und im unteren Teil die Flugzeit gemessen und weitere Daten zur Bestimmung der Energie gesammelt. Der darunter befindliche NaI(Tl)-Detektor war zur Absorption der vollständigen Energie ausgelegt und diente zur Bestimmung der Energie der Gamma-Photonen. Die Energieauflösung betrug 15% (FWHM) in der Mitte der Energiebereichs. Ab einigen GeV nahm sie wegen unvollständigerabsorption im Kalorimeter auf etwa 25% ab und unter 100MeV machten sich Energieverluste in der Funkenkammer bemerkbar. EGRET besaß einen Anticoincidence dome, ähnlich dem von COMPTEL. Er wurde bei einem Burst-Trigger von BATSE allerdings auch zur Aufnahme von Spektren von MeV genutzt. EGRET besaß, abhängig von Einfallswinkel und Energie eine Winkelauflösung zwischen 15

16 Abbildung 4.10: Aufbau von EGRET [1] 5 und 30 arcmin - die beste aller CGRO-Experimente. Die Ziele von EGRET waren die Untersuchung des gesamten Himmels auf hochenergetische Gamma-Emissionen, die Untersuchung von Supernova Überresten, die Suche nach hochenergetischen GRB, die Erstellung eines ddetailliertenbildes der diffusen galaktischen Gammastrahlung und die Untersuchung der diffusen Kosmischen Gammastrahlung Die Highlights der Ergebnisse von CGRO Die erste Messung der 26 Al-Linie bei 1.809MeV über den gesamten Himmel (siehe Abbildung 4.11) durch COMPTEL Die Messung der 44 Ti-Linie bei 1.157MeV von Cas A und einer zuvor unbekannten Supernova durch COMPTEL Detektion von 7 Pulsaren: Crab, Vela, Geminga, PSR , PSR , PSR , PSR Erstellung einer Karte des gesamten Himmels für Energien von 1MeV bis 30MeV (siehe Abbildung 4.13) Messung des CDG mit COMPTEL und EGRET (siehe Abbildung 4.14) Entdeckung schwacher terrestrischer Gammastrahlen im Zusammenhang mit starken Gewittern Entdeckung von Blazaren als Hauptquelle hochenergetischer Gammastrahlung 16

17 Abbildung 4.11: Erste All-Sky map der 26 Al-Linie [1] Abbildung 4.12: Lichtkurve der 7 von CGRO detektierten Pulsare[19] 17

18 Abbildung 4.13: All-Sky map von 1MeV bis 30MeV[19] Abbildung 4.14: Diffuse kosmische Gamma-Hintergrundstrahlung[19] 18

19 4.2 GCN (Gamma-ray bursts Cordinates Network) GCN ist ein Netzwerk aus HETE-2, (High Energy Transient Explorer) Swift, FREGATE (FREnch GAmma TElescope) 6 400keV WXM (Wide-field X-ray Monitor) 2 25keV SXC (Soft X-ray Cameras) keV BAT (Burst Alert Telescope) keV XRT (X-Ray Telescope) keV UVOT (UV/Optical Telescope) nm Integral, Ulysses, XTE und Terrestrischer Messstationen, das die Positionen von neu detektierten GRB s, zum Teil in Echtzeit während der Burst noch aktiv ist, über die ganze Welt verschickt und schließlich die Daten der Messungen von Satelliten, Optischen-, Radio- und Röntgenteleskopen, TeV-Detektoren und anderen Teilchendetektoren sammelt. Aktuelle Burst-Daten sind über gov/burst_info.html zu erhalten. 19

20 Swift einer der Satelliten des GCN ist speziell auf die Detektion von GRB s und das darauf folgende schnelle Untersuchen im Röntgen- und UV-Bereich ausgelegt. So kann Swift schon 20 Sekunden nach dem Burst die Position mit einer Genauigkeit von ca. 3 arcmin an das GCN weitergeben. Der Verlauf der Messung von Swift ist in Tabelle 4.15 nachzuverfolgen. Zeit(sec) Ereignis 0 Detektion des GRB 20 Drehung beginnt 20 BAT versendet ungefähre Position 50 GRB ist erfasst 70 XRT versendet Position 240 UVOT versendet Fund-Tabelle 300 XRT versendet Lichtkurve 1200 XRT versendet Spektrum alle automatischen Beobachtungen sind abgeschlossen Abbildung 4.15: Zeitlicher Ablauf der GRB-Detektion bei Swift 20

21 4.3 INTEGRAL Am 17. Oktober 2002 wurde der Satellit INTEGRAL (INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory) mit einer russischen Proton-Rakete ins All gebracht. Er bildet die Speerspitze der europäischen Gammaastronomie und ist das erste Weltraumobservatorium, das Objekte gleichzeitig im Gamma-, Röntgen- und optischen Licht beobachten kann. Mit den beiden Gammadetektoren (IBIS, SPI) können Energiebereiche von 15 kev bis 10 MeV betrachtet werden. Das Röntgenteleskop überstreicht einen Bereich von 4 kev bis 35 kev und das optische Teleskop betrachtet Strahlung im V-Band bei 550nm. Im Vergleich zu früheren Gammasatelliten ist sowohl die räumliche (ca. 12 Bogenminuten) als auch die spektroskopische Auflösung ( E E = 500) um ein Vielfaches gestiegen. Ursprünglich wurde die Mission auf zwei Jahre ausgelegt, jedoch 2003 auf sechs Jahre verlängert. INTEGRAL wurde auf einen Orbit mit sehr hoher Exzentrizität befördert. Dies hat den Vorteil, dass die Messungen über lange Zeit störungsfrei durchgeführt werden können, da sich INTEGRAL die meiste Zeit in einer Höhe von über km und somit weit über dem Strahlungsgürteln der Erde befindet Ziele von INTEGRAL Vom Deutschen Zentrum für Luft- und Raumfahrt (DLR) werden folgende wissenschaftliche Forschungsfelder und Ziele angegeben: Kompakte Objekte (Weiße Zwerge, Neutronensterne, Schwarze Löcher, GRBs) Extragalaktische Astronomie (Galaxien, Galaxiehaufen, Aktive Galaktische Kerne (AGN), Blazare, diffuse Hintergrundstrahlung) Stellare und explosive Nukleosynthese (WR Sterne, Novae und Supernovae) Strukturen in der Milchstraße (galaktische Wolkenkomplexe, Kartierung von Kontinuum- und Linienemission, Interstellare Materie, Verteilung der kosmischen Strahlung) Galaktisches Zentrum Teilchenprozesse und -beschleunigung (Beams, Jets) Identifizierung hochenergetischer Quellen (unidentifizierte Objekte als Klasse) unerwartete Entdeckungen Ein wichtiger Beitrag zum letzten Punkt war die Entdeckung einer neuen Klasse von stark absorbierten Röntgen-Binärsystemen im Januar Außerdem konnte für das galaktische Zentrum gezeigt werden, dass 80% der Strahlung von Punktquellen ausgeht und nur ca. 20% diffuser Strahlung zugeordnet werden können Instrumente Auf INTEGRAL sind vier wissenschaftliche Instrumente zur gleichzeitigen Beobachtung in verschiedenen Wellenlängenbereichen montiert. Dabei stellen IBIS und SPI die Kernnutzlast des Satelliten dar. Sie decken die Strahlung im Gamma- und harten Röntgenbereich ab. Desweiteren ist ein Röntgenteleskop für weiches Röntgenlicht (JEM-X) und 21

22 eine Kamera für Aufnahmen im sichtbaren Bereich (OMC) vorhanden. In Abbildung 4.16 ist der Aufbau von INTEGRAL dargestellt. Abbildung 4.16: Integral und seine Bestandteile IBIS IBIS (Imager on-board Integral Satellite) ist dafür vorgesehen, Bilder im Gammabereich mit sehr hoher Ortsauflösung zu machen. Dabei ist IBIS in der Lage, Punktquellen bei 100 kev mit einer Genauigkeit von 30 Bogensekunden aufzulösen. Die Winkelauflösung beträgt 12 Bogenminuten. Seine Hauptaufgabe liegt also in der genauen Punktquellenabbildung und in der Linien- und Kontinuumsspektroskopie. Dabei arbeitet IBIS im Energiebereich von 15 kev bis 10 MeV. Da Gammastrahlen nicht mit optischen Spiegeln oder Linsen fokussiert werden können, verwendet man hier das coded-mask-verfahren. Hierzu wird eine Maske mit bekanntem Muster vor dem Detektor angebracht. Aus der Kenntnis des Musters und des Schattenwurfs auf dem Detektorfeld kann dann auf die ursprüngliche Intensitätsverteilung innerhalb des Gesichtsfeldes geschlossen werden. Um eine möglichst genaue Darstellung zu erreichen benötigt man einen entsprechend segmentierten Detektor und Maske. Bei IBIS besteht die Maske aus Wolfram und weist eine Rasterung mit Elementen der Größe 11, 2 11, 2mm 2 auf. Zum Nachweis der Photonen stehen bei IBIS zwei übereinander angeordnete Detektoren zur Verfügung: ISGRI (INTEGRAL Soft Gamma Ray Imager) und PICsIT (Pixellated CsI (Caesiumu Iodide) Telescope). Dabei ist ISGRI für Energien von 15keV bis 1MeV ausgelegt und somit oberhalb von PICsIT (175 kev bis 10 MeV) angeordnet. ISGRI besteht aus einzelnen Cadmium-Tellurid Detektoren der Größe 4 4mm 2 und sorgt damit für die gute Ortsauflösung. 22

23 Um das Rauschen von Strahlung zu unterdrücken, die nicht aus dem Gesichtsfeld kommt, verfügt IBIS über einen aktive Abschirmung, ein sogenanntes Vetoschild. Dazu sind im Tubus auf dem die Maske sitzt seitlich Wismutgermanatkristalle angebracht. Beim Durchgang eines Photons wird ein Lichtblitz erzeugt und anhand von Photomultipliern verstärkt. Durch zeitlichen Vergleich mit einem Detektorereignis kann nun identifiziert werden, woher das Photon kam und evtl. unterdrückt werden. Dieses Verfahren wird als Antikoinzidenzsystem (ACS) bezeichnet. In Abbildung 4.17 ist eine schematische Zeichnung von IBIS gezeigt. Abbildung 4.17: Schnittzeichnung von IBIS SPI SPI (Spectrometer on INTEGRAL) ist im Gegensatz zu IBIS nicht für eine hohe Ortsauflösung, sondern für eine sehr feine Energieauflösung der einfallenden Gammastrahlung gedacht. Damit soll auf die zugrundeliegenden mikrophysikalischen Prozesse geschlossen werden können. Das SPI nutzt ebenfalls das coded-mask-verfahren. Die Detektoren weisen im Vergleich zu IBIS aber eine gröbere Rasterung auf, insgesamt sind nur 19 vorhanden. Diese werden auf eine Betriebstemperatur von 85K gekühlt. Auch hier kommt ein Vetoschild zum Einsatz. Dieser ist aufwendiger als bei ISGRI und verfügt zusätzlich über einen Plastikszintillator direkt unterhalb der Maske, um den 511 kev Hintergrund zu unterdrücken. JEM-X und OMC JEM-X (Joint-European X-Ray Monitor) ist hauptsächlich zur Identifikation der beobachteten Quellen vorgesehen. Er besteht aus zwei identischen coded-mask-röntgenteleskopen mit einer Auflösung von 15 Bogensekunden bei Punktquellen bzw. 3 Minuten Winkelauflösung. Vervollständigt wird das Messsystem durch die optische Kamera OMC (Optical Monitoring Camera). Auch sie dient zur Identifikation von Quellen und simultanen Beobachtung von Gamma-Objekten. Damit werden Folgebeobachtungen und 23

24 Abbildung 4.18: Schnittzeichnung von SPI Vergleich mit größeren Obsevatorien (z.b. XMM-Newton-Satellit oder Very Large Telescope, VLT) ermöglicht. Abschließend sind in Tabelle 4.1 die wichtigsten Parameter der Instrumente aufgeführt. SPI IBIS JEM-X OMC Energiebereich 20 kev - 8 MeV 15 kev - 10 Mev 3 kev kev nm Energieauflösung 0,2% (1 MeV) 6% (1 MeV) 5% (> 35 kev) 9% (100 kev) Detektorfläche 500cm cm 2 (CdTe) 2 500cm * 1024 Pixel 3100cm 2 (CsI) Winkelauflösung 2 12arcmin 3arcmin 17, 6arcsec / Pixel Gesichtsfeld , Zeitauflösung 0,1 ms 61µs 10µs s Tabelle 4.1: Vergleich der auf INTEGRAL montierten Instrumente Ergebnisse Herkunft weicher Gammastrahlung INTEGRAL konnte zeigen, dass ca. 90% der Gammastrahlen im Bereich von 40 bis 60 kev vom bisher als diffus angenommenen Zentrum der Milchstraße von Punktquellen stammt. Dazu konnten 91 individuelle Punktquellen bestimmt werden. Der tatsächliche diffuse Anteil, kann, abhängig von der Energie nur zu 10 bis 25% angenommen werden. Neue Klasse von sehr schweren Röntgenstrahlern Bis 2006 konnte INTEGRAL weitere 55 Gammaquellen identifizieren von denen nur 20% klassifiert werden konnten. Diese Objekte befinden sich im galaktischen Zentrum und 24

25 in den Norma und Scutum Spiralarmen. Meist sind dies kompakte Objekte in einem Binärsystem mit einem schweren Partner. Da sie im weichen Röntgenlicht (< 5keV) stark absorbierend sind, entgingen sie bisherigen Röntgenmessungen. Außerdem wurde eine neue Klasse von supergiant high-mass X-ray binaries (HMXB) entdeckt, was neue Einblicke in den Sternentstehungsprozeß und die galaktische Struktur eröffnet. akkretierender ms-pulsar Ein sehr interessantes Objekt im Röntgenbereich ist der Millisekunden-Pulsar IGR J Es stellte sich heraus, dass dies der am schnellsten rotierende (1,67 ms) ms-pulsar ist, der bis jetzt beobachtet wurde. Das Spektrum ist charakterisiert durch einen kontinuierlichen Anteil bei weichem Röntgenlicht - thermische Emission der Akkretionsscheibe - und einen Anteil, dominiert bei 40 kev des thermisch Comptonisierten Spektrums. Elektron-Positron-Annihilation bei 511 kev Besonderen Wert wurde auf die Messung der 511 kev-linie gelegt. Diese rührt von der Elektron-Positron-Paarvernichtung her und ist die hellste Gammalinie im Universum. In Abbildung ist die Messung dargestellt. Dabei ist zu sehen, dass praktisch nur im Zentrum der Galaxie Annihilation stattfindet. Dabei wurde auch eine Messung CGRO/OSSE widerlegt, die eine Quelle nördlich des Zentrums ausmachte. Die Messung von INTEGRAL ist in Abbildung 4.19 gezeigt. Abbildung 4.19: Darstellung der Milchstraße um 511 kev Emissionslinien von Cas A, der inneren Galaxie und der Cygnus-Region IBIS konnte von Cas A bei 67,8 kev eine charakteristische Linie finden, die mit 44 Ti assoziiert wird. Die Linie bei 1809 kev, von 26 Al hervorgerufen, wurde insbesondere im galaktischen Zentrum vermessen. 26 Al ist spezifisch für die Nukleosythese in schweren Sternen. Dabei wurde eine Verschiebung (Dopplerverschiebung) der Linie festgestellt, die gut mit der Theorie der Rotation der Spiralarme der Galaxie übereinstimmt. In Abbildung 4.20 sind links die Messwerte aus verschiedenen Positionen aufgetragen und links eine Simulation 25

26 der Doppelerverschiebung der 26 Al-Linie. Deutlich erkennbar ist die vortreffliche Qualität der Messungen von SPI. 26 Al hat eine Halbwertszeit von Jahren, was im Vergleich zu astronomischen Zeiten relativ gering ist. Misst man also die gesamte von 26 Al abgestrahlte Gammastrahlung, so kann man eine core-collapse -Rate angeben. Derzeit hat man Werte von 1, 9 ± 1, 1 pro Jahrhundert. Daraus kann man wiederum eine Sternentstehungsrate von 4M pro Jahr oder 7, 5 Sterne pro Jahr errechnen. Dabei stellt sich die Cygnus-Region als die aktivste Sternentstehungsregion heraus, wobei hier die 26 Al-Linie viel breiter (3,3 kev) als im Zentrum (1,6 kev) der Galaxie ist. Dies wird turbulenten Bewegungen in hot superbubbles zugeschrieben. Außerdem wurden 60 Fe-Linien bei 1173 kev und 1333 kev vermessen. 60 Fe ist wie 26 Al ein charakteristisches Element bei der Nukleosynthese in schweren Sternen. Da die Halbwertszeit von 60 Fe in etwa der von 26 Al entspricht, sollte ein Gleichgewichtszustand zwischen beiden Elementen herrschen. Allerdings ist das gemessene Verhältnis 60 Fe/ 26 Al (0, 11 ± 0, 03) weit unter dem theoretisch vorhergesagten ( 0, 40). Dies wird auf Unzulänglichkeiten im theoretischen Modell zurückgeführt. Möglicherweise gibt es noch andere Quellen von 26 Al-Emission als core-collapse -SN. Vorgeschlagen werden z.b. schwere Winde während der Wolf-Rayet-Phase. Abbildung 4.20: Links: Messungen von SPI von verschiedenen Winkeln Rechts: Simulation der Dopplerverschiebung der 26 Al-Linie mit eingetragenen Messwerten 26

27 5 Terrestrischer Nachweis von Gammastrahlung Da Satellitenmissionen nicht zu den billigsten wissenschaftlichen Nachweismethoden gehören und zeitlich nur sehr begrenzt sind, versucht man Gammastrahlung auch mit bodengebundenen Teleskopen nachzuweisen. Außerdem hat man noch den Effekt, dass die Intensität mit zunehmender Energie der Gammstrahlen stark abnimmt. Um für brauchbare Messungen genügend Photonen nachzuweisen braucht man also entsprechende Detektorflächen. Dies ist auf Satelliten natürlich nicht realisierbar. Da Gammastrahlung aber die Erdatmosphärische nicht durchdringen kann, ist ein direkter Nachweis nicht möglich. Grundsätzlich gibt es hierzu zwei verschiedene Methoden: Der Nachweis über Cerenkov-Strahlung und der Nachweis über sogenannte Luftschauer. Ein Vergleich beider Methoden ist in Tabelle 5.1 dargestellt. Luft- Cerenkov-Teleskop Luftschauerarray Energieschwelle < 200GeV > 50Gev Hintergrundunterdrückung 99,7% >50% Sichtfeld ca. 2 > 45 Nutzzeit 5-10% > 90% Tabelle 5.1: Vergleich von Cerenkov-Teleskopen und Luftschauerarrays. Die Nutzzeit von Cerenkov-Teleskopen ist so gering, weil sie nur in klaren Nächten betrieben werden können. Die Energien der kosmischer Strahlen (dies schließt auch geladene Partikel ein, z.b. Protonen und Elektronen) liegen im Bereich von einigen Gev bis hin zu TeV. Die entsprechenden Flüsse sind in Abbildung 5.1 dargestellt. Über die Herkunft des Knies und des Knöchels gibt es zwar Theorien, aber keine gesicherten Erkenntnisse. So gibt es beim Knie die Theorien, dass ein Wechsel des Ursprungs der Strahlung stattfinden, von galaktisch nach extragalaktisch. Oder ein Wechsel des Beschleunigungsmechanismus oder eine drastische Änderung der Elementzusammensetzung der Quelle. Auch teilchenphysikalische Aspekte (hadronische WW in der Atmosphäre ändert sich) werden angegeben. 5.1 Luft-Cerenkov-Strahlung Cerenkov-Strahlung entsteht, wenn sich elektrisch geladene Teilchen in einem Medium schneller als die Phasengeschwindigkeit des Lichts im selben Medium bewegen. Nun sind Gammaphotonen aber nicht geladen, es muss also noch einen weiteren Effekt geben, damit Gammastrahlung über das Cerenkov-Licht nachweisbar wird: Treffen Energiereiche Teilchen auf die Erdatmosphäre, so entstehen zunächst Sekundärteilchen. Diese Sekundärteilchen sind ebenfalls sehr energiereich und bilden ihrerseits wieder Sekundärteilchen. Dieser Prozess wiederholt sich, bis die durchschnittliche Teilchenenergie 27

28 Abbildung 5.1: Fluß-Energie-Diagramm unter 80 MeV gesunken ist, die Kaskade beginnt zu sterben. Da sich in diesem sogenannten Luftschauer auch viele elektrisch geladenene Teilchen befinden und sich so gut wie alle alle Teilchen mit relativistischen Geschwindigkeiten bewegen, kommt es zur Cerenkov-Strahlung. Die Lichtblitze sind allerdings nur sehr kurz ( 5ns). Insbesondere zu erwähnen wäre hier das HEGRA-Experiment: HEGRA-Experiment: Mittlerweile wurden die HEGRA-Teleskope wieder abgebaut (2002) und durch das Nachfolgeprojekt MAGIC (Major Atmospheric Gamma-Ray Immaging Cerenkov-Telescope) ersetzt. Trotzdem sollen hier einige Daten von HEGRA angeführt werden. In den Abbildungen 5.2 und 5.3 sind HEGRA bzw. MAGIC dargestellt. Krebsnebel: Energie-Spektrum Einschränkung der Größe der Emissionsregion Einschränkung der Magnetfeldstärke der Emissionsregion Einschränkung des Anteils gepulster Strahlung 28

29 Super-Nova-Überreste: erstmaliger Nachweis von TeV-Photonen von Cas-A Einschränkung des Magnetfeldes von Tychos SNR (supernova remnant) Emission/Quellen in der galaktischen Scheibe: Großteil der galaktischen Scheibe ohne Quellen mit Flüssen von mehr als 1/3 des Krebsnebels Diffuse Emission in der galaktischen Ebene nicht nachweisbar Extragalaktische Objekte Nachweis von TeV-Photonen von Mkn 501 und Mkn 421 Rasche Variabilität der Leuchtkraft (teilweise innerhalb von Stunden) Energie-Spektren erstrecken sich bis jenseits von 16 TeV Drastische Einschränkungen an das extragalaktische Infrarot-Strahlungsfeld (TeV-Astrophysik erlaubt einzigartigen Zugang zu der direkt nur schwer messbaren Intensität des extragalaktischen Photonfelds) Aus zeitgleicher Beobachtungen mit Röntgen-Satelliten lassen sich Parameter in der Emissionsregion bestimmen (Magnetfeld, Ausdehnung, Dichte des Elektron-Positron-Plasmas etc.) Abbildung 5.2: Eines der fünf optischen Teleskope von HEGRA zur Vermessung der Cerenkov- Strahlung Abbildung 5.3: Das Nachfolgetelskop von HEGRA: MAGIC 5.2 Luftschauer Bei der Nachweismethode über Luftschauer wird nicht die Cerenkov-Strahlung gemessen, sondern direkt die Sekundärteilchen über Szintillationsdetektoren. Der größte Vorteil von 29

30 Luftschauerdetektion ist die Wetterunabhängigkeit und das große Sichtfeld. Sowohl bei der Cerenkov-Strahlung als auch bei der Detektion von Sekundärteilchen des Luftschauers, sind die zwei Strahlungsarten (Gamma- und hadronische Strahlung) leicht zu unterscheiden (siehe Abbildung 5.4). War das Primärteilchen ein Photon, so entstehen Elektronen, Positronen und Gammaquanten. War das Primärteilchen ein Nukleon, so entstehen Elektronen, Positronen, Myonen, Neutrinos und Hadronen. Auch hier soll ein Beispiel eines Experiments herausgegriffen werden: Abbildung 5.4: Luftschauersimulation von Gammastrahlung und Protonenstrahlung Milago: Im strengen Sinne ist Milagro kein reiner Luftschauerdetektor. Diese bestehen meist nur aus einfachen Szintillationsarrays. Im Gegensatz dazu besteht Milagro aus einem Wasserbecken der Größe eines Fußballfeldes und ist 8m tief. Eine Abschirmung von sichtbaren Licht verhindert Störquellen. Die Detektion findet über die Wasser- Cerenkov-Strahlung statt, da Wasser einen wesentlich höheren Brechungsindex als Luft hat. Folglich steigt damit auch die Photonenanzahl pro durchlaufener Weglänge für geladene Teilchen. Außerdem werden auch im Luftschauer noch vorhandene Gammastrahlen detektiert, da diese dann im Wasser noch wechselwirken und Elektron-Positron-Paare bilden können. Milagro besteht aus einem zentralen See ( 5000m 2 ) mit 723 Photodetektoren und 175 sogenannten outtriggers. Insgesamt ergibt sich so ein Beobachtungsareal von ca m 2. Durch diese Konstruktion hat Milagro eine untere Energieschwelle im Bereich von einem TeV. 30

31 Abbildung 5.5: Luftbild Milagro-Gebäudes und den outtriggers Abbildung 5.6: Innenansicht des Milagro- Experiments In den Abbildungen 5.5 und 5.6 ist der Gebäudekomplex mit den outtriggers (rote Punkte) bzw. eine Inneansicht des Detektors gezeigt. Kernziele von Milagro sind die Erforschung von aktiven galaktische Kernen (AGN, active galactic nuclei), GRBs, v.a. Entfernungsmessungen über Absorption durch ISM und Sonnenaktivitäten. 31

32 6 Nahe Zukunft - GLAST Im September 2007 ist der Start von GLAST, einem internationalen Satelliten, geplant, ddessenhauptaufgabe die Fortsetzung der Forschungsarbeit von CGRO ist. Während EGRET einen Überblick über die Gammaquellen verschaffte, aber viele Quellen unidentifiziert ließ, soll GLAST nach einer einjährigen Kalibrierungsphase, die entdeckten Quellen identifizieren und näher untersuchen. Die Forschungsbereiche von GLAST sind: Aktive galaktische Kerne und Blazare Gamma-Bursts Pulsare Sonneneruptionen Unidentifizierte Gamma-Quellen Kosmologie und Teilchenastrophysik 6.1 LAT (Large Area Telescope) LAT besteht aus dem Precision Tracker (siehe Abbildung 6.1), einem CsI(Tl)-Kalorimeter und einem Anticoincidence Detektor. Der Precision Tracker ist eine wesentliche Weiterentwicklung im Vergleich zu der Funkenkammer von EGRET, deren Technik schon beim Start von CGRO veraltert war. Er besteht aus einer 4x4-Anordnung von Türmen, geschichtet aus Silizium-Streifen- Detektoren (SSD) und dünnen Bleiplatten als Konverter. In jedem Modul befinden sich 19 Paare von Siliziumschichten deren Streifen senkrecht zueinander ausgerichtet sind. So kann in einem Modul die Position den erzeugten Positrons in x- und y-richtung 32

33 Abbildung 6.1: LAT bestimmt werden und durch die Positionen in mehreren Modulen schließlich die Richtung des einfallenden Gammaphotons. Die Genauigkeit der Richtungsbestimmung wird abhängig von Einfallswinkel und Energie zwischen 0.5 und 5 arcmin betragen - fast um den Faktor 10 höher als bei EGRET. 6.2 GBM (GLAST Burst Monitor) Abbildung 6.2: GBM Der Glast Burst Monitor besteht aus 12 NaI und 2 BGO (Bismut Germaniumoxid) Szintillationsetektoren. Die NaI-Detektoren bestehen jeweils aus einem NaI-Kristall mit einem Durchmesser und einer Dicke von 12.7cm und einer PNT und decken den Energiebereich von 5keV 1MeV ab. Die BGO-Detektoren bestehen jeweils einem BGO-Kristall 33

34 mit einem Durchmesser und einer Dicke von 12.7cm, der von 2 PMT s beobachtet wird. Sie decken den Energiebereich von 150keV bis 30MeV ab. Die Kombination aus den beiden Detektoren ergibt eine Charakteristik ähnlich der von BATSE, allerdings mit größerem Energiebereich. Ziel erwartet Energiebereich 5keV 30MeV 8keV 30MeV Energieauflösung 1MeV < < Effektive Detektorfläche NaI: > 50cm NaI: 48 78cm BGO: > 95cm 2 On-board GRB Lokalisation 15 Genauigkeit in 2sec < 15 in 1.8sec On-ground GRB Empfindlichkeit 0.3 Photonen /cm Photonen /cm 2 On-board GRB Empfindlichkeit 0.75 Photonen /cm Photonen /cm 2 Blickfeld 10sr 9sr Tabelle 6.1: Leistung von GBM Es wird erwartet, dass GBM mit diesen Spezifikationen 200 Bursts /Jahr detektiert, von denen ca. 60 im Sichtfeld von LAT liegen. 34

35 Literaturverzeichnis [1] CGRO science support center. html [2] ESA [3] mit Radionukliden. science/lines/26al/radioact_mpg-www_rev2.html [4] Gamma-ray Astronomy Satellites & Missions. docs/sats_n_data/gamma_missions.html [5] Institut für Astronomie und Astrophysik Tübingen (IAAT). uni-tuebingen.de/ [6] INTEGRAL - Das europäische Gamma-Observatorium. fachprog/extraterrestrik/integral/ [7] INTEGRAL Pictures Gallery and Picture Of the Month (POM) Archive. iframe&fcontent= [8] Milagro. [9] NASA/Gamma-Ray Astronomy Team Home Page. gov/ [10] NASA/GSFC/GCN. [11] Andritschke, Robert: Aufbau und Eichung der Kalorimeter für das Gammateleskop MEGA, TU München, Diplomarbeit, 2000 [12] Curland, Alexander Prinz B.: Search for Atmospheric Muon-Neutrinos and Extraterrestric Neutrino Point Sources in the 1997 AMANDA-B10 Data, Humboldt Universität Berlin, Diss., 2002 [13] Dreischer, Claus: Entwicklung und Test einer Hardware-Elektronik für das IBIS Experiments an Bord des ESA-Satelliten INTEGRAL, Eberhard-Karls-Universität Tübingen, Diplomarbeit, 2001 [14] Fritz, Sonja: Die INTEGRAL Galactic Plane Scans, Universität Tübingen, Diplomarbeit, 2004 [15] Kaneko, Yuki: Spectral Studies of Gamma-Ray Bursts, Huntsville, Alabama, Diss.,

36 [16] Müller, Markus: Untersuchung unbegleiteter Hadronen in durch kosmische Strahlung induzierten Luftschauern im Bereich bis zu einem PeV, Forschungszentrum Karlsruhe, Diss., 2003 [17] NASA/GSFC: HEASRC: Observatories. observatories.html. Version: 2007 [18] Schiricke, Björn: Suche nach TeV-γ-Emission von galaktischen Objekten mit den HEGRA-Cherenkov-Teleskopen, Universität Hamburg, Diplomarbeit, 2002 [19] Steinle, H.: COMPTEL old and new. In: Giovannelli, F. (Hrsg.) ; Mannocchi, G. (Hrsg.): Frontier Objects in Astrophysics and Particle Physics, Vulcano Workshop, held May, Edited by F. Giovannelli and G. Mannocchi. Italian Physical Society, 2001., p.183, 2001, S [20] Winkler, Christof: Scientific highlights from INTEGRAL,