Kosmische Strahlung von explodierenden Sternen und schwarzen Löchern. A. Lindner DESY Abendvorlesung Astroteilchenphysik

Transkript

1 Astroteilchenphysik Kosmische Strahlung von explodierenden Sternen und schwarzen Löchern Entdeckung der kosmischen Strahlung Theoretische Vorstellungen zum Ursprung Messverfahren und Ergebnisse geladene kosmische Strahlung TeV -Astronomie Zukunftsaussichten Anwendungen Das Programm 1

2 Die kosmische Strahlung (CR) Entdeckung und Geschichte Die Entdeckung der kosmischen Strahlung I Eine einfache experimentelle Frage: Was passiert mit einem aufgeladenen Elektroskop? t = 0 t > 0 Die Ladung verschwindet mit der Zeit aufgrund von Ladung (Ionen) in der Luft! 2

3 Die Entdeckung der kosmischen Strahlung II Frage: Warum ist die Luft ionisiert? Antwort (1912): Radioaktivität im Erdboden! Experimentelle Überprüfung: Messe Ionisation der Luft abhängig von der Höhe! Die Entdeckung der kosmischen Strahlung III Höhe [m] Ionisation Ionisation der der Luft Luft , , Ionisation Viktor F. Hess 1912: Die Ionisation der Luft steigt mit zunehmender Höhe wieder schnell an! 3

4 Victor F. Hess 1912: Die Ergebnisse der vorliegenden Beobachtungen scheinen am ehesten durch die Annahme erklärt werden zu können, daß eine Strahlung von sehr hoher Durchdringungskraft von oben her in unsere Atmosphäre eindringt, und auch noch in deren untersten Schichten einen Teil der in geschlossenen Gefäßen beobachteten Ionisation hervorruft. Die Intensität dieser Strahlung scheint zeitlichen Schwankungen unterworfen zu sein, welche bei einstündigen Ablesungsintervallen noch erkennbar sind. Da ich im Ballon weder bei Nacht noch bei einer Sonnenfinsternis eine Verringerung der Strahlung fand, so kann man wohl kaum die Sonne als Ursache dieser hypothetischen Strahlung ansehen, wenigstens solange man nur an eine direkte γ-strahlung mit geradliniger Fortpflanzung denkt. Physik. Zeitschr. 13, 1084 (1912) A. H. Compton,, 1932: Woraus besteht die kosmische Strahlung? Variation des Flusses der kosmischen Strahlung mit dem Breitengrad: Die kosmische Strahlung besteht aus geladenen Teilchen! 4

5 Kosmische Strahlung: Teilchen von der Sonne? Messungen des SOHO- Satelliten Energien der Sonnenteilchen relativ niedrig, nicht ausreichend zur Erklärung der Ionisation der Luft! Messung der kosmischer Teilchen Funkenkammer: Nebelkammer: Mit Funken- und Nebelkammern: Nachweis einzelner Teilchen 5

6 Die Geburt der Hochenergiephysik Erste Entdeckungen des Teilchenzoos in Analysen der kosmischen Strahlung. 1932: Positron (Antimaterie!) 1937: Myonen 1947: Pionen, Λ, K 1952: Ξ-, Σ+ 1971: Charm (?) 1936: Nobelpreise für Hess und Anderson V. F. Hess: Entdeckung der kosmischen Strahlung (1912) C. D. Anderson: Entdeckung des Positrons in der kosmischen Strahlung (1932) 6

7 P. Auger 1938: Ausgedehnte Luftschauer Theorie Messung Teilchen erreichen nahezu gleichzeitig Detektoren mit bis zu 300 m Abstand. Die Teilchen müssen einen gemeinsamen Ursprung haben. Hochenergetische Primärteilchen lösen in der Luft Schauer sekundärer Teilchen aus, die den Boden erreichen Energie bis über ev = 1000 HERA(Protonen) Ausgedehnte Luftschauer Hochenergetische primäre Teilchen der kosmischen Strahlung wechselwirken mit den Atomen der Erdatmosphäre Sekundäre Teilchen werden erzeugt, die in weiteren Reaktionen weitere Teilchen produzieren. Entstehung einer Teilchenlawine. Teilchen- Pfannkuchen erreicht mit (fast) Lichtgeschwindigkeit den Erdboden. 7

8 Energien in der kosmischen Strahlung (CR) Einfaches Spektrum der Form E -α Energien bis über ev (= HERA(Protonen)) Mikroskopische Teilchen mit makroskopische Energien. HERA (p) Wirkung von ev: Full Name: Randall David Johnson Height: Weight: 231 lbs. Bats: Right. Throws: Left. Pos: SP. Born: September 10, 1963, Walnut Creek, CA, College: USC 2004 Salary: $16,500,000. Woher kommt die kosmische Strahlung (CR)? theoretische Überlegungen 8

9 Temperaturen und Energien im Kosmos Zusammenhang von Temperatur und Energie: Je heißer, desto höher die Energie der Wärmestrahlung, bei der die maximale Intensität abgestrahlt wird. Wien sche Gesetz: E max [ev] = 0, T[K] CR: Es gibt keine ausreichend heiße Stellen im Kosmos! CR-Spektrum Wärmestrahlung Das Energiespektrum der CR ist völlig anders als ein Planck- Spektrum der Wärmestrahlung. Planck-Spektrum 9

10 Ursprung der kosmischen Strahlung Die kosmische Strahlung kann aufgrund der hohen Energien und der Form des Spektrums nicht aus Gleichgewichtsprozessen (z.b. Sternleuchten ) stammen. Höchste Energien werden in blitzartigen Ereignissen, Explosionen oder kosmischen Beschleunigern erzeugt. Kosmische Strahlung: Blick in das turbulente (violent) Universum Klassische Astronomie: Gleichgewichtsuniversum Denkbare galaktische Beschleuniger Cas. A Supernova-Reste entwickeln Schockfronten im interstellaren Medium. In den Schockfronten finden turbulente Prozesse statt, sichtbar in Radiound Röntgenstrahlung. Sind dies die kosmischen Beschleuniger? 10

11 Schockbeschleunigung Supernova-Explosion Schockfront zum interstellaren Medium Naive Modell Teilchen surfen auf interstellaren Schockwellen Vorgeschlagen von E. Fermi 1949: Energiegewinn pro Querung: ΔE = E (1+d) Wahrscheinlichkeit für Entkommen aus dem Bereich der Schockfront: P esc Viele Querungen: N(E) ~ E -α mit α = ln(1/(1- P esc ))/ln(1+d) + 1 Potenzspektrum mit α 2 (Cas. A) Kandidaten für kosmische Beschleuniger Maximal erreichbare Energie: Stärke und Ausdehnung des Magnetfeldes, Ladung des Teilchens. E max Z B L Bislang meist nur theoretische Möglichkeiten! 11

12 Ursprung der kosmische Strahlung: Theoretische Überlegungen: Teilchen werden an Schockfronten beschleunigt Mögliche Kandidaten sind denkbar Die Herausforderung: experimentelle Beweise! Intermezzo: Was ist Astroteilchenphysik? Versuch einer Zusammenstellung: Lerne Teilchenphysik aus astrophysikalischen Beobachtungen Neutrinoeigenschaften, neue Arten von Materie und Energie, Wirkungsquerschnitte bei höchsten Energien, Zeitvariationen von Natur konstanten, Struktur von Raum und Zeit, Anwendung von Techniken der Teilchenphysik auf die Astrophysik: Kalorimeter und Spurdetektoren auf Satelliten und Ballonen, bodengestützte Teilchen- und Cherenkovlichtdetektoren zur Messung der CR, Handhabung großer Datenmengen, TeV-Astronomie, Astronomie mit Neutrinos, Kosmologie mit den Erkenntnissen der Teilchenphysik: Urknall-Theorie, Nukleonsynthese, Kandidaten für die dunkle Materie 12

13 Laboratorien der Astroteilchenphysik (die wahre Motivation?) Ungewöhnliche Orte und etwas Abendteuer. Kollaborationen in der Astroteilchenphysik Ungefähr eine Größenordnung kleiner als in der Teilchenphysik MAGIC (Astroteilchenphysik) ATLAS (Teilchenpyhsik) 13

14 Messungen der geladenen kosmische Strahlung: Messprinzip Luftschauer Ergebnisse im Energiebereich des Knies Ergebnisse bei höchsten Energien Die experimentelle Problematik Niedrige Teilchenflüsse: Knie: 1 Teilchen / m 2 /Jahr Knöchel: 1 Teilchen / km 2 /Jahr 1/m 2 /Jahr Keine direkten Beobachtungen z.b. über Satelliten möglich 1/km 2 /Jahr Einzige Möglichkeit: Eigenschaften der Primärteilchen über Analyse der Luftschauer 14

15 Messprinzip Luftschauer Die experimentelle Herausforderung Aus der Beobachtung eines Luftschauers: Richtung, Energie und Masse nbereich des Primärteilchens auf statistischer Basis Detailsimulation eines Schauers, Beobachtung von unten, Gitter bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit e ±, γ, μ ±, π, K, p, n, N 15

16 KASCADE: ein Experiment zum CR-Knie KArlsruhe Shower Core and Array DEtector KASCADE (1) Messe möglichst viele Komponenten des Luftschauers: Elektronen und Photonen Myonen 16

17 KASCADE (2) 320 m 2 großes Zentralkalorimeter Ein 12 TeV Hadron: Eine Luftschauer-Messung Teilchenzahlverteilung Energie Ankunftszeit der Schauerfront Richtung 17

18 Himmelskarte mit kosmischer Strahlung sichtbares Licht Naive Vorstellung für CR Experimentelles Ergebnis Richtungsbestimmung der (geladenen) kosmischen Strahlung: Keine kosmischen Beschleuniger direkt identifizierbar! Warum ist die CR isotrop verteilt? Geladene Teilchen werden durch Magnetfelder abgelenkt p+p π o +X γγ Beschleuniger nicht direkt durch geladene CR sichtbar Anzahl neutraler CR zu klein, um z.b. mit KASCADE Beschleuniger direkt zu identifizieren Und nun? 18

19 Strategien zur Identifizierung der Beschleuniger 1. Selektion von hochenergetischen Photonen aus der kosmischen Strahlung später 2. Detailanalysen der geladenen CR und Vergleich mit Modellen Strategien zur Identifizierung der Beschleuniger Detailanalysen der geladenen CR und Vergleich mit Modellen Modifikation Annahme über CR-Primärteilchen Simulation Luftschauer Problem: Zwei Stellschrauben! Vorhersage Messergebnisse Experimentelle Resultate unterschiedlich Vergleich identisch Vergleiche Eigenschaften CR mit Vorhersagen der Beschleunigermodelle 19

20 Selektion von geeigneten Luftschauersimulationen Mühsame Selektion und Anpassung geeigneter Luftschauersimulationen, aber anscheinend (langsame) Konvergenz. Keine drastischen Inkonsistenzen zwischen Daten und Modellen. HEP und Luftschauersimulationen s LHC (pp) HEP-Experimente: Verfügbare Schwerpunktsenergie reicht über Knie hinaus, aber Raumwinkelabdeckung zu klein, um Luftschauersimulationen zu überprüfen. 20

21 Ergebnisse zum Knie Knie in leichter ( Proton ) und schwere ( Eisen ) Komponente der CR kompatibel mit: E max Z B L Messungen kompatibel mit Schock-Beschleunigung der CR in Supernova- Überresten Modell Beschleunigung in Supernova- Überresten Leckage aus Galaxie Neuartige Wechselwirkung in der Atmosphäre Überblick: Erklärungen für das Knie Pro Unterschiedliche Massengruppen: E(Knie) Z Größe der Änderung des Spektralindex am Knie Unterschiedliche Massengruppen: E(Knie) Z Contra Größe der Änderung des Spektralindex am Knie Unterschiedliche Massengruppen: E(Knie) Z Keine großen Diskrepanzen zwischen Simulation und Daten Identifikation der Beschleuniger nur durch direkten Nachweis (Photonen, Neutrinos)? Noch keine endgültige Entscheidung möglich 21

22 Vom Knie zu höchsten Energien Bis zum Knie Schockbeschleunigung an Supernova-Überresten (?) Woher stammt die CR bei höheren und höchsten Energien? Neue experimentelle Herausforderungen KASCADE AUGER Detektorfläche: 10 4 m m 2 (Noch) größere Unsicherheiten in den Schauersimulationen 22

23 und Chancen CR bei höchsten Energien werden nicht mehr stark durch Magnetfelder abgelenkt. Ist Astronomie möglich? Neue Messmöglichkeit: Szintillationslicht, das durch den Luftschauer in der Atmosphäre erzeugt wird. Messung der gesamten Schauerentwicklung! Bisherige Ergebnisse bei höchsten Energien I Ankunftsrichtungen: AGASA (4-10) ev > ev Galaktischer Äquator Supergalaktische Ebene keine Anhäufungen sichtbar! Beschleuniger sehr weit entfernt? sehr wenig Statistik! 23

24 Bisherige Ergebnisse bei höchsten Energien II Energiespektrum: Wenn sich die Beschleuniger der CR bei höchsten Energien in kosmologischen Distanzen befinden (wie aufgrund fehlender Anhäufungen erwartet), dürften Teilchen mit E > ev aufgrund Reaktionen mit der kosmischen Hintergrundstrahlung nicht bei uns ankommen. Greisen-Zatsepin-Kuz'min: Das Universum ist für CR mit höchsten Energien nicht transparent, da es zu Photoproduktion von Pionen kommt: N + γ N' + n π mit Photonen der kosmischen Hintergrundstrahlung (E γ =10-3 ev): Photoproduktion für E(N) > ev Mittlere freie Weglänge: nur 30 Millionen Lichtjahre Der GZK-Cutoff 24

25 Bisherige Ergebnisse bei höchsten Energien II Energiespektrum: Wenn sich die Beschleuniger der CR bei höchsten Energien in kosmologischen Distanzen befinden (wie aufgrund fehlender Anhäufungen erwartet), dürften Teilchen mit E > ev aufgrund Reaktionen mit der kosmischen Hintergrundstrahlung nicht bei uns ankommen. Widerspruch! Warum gibt es CR mit E > ev? Sind die Beschleuniger doch kosmologisch nahe bei und gleichzeitig die Magnetfelder viel stärker als vermutet? Stammen die höchstenergetischen Teilchen aus Zerfällen exotischer Reste des Urknalls? Ist die Lorentz-Invarianz verletzt? Sind die Beobachtungen falsch? Mehr Daten! 25

26 Das Pierre Auger Observatorium Deutlich verbesserte Statistik Durch Messung von Szintillationslicht viel bessere Systematik bei Energiebestimmung Klärung des GZK-Problems in wenigen Jahren? Zweites Observatorium in Utah geplant Die neue Astronomie Licht mit Energien größer als 100 GeV 26

27 Motivation für Astronomie bei E > 100 GeV Geladene Teilchen werden durch Magnetfelder abgelenkt p+p π o +X γγ Indirekte Identifikation der galaktischen Beschleuniger (Supernova-Überreste) durch Analysen der geladenen kosmischen Strahlung problematisch Suche nach hochenergetischen Photonen, die am Beschleuniger erzeugt werden Neue experimentelle Methoden notwendig! Instrumente für GeV-TeV Photonen Die Herausforderung: Photonenfluß des Krebsnebels (hellste galaktische Quelle im GeV-TeV Bereich) F(E γ > 500GeV) = 10 /m 2 /Jahr Nicht mit Satelliten messbar! Die Lösung: Messe durch Photonen ausgelöste Luftschauer! Selektion von Photonschauern Möglichst niedrige Energieschwelle, um maximalen Photonzahl zu detektieren. 27

28 Proton- und Photonschauer Photoninduzierte Luftschauer sind gegenüber protoninduzierten nur aus Elektronen, Positronen und Photonen zusammengesetzt, viel kompakter, viel gleichmäßiger, klingen schneller ab. Detailsimulation von Schauern, Beobachtung von unten, Gitter bewegt sich mit Lichtgeschwindigkeit e ±, γ, μ ±, π, K, p, n, N Imaging Air Cherenkov Telescopes (IACTs IACTs) Cherenkov-Licht wird von geladenen Teilchen emittiert, die sich in einem Medium schneller als das Licht bewegen Messe das vom Luftschauer emittierte Cherenkov-Licht. Automatisch : Detektorfläche: 10 4 m m Teilchen aus Schauer müssen nicht den Boden erreichen niedrige Energieschwelle Nur in klaren, mondlosen Nächten! 28

29 IACT Beispiel: Das HEGRA Experiment Segmentierter Spiegel (Anforderungen viel geringer als für optische Astronomie) Kamera aus hunderten Photomultiplier, um die sehr schwachen und sehr kurzen Cherenkov-Lichtblitze zu messen. Identifikation von Photonschauern Photonschauer sind Luftschauerbilder kompakter und homogener als durch Atomkerne ausgelöste Schauer Bildanalysen HESS γ Selektion von Photonen erfolgreich! Sehr gute Richtungsbestimmung CR 29

30 Noch besser : Stereo Beobachtung HEGRA Durch Kombination von unterschiedlichen Bildern des gleichen Luftschauers Verbesserungen von Photon-Selektion und Messpräzision: Für einzelne Photonen: σ E =10%, σ Θ <0.1 30

31 Der Krebsnebel (M1): die Standardkerze Überrest einer Supernova-Explosion aus dem Jahr 1054 Expansion in 30 Jahren Synchrotronstrahlung von Elektronen Compton-gestreute Photonen HESS: 4 10m-IACTs, Namibia Neue Experimente MAGIC: 17m IACT, La Palma (2003) 1989: Erste Beobachtung des Krebsnebels bei TeV Energien: 50h Beobachtungszeit (WHIPPLE, Arizona) 2003/2004: HESS und MAGIC Messung des Krebsnebels in 30s! 31

32 High Energy Stereoscopic System & Major Advanced Gamma ImagingCherenkov Telescope Schnell für Burst Ausrichtung der einzelnen Spiegel MAGIC HESS MAGIC Sensitiv auf Quellen mit < 1% des Flusses des Krebs-Nebel Beobachtungslücke zu Satellitenmessungen wird geschlossen Ergebnisse: galaktische Quellen (Auswahl) Krebs-Nebel Cas. A Gal. Zentrum (Elektron-Beschleuniger) (Kosmische Strahlung?) (Schockfronten?) (CR-Gas WW?) (Protonen am schwarzen Loch?) (Annihilation Dunkler Materie?) Hier: sind Supernova-Überreste die gesuchten Beschleuniger der kosmischen Strahlung? 32

33 Beobachtung: Korrelation von Röntgen- und TeV-Strahlung Synchrotronstrahlung von Elektronen Compton-gestreute Photonen Synchrotron-Emission von Röntgenstrahlung Inverse Compton- Streuung der Röntgenphotonen auf TeV-Energien Parameter: Stärke des Magnetfeldes Energie der Elektronen W. Hofmann, MPI Heidelberg Beschleunigung in Supernova-Überresten? SN 1006 Energy flux E 2 dn/de Electron population low B field (4 μg) Electrons + protons high B field (> 20 μg) π o ~ ρ 2 ISM IC ~ B -2 Photon energy [ev] 33

34 Kosmische Strahlung aus Supernova- Überreste Magnetfeld klein Elektronbeschleuniger Magnetfeld groß Elektron- und Kernbeschleuniger SN 1006, Berezhko, Ksenofontov, Völk, 2003 Cas A, Berezhko & Völk, 2004 Große Magnetfelder! [O(100 μg)] Chandra Cassiopeia A Chandra SN 1006 Fast 100 Jahre altes Rätsel der kosmischen Strahlung: Bald gelöst? HESS, MAGIC und Co. könnten die Antwort liefern Suche nach galaktischen Beschleunigern und entdecke extragalaktischer Quellen! Die Überraschung: TeV-Photonen aus entfernten Galaxien Hochvariabel Heller als der Krebs! 34

35 Extragalaktische Quellen: Active Galactic Nuclei (AGN) AGNs: schwarze Löcher mit bis zu Sonnenmassen Aufgrund Gravitation Einfall von Materie Relativistische Jets auf Rotationsachse des schwarzen Lochs Falls Jet auf Beobachter zeigt: TeV Photonen Beobachtung: enge Korrelation zwischen Röntgen- und TeV-Strahlung Was wird in AGNs beschleunigt? TeV-Emission von AGNs kann mit Elektronen erklärt werden. Beschleunigung von Kernen nicht ausgeschlossen, aber Beweis fehlt. 35

36 Analyse von AGN-Daten GZK GZK-Analogon Analogon : Reaktionen von TeV-Photonen Das Universum ist für hochenergetische Photonen nicht transparent: γ TeV γ background e + e - Wieso erreichen uns 10 TeV Photonen aus kosmologischen Distanzen? Gibt es unbekannte Eigenschaften der Quelle? Unerwartete Eigenschaften der intergalaktischen Strahlungsfelder? Lorentz-Invarianz verletzt? Mehr Daten! 36

37 Überraschung von HEGRA: H Entfernung: z=0,129 Vierfache Entfernung von Mkn 421, 501! Teilweise unsinnige Ergebnisse nach Absorptionskorrektur? IACTS: ein neuer Zweig der Astronomie Entdeckung der galaktischen Beschleuniger der kosmischen Strahlung Verständnis der aktiven galaktischen Kerne Photonen aus der Annihilation dunkler Materie Mehr Überraschungen? 37

38 Überraschung: unidentifizierte Quelle I HEGRA Überraschung: unidentifizierte Quelle II Februar 2004 März April / Mai HESS: 1: PSRB (eigentliches Ziel der Beobachtung) 2: Unbekanntes Objekt, Ausdehnung etwa 0,2 38

39 Resümee und Ausblick Woher stammt die kosmische Strahlung? GRB Unser heutiges Modell: Atomkerne werden an Schockwellen auf höchste Energien beschleunigt. Kandidaten für Beschleuniger: Beschleuniger Ausdehnung Magnetfeld Max. Energie Supernova- Überrest 100 pc G ev AGN Jets? 0,01 pc 10 G ev Gamma Ray Bursts (GRB)?? 100 km G ev 39

40 Das Spektrum der kosmischen Strahlung Durchbrüche in den nächsten Jahren durch neue Instrumente (HESS, MAGIC), Multiwavelength Kampagnen. Nächste Experiment-Generation wird bereits geplant: IACTs, geladene kosmische Strahlung bei kleinen und höchsten Energien. Ein ganz neues Fenster: Neutrino-Astronomie! Ausblick 40

41 AMANDA Geladene Teilchen werden durch Magnetfelder abgelenkt Neutrino-Astronomie p+p π + +X υμ + Smoking Gun für die Beschleunigung von Atomkernen: Entdeckung von kosmischen Neutrino-Quellen. DESY ist maßgeblich an Betrieb und Entwicklung entsprechender Experimente beteiligt: BAIKAL, AMANDA, ICECUBE (1km 3 ) Es funktioniert! Anwendungen 41

42 Projekte an Schulen Einfache Detektoren, die von Schülern betreut und durch Wissenschaftler koordiniert werden: HISPARC (Niederlande) (N)ALTA (Nordamerika) SESA (Schweden) EEE (Italien) Kombination von Didaktik und echter Wissenschaft! Was verbirgt sich im Inneren einer Pyramide? Idee: Durchleuchte eine Pyramide mit kosmischen Muonen Falls Hohlräume existieren, werden Muonen aus den entsprechenden Richtungen weniger absorbiert. Leider noch keine Ergebnisse! 42

43 Kosmische Strahlung und Erdklima Warum haben kleine Änderungen in der Intensität der Sonne relativ große Änderungen des Erdklimas zur Folge? Svensmark, Friis-Christensen (1997): Erhöhte Sonnenaktivität weniger CR weniger Ionisation in Luft weniger Wolken Missing Link zum Klimaverständnis? Anstelle einer Zusammenfassung 43

44 Astroteilchenphysik Vielseitig aufregend Astroteilchenphysik Feuer und Eis am HEGRA Experiment auf der Kanarischen Insel La Palma 44

45 und faszinierend! H1 bei HERA Wenn Größtes und Kleinstes so eng zusammenhängen, wie dies in der Astroteilchenphysik sichtbar ist: Fangen wir an, die Wirklichkeit zu begreifen? 45