Strahlungsdetektoren für astrophysikalische Messungen

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1 Strahlungsdetektoren für astrophysikalische Messungen Inhalt: 1. Einleitung 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen? 3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung 4. Nachweis kosmischer Teilchen 5. Zusammenfassung Lehrerfortbildung, Dresden Paulo Crespo 1

2 1. Einleitung: Astrophysikalische Messungen Warum? Um Daten über die Sterne zu gewinnen und zu bestimmen! Aus Kerne und Sterne (Vortrag Dr. A. Wagner) Wie werden die angezeigten Daten nachgewiesen? Absorptionsspektren von Sternen (zusammen mit Kenntnissen der Kern- und Atomphysik): Angström (Å) Mehr Infos: Ref. 1, pp

3 1. Einleitung: Astrophysikalische Messungen Warum? Um Daten über kosmische Magnetfelder zu gewinnen. zirkular polarisiertes Infrarotlicht (2.2 µm) aus den Orion molecular clouds (OMC-1) w = c ecb E e Siehe Kosmische Magnetfelder (Vortrag Dr. F. Stefani), E γ enhcb = E e w c : Zyklotronfrequenz E e : Energie des Elektrons B : Magnetfeld des kosmischen Objektes E γ : Energie des polarisierten Photons n : Ordnung der harmonische Frequenz 3 Dec: Deklination RA : Rektaszension Mehr Infos: Ref. 6 Mehr Infos: Ref. 5

4 Was wird gemessen? 1. Einleitung: Astrophysikalische Messungen Elektromagnetische (EM) Strahlung - Fluss, Energiespektren (damit kosmische Temperaturen ), Dopplerverschiebung, - Zeitaufgelöste Spektroskopie (z.b. Supernovae ), Signalperiode Π (z.b. Pulsare ) - Polarisierung des Lichts (Hinweis auf kosmische Magnetfelder Π ) Teilchen - Geladenen Teilchen - Antiteilchen - Neutrale Teilchen (Neutrinos) Messungen von Gravitationswellen Suche nach exotischen Teilchen χ χ werden nicht erläutert Mehr Infos: Ref. 2 χ Π siehe Vortrag Dr. Wagner Dr. Stefani 4

5 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen? Elektromagnetische Strahlung Absorption in der Atmosphäre der Erde Energie λ 100 % Transmission 100 % Absorption O. Jäkel, DKFZ Moleküle: H 2 O, O 2, O 3, CO 2, N 2, N Mehr Infos: Ref. 1, pp

6 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen? Geladene Teilchen Teilchenablenkung durch das Erdmagnetfeld S = pc Ze = M R dip 2 height = cos 4 θ M ( ), cosα cos θ + 1 M Magnetischer Südpol M dip REarth 9 Volt S : magnetische Steifigkeit R height : Radius in bestimmter Höhe M dip : Dipolmoment der Erde θ M : Magnetische Breite α : Auftreffwinkel zur Erdoberfläche Mehr Infos: Ref. 1, pp. 225 Ref. 2 Magnetischer Nordpol 6

7 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen? Geladene Teilchen Teilchenablenkung durch das Erdmagnetfeld (E > 100 MeV bei 400 km) ±θ M ±θ M Mehr Info: Ref. 8 Protonenfluss 7 ±θ M

8 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen? Geladene Teilchen Sehr hohe Energien ( 1 TeV): Voraussetzungen zum Nachweis 8

9 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen? Geladene Teilchen Sehr hohe Energien ( 1 TeV): Physikalische Prozesse in die Atmosphäre, Nachweis in der Atmosphäre: - Čerenkov-Strahlung - Extensive air-showers (Matrix aus Detektoren) - Fluoreszenz von N 2 Nachweis mit Detektoren im Weltraum (wie im Labor): - EM- oder Hadronen-Kaskaden (Kalorimetrie) - Spektrometer (Magnetfeld + Tracker + Flugzeitmessungen) - Čerenkov-basierte Detektoren - Übergangsstrahlung Mehr Info: Ref. 9 wie bei dichten Targets 9 Primär γ EM Kaskade EM Kaskade Atomkern in der Atmosphäre Nukleonen (K ±, ) Kosmische Teilchen Nukleonen (K ±, ) EM Kaskade

10 3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung Grundlagen Warum sind verschiedenen Detektoren notwendig: Specific absorption (cm 2 /g) Specific absorption O. Jäkel, (cm^2 DKFZ / g) Photon absorption in silicon oxide Silicon oxide (SiO 2 ) Coherent scattering Total Photoelectric absorption Compton scattering Nuclear pair production Electron pair production Photon energy 1keV 1MeV Photon energy 1GeV Radiowellen sichtbares Spektrum Röntgen Gamma 10

11 3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung Radioastronomie Fokussierung: θ = θ λ D λ D Cassegrain Fokussierung Empfänger : Winkelauflösung : Wellenlänge des Strahls : Durchmesser des Parabolspiegels O. Jäkel, DKFZ Detektor (Empfänger): Horn Mehr Infos: Ref. 7 11

12 3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung Optische Astronomie Lichtnachweis durch p-n Übergang im Halbleiter O. Jäkel, DKFZ Rekombination jedes erzeugten e - h + Paares durch Phononen Sperrschicht: Jedes e - h + Paar wird sofort getrennt (messbares Signal) Driftzone: Rekombination (Phononen) oder Signalerzeugung sind möglich 12

13 3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung Optische Astronomie Häufigster Detektor: der CCD (Charge-coupled Device) wichtiger Vorteil: - Auslesen einer Multipixelmatrix ist mit wenigen Transfer-Gates möglich O. Jäkel, DKFZ Mehr Infos: Ref. 1, pp. 362 Ref. 4 13

14 3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung Röntgenastronomie Chandra Röntgenteleskop Chandra-Röntgenspiegel O. Jäkel, DKFZ Mehr Info: Ref

15 3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung Chandra Röntgendetektor (HRC = High Resolution Camera) Röntgenastronomie O. Jäkel, DKFZ 15

16 3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung Gamma-Astronomie EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope): Messung mit Richtungsinformation (E γ > 10 MeV EM shower) O. Jäkel, DKFZ Mehr Info: Ref

17 4. Nachweis kosmischer Teilchen Grundlagen O. Jäkel, DKFZ Mehr Info: Ref. 10, 11 17

18 4. Nachweis kosmischer Teilchen Weltraumgestützte Experimente Space-borne Spektrometer: AMS (Alpha Magnetic Spectrometer) O. Jäkel, DKFZ SRD : synchrotron radiation detector TRD : transition radiation detector ToF : time of flight (Geschwindigkeit) RICH : ring-imaging Čerenkov Ecal : EM calorimeter Ziel: Nachweis von - Antimaterie - Dunkle Materie - Zusammensetzung der kosmischen Strahlung Aerogel radiator Autor: Mehr Info: R. Becker, CERN p p + e + Ref

19 5. Zusammenfassung Astrophysikalische Messungen - Kosmologische Modelle basieren auf Daten kern- und atomphysikalischer Experimente - Die Resultate dieser Modelle werden durch astrophysikalische Messungen überprüft Daten kern- und atomphysikalischer Experimente Kosmologische Modelle (Urknall und Entwicklung des Universums, Galaxien- Bildung, Sternentwicklung, Nukleosynthese, kosmische Magnetfelder, ) Astrophysikalische Messungen Resultate (Element- und Isotopenhäufigkeiten, Dopplerverschiebung, Dauer von Supernovae Prozessen, ) 19

20 5. Zusammenfassung Astrophysikalische Detektoren - Abdeckung eines großen Energiebereiches - Nutzung verschiedener physikalischer Prozesse Mehrere Arten von Detektoren sind notwendig Detektorentwicklung ist notwendig um bessere Ergebnisse zu erhalten und damit offene physikalische Fragen zu beantworten - Ortsauflösung - Nachweisempfindlichkeit - Energieauflösung z.b.: Anisotropie des kosmischen Untergrundes: COBE Wilkinson Microwave Anisotropy Probe Entfernte Supernovae: sehr hohe Rotverschiebung 20

21 Danksagung Literatur Danksagung und Literatur Martin Erhard 1, Prof. Eckart Grosse 1,2, Dr. Frank Stefani 1, Dr. Andreas Wagner 1 1Forschungszentrum Rossendorf, 2Technische Universität Dresden Ref 1: M. V. Zombeck, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics, 2 nd Ed., Cambridge University Press, Cambridge, 1990 Ref 2: H.V. Klapdor-Kleingrothaus, K. Zuber, Particle Astrophysics, Rev. Ed., IOP, Bristol, 2000 Ref 3: Ref 4: Ref 5: Bailey et al., Science 281 (1998) 672; Rubenstein et al., Science 283 (1999) 1415 Ref 6: I. Ridpath, Oxford Dictionary of Astronomy, Oxford University Press, Oxford, 1997 Ref 7: Ref 8: The AMS collaboration, Phys. Lett. B 472 (2000) 215 Ref: 9: R. Bock and A. Vasilescu, The Particle Detector BriefBook, Springer-Verlag, Berlin, Ref. 10: K. Hagira et al., Review of Particle Physics, Phys. Rev. D, 66 (2002) Ref. 11: Leo, Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments, Rev. Ed., Springer-Verlag, Berlin, 1994 Ref. 12: Ref. 13: Ref. 14: 21