Das Hess Experiment. Von Arne Schönwald Im Rahmen der VL Detektorphysik SoSe 2006

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1 Das Hess Experiment Von Arne Schönwald Im Rahmen der VL Detektorphysik SoSe 2006

2 Allgemeines I High Energy Stereoscopic System zu Ehren des Physikers Victor Franz Hess, der 1936 den Nobelpreis für die Entdeckung der kosmischen Höhenstrahlung erhielt Nambia, Khomas Hochland (1800 m) gute Beobachtung des galaktischen Zentrums möglich

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4 Allgemeines II 120 m Abstand zwischen Teleskopen optimiert für TeV-Schauer 13 m Spiegeldurchmesser Effektive Spiegelfläche 105 m2 (382 Einzelspiegel pro Teleskop) Auflösung: 0.1⁰ Energieauflösung: 20% Fertigstellung aller Teleskope 2004

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7 Beobachtungsgegenstand I Hochenergetische Teilchen- und GammaStrahlung im Bereich von 100 GeV bis 100 TeV

8 Beobachtungsgegenstand II da Gammastrahlung von der Atmosphäre absorbiert, bisher nur Weltraumteleskope Compton Gamma Ray Observatory (CGRO) :

9 Beobachtungsgegenstand III Energiespektrum der kosmischen Strahlung: dn/de ~ exp( -(α+1)) mit α ~ 1.7 für E ~ 106 GeV und α ~ 2.0 für E > 106 GeV

10 potentielle Quellen Supernovae Schwarze Löcher AGN Quasare Pulsare Galaxiencluster Akretionsscheiben???

11 Detektorphysik I Hess benutzt Atmosphäre als Detektormaterial um extrem hoch-energetische Gamma- und Teilchenstrahlung nachweisen Teilchen/Gammas treffen in 10 km Höhe auf Atmosphäre und beginnen zu schauern hadronisch/elektromagnetisch

12 Detektorphysik II

13 Detektorphysik III Öffnungswinkel des Schauers bei EM kleiner (Moliere-Radius 75 m) als bei SW bei SW schwere Sekundärteilchen und SubEM-Schauer Nachweiseffekt: Tscherenkov-Strahlung (kleiner Öffnungswinkel ) sehr einfache Unterscheidung zwischen Teilchen und Gammas durch unterschiedliche Bilder im Detektor

14 Detektorphysik IV

15 Detektorphysik V Hochenergie-Elektronen erzeugen in Luft ca. 45 Photonen pro Meter durch TS mit Maximum bei 300nm 1 TeV ca Photonen Erdboden ca. 100 Photonen/m^2 für 100 GeV bis 10 TeV liegt peak der TS in 7 bis 10 km Höhe, aus TS resultierende Lichtfront liegt im Bereich von 2 3 ns mit einer Entwicklungszeit um 10 ns Schauer benötigt aber Zeit im Mikrosekundenbereich um Erdoberfläche zu erreichen -> gut trennbar Spektrum : 1/ λ 2 mit λ = 250nm...700nm

16 Detektorphysik VI Myonen, die aus dem Zerfall von Pionen des hadronischen Schauers entstehen, senden ebenfalls Tscherenkov-Licht aus, allerdings ist der Kegel viel kleiner wegen 1 E cos θ C = βn = pn nur als Myonenring auf einzelnem Teleskop sichtbar und damit trennbar vom Rest großer Untergrund da EM : SW = 1 : 1000

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18 Teleskope und Kameras I Trigger mit 4 Teleskopen (besseres SignalRausch-Verhältnis möglich) Positionsbestimmung erst mit mehren Teleskopen möglich Kenntnis von Orientierung und Abstand zum Schauer ermöglicht bessere Unterdrückung der hadronischen Schauer Messung an mehreren Orten reduziert den Fehler der Gesamtintensität und damit den Fehler der Energierekonstruktion

19 Teleskope und Kameras II jeder Einzelspiegel Reflektivität von 80 % mit einer Brennweite 15 m Kameras decken 5 Winkel ab jede Kamera besteht aus 960 Photomultipliern Kamera 1m x 1m x 1,4m mit 800 kg Pixelgröße entspricht 0,16 Photomultiplier im Focus haben Effiziens von 25 %

20 Teleskope und Kameras III Analog-Digital-Wandler und Trigger sind im Kameragehäuse integriert CCD überwachen exakte Ausrichtung auf Quelle Wetterstation Radiometer zur Überwachung der Atmosphären-eigenschaften jede Kamera eigenes JPS (Ort + Zeit)

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23 Trigger ein Kameratrigger (max. 2.5 khz) pro Teleskop und ein zentraler Trigger jede Kamera in 38 überlappende Triggersektionen eingeteilt jeder Triggersektor beinhaltet eine Reihe von Pixeln (bis zu 64) ab Mindestzahl von angesprochenen Triggersektoren (4) und einem minimalen Level (3,5 Fotoelektronen) wird Signal ausgelöst und zu zentralem Trigger gesendet mehr als zwei Kameras Triggersignal -> alle Detektoren werden ausgelesen

24 Datengewinnung Steuerung: Linux-Cluster da keine schnelle Internetanbindung vorhanden werden Daten auf Bändern transportiert bei normalem Betrieb 4 MB/s -> 500 GB Rohdaten pro Monat Auswertung : Root

25 Schauerrekonstruktion I

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27 Schauerrekonstruktion II Hauptachse der Detektorellipse zeigt in Richtung der Flugbahn des ursprünglichen Gammas mit mehren Teleskopen kann Punkt auf Erde (impact point) interpoliert werden, den Gamma bei ungestörtem Flug getroffen hätte, daraus läßt Position der Quelle bestimmen mehr als 2 Teleskope Daten -> impact point genauer und sicherere Analyse möglich

28 Hillas Parameter I

29 Hillas Parameter II Distanz des Zentrums der Ellipse vom Kamerazentrum (nominal distance) in mrad Bildamplitude = Gesamtintensität des Bildes Orientierung und Distanz des Zentrums der Ellipse zur Rekonstruktion der Schauerrichtung und des Kerns des Schauers bei gleicher Bildamplitude sind Länge und Breite der Ellipse von HS größer als von EMS, da Transversalimpuls bei HS größer

30 Energierekonstruktion Intensität der Tscherenkov-Strahlung ist proportional zur ursprünglichen Energie des Teilchens aus Bildintensität und Abstand zum impact point kann durch Mittelung über alle Teleskope Teilchenenergie rekonstruiert werden diverse relativistische Korrekturen von Zeit und Rotverschiebung + Krümmung der Raumzeit durch Position der Sonne

31 Ergebnisse

32 Quellen Doktorarbeit von Nukri Komin Doktorarbeit von Stefan Schlenker Diplomarbeit von Till Eifert Diplomarbeit von Fabian Schmidt Vortrag von Frank Breitling Vortrag von Fabian Schmidt Vortrag von Alexander Konopelko Vortrag von Stefan Schlenker Vortrag von Nukri Komin Alle von Spektrum der Wissenschaft, Der Kosmos im Gammalicht, 8/2002