Das Pierre-Auger-Observatorium öffnet ein neues Fenster zum Universum Astronomie mit geladenen Teilchen

Transkript

1 Das Pierre-Auger-Observatorium öffnet ein neues Fenster zum Universum Astronomie mit geladenen Teilchen Seit 40 Jahren suchen Wissenschaftler nach dem Ursprung der höchstenergetischen Teilchen im Universum. Neuste Ergebnisse des Pierre-Auger-Observatoriums, die kürzlich im Fachblatt Science veröffentlicht wurden, kündigen nun einen Durchbruch auf diesem Gebiet an. Zum ersten mal gibt es klare Hinweise auf die Quellen der höchstenergetischen Teilchen in der kosmischen Strahlung die Auger-Kollaboration findet Hinweise darauf, daß die Quellen mit schwarzen Löchern im Zentrum aktiver Galaxien in Verbindung stehen. Wir sind einen großen Schritt weiter gekommen um das Rätsel des Ursprungs der höchstenergetischen kosmischen Strahlung zu lösen sagte der Nobelpreisträger Professor James Cronin von der Universität Chicago (USA). Zusammen mit Professor Alan Watson von der Universität Leeds (England) ist er einer der Mitinitiatoren des Pierre-Auger- Observatoriums. Watson kommentierte die neusten Ergebnisse: Diese Resultate öffnen ein neues Fenster zum Universum, sie stellen den Beginn einer neuen Disziplin dar: Astronomie mit kosmischer Strahlung. Die Astronomie ist damit um eine Disziplin reicher. Neben der klassischen optischen Astronomie wird der Himmel mittels Photonen (Lichtteilchen) verschiedenster Energien beobachtet, vom Radiobereich bis hin zur Röntgenastronomie. In neuster Zeit sind die Gamma-Astronomie [4], die Neutrino-Astronomie [3] und nun auch die Astronomie mit geladenen Teilchen hinzugekommen. Die Erde wird ständig von hochenergetischen Teilchen aus dem All getroffen der kosmischen Strahlung. Diese besteht aus den vollständig ionisierten Kernen von Atomen. Ein Großteil der kosmischen Strahlung (bis zu Energien von etwa ev) kommt aus unserer Milchstraße und wird vermutlich an Supernovaüberresten beschleunigt [2,4]. In der kosmischen Strahlung existieren jedoch auch Teilchen mit Energien von ev (oder 16 J). Dies entspricht der kinetischen Energie eines Tennisballes mit einem Gewicht von 50 g und einer Geschwindigkeit von 90 km/h. In einem Tennisball ist diese Energie jedoch auf ungefähr Atome verteilt. In der kosmischen Strahlung hingegen ist die Energie in einem einzigen Atomkern, oder im Extremfall in einem einzigen Proton konzentriert. Dies verdeutlicht die unvorstellbar großen Energien die diese Teilchen haben. Sie sind 100 Millionen mal größer, als die höchsten Energien, die derzeit an irdischen Beschleunigern erreicht werden können. Anfang der 1960er Jahre hat der amerikanische Physiker John Linsley zum ersten mal ein Teilchen in der kosmischen Strahlung mit einer Energie von mehr als ev mit seinen Apparaten in der Wüste von Neu-Mexiko gemessen. Seither fragen sich die Wissenschaftler, wie Teilchen auf so unvorstellbare große Energien beschleunigt werden können und welche Objekte am Himmel dazu in der Lage sind. Den Ursprung der höchstenergetischen Teilchen im Universum zu erforschen hat sich das Pierre-Auger- Observatorium zum Ziel gesetzt. In der Literatur werden verschiedene Szenarien diskutiert, die als mögliche Quellen der höchstenergetischen kosmischen Strahlung in Betracht kommen. Besonders interessante Kandidaten sind die Kerne aktiver Galaxien (engl. active galactic nuclei, AGN). Im Zentrum einer aktiven Galaxie vermutet man ein schwarzes Loch, das Materie in einer Akkretionsscheibe aufsaugt. Senkrecht zur Akretionsscheibe wird Materie mit sehr hohen Geschwindigkeiten gerichtet emittiert, man spricht von sogenannten Jets. In den Bildern solcher Galaxien, aufgenommen mit Radioteleskopen, zeigen sich keulenförmige Strukturen, die man als gerichtete Emission von Teilchen interpretiert (Abb. 1). Es werden große Materiemengen vom Zentrum der Galaxie weggeschleudert. Die Materie läuft gegen die intergalaktische Materie wodurch sich die Jets an ihrem Ende aufweiten. In astrophysikalischen Modellen geht man davon aus, daß in solchen (zum Teil hochrelativistischen Jets) Teilchen zu extrem hohen Energien beschleunigt werden können. Die hochenergetischen Teilchen breiten sich dann durch das Universum bis zur Milchstraße und in das Sonnensystem aus, wo wir sie auf der Erde nachweisen können. Das Universum

2 ist mit Photonen aus dem Urknall erfüllt. In jedem Kubikzentimeter finden sich ca. 400 Photonen mit einer Temperatur von etwa 3 Kelvin (3-K-Hintergrundstrahlung). Durch Wechselwirkung der Teilchen der kosmischen Strahlung mit den Photonen der 3-K- Hintergrundstrahlung verlieren die Teilchen der kosmischen Strahlung Energie. Dieser Effekt wurde in den 1960er Jahren von den Physikern K. Greisen, G.T. Zatsepin und V.A. Kuzmin vorhergesagt und ist nach ihnen GZK-Effekt benannt. Er tritt für höchstenergetische Teilchen auf, mit Energien von mehr als 6*10 19 ev. Dieser Effekt sorgt dafür, daß höchstenergetische Teilchen, die wir auf der Erde beobachten nur eine bestimmte maximale Entfernung durch das Universum zurückgelegt haben können. Oder, in anderen Worten, die Quellen dieser beobachteten Teilchen müssen innerhalb einer Kugelschale mit einem bestimmten Radius um die Erde liegen. Mit Protonen mit einer Energie von ca ev kann man ungefähr 100 Mpc weit in das Universum sehen. Um den Ursprung der höchstenergetischen Teilchen zu klären, müssen die Eigenschaften der Teilchen möglichst genau bestimmt werden. D.h. ihre Energie und ihre Ankunftsrichtung sollen gemessen und die Teilchenart soll identifiziert werden. Es soll also geklärt werden, um was für ein Teilchen es sich handelt, ein Proton, den Kern eines Atoms etc. Die höchstenergetischen Teilchen im Universum sind sehr selten, an der Erde kann man etwa ein Teilchen pro Quadratkilometer und Jahrhundert nachweisen. Um überhaupt solche Teilchen zu finden, benötigt man also einen sehr großen Detektor, mit dem man sehr lange mißt. Solche Meßgeräte werden am Erdboden aufgestellt und man mißt dort nicht die primäre kosmische Strahlung, sondern Sekundärteilchen, die durch Wechselwirkungen der hochenergetischen Teilchen in der Erdatmosphäre entstehen. Luftschauer In einem Luftschauer wird die kinetische Energie von Elementarteilchen dazu benutzt, um neue Teilchen zu erzeugen. Nach der berühmten Einsteinschen Gleichung E=m*c 2 kann Energie (E) in Masse (m) umgewandelt werden (c ist die Lichtgeschwindigkeit). Wenn ein hochenergetisches Teilchen der kosmischen Strahlung in die Erdatmosphäre eindringt, trifft es irgendwann auf einen Atomkern eines Luftmoleküls. Durch Wechselwirkungen entstehen Sekundärteilchen, die ihrerseits sehr große Energien besitzen und weitere Wechselwirkungen auslösen können. Auf diese Art und Weise entsteht eine Kaskade von Sekundärteilchen, ein sogenannter ausgedehnter Luftschauer. Aus einem einzelnen Teilchen der kosmischen Strahlung können so viele Milliarden von Sekundärteilchen entstehen. Die Sekundärteilchen bewegen sich in einer nur wenige Meter dünnen Scheibe mit fast Lichtgeschwindigkeit durch die Atmosphäre (Abb. 2). Die Luftschauer wurden 1938 vom deutschen Physiker Werner Kohlhörster und unabhängig davon vom französischen Physiker Pierre Auger entdeckt (Abb. 7). Nach letzterem wurde das Pierre-Auger- Observatorium benannt. In den letzten Jahren wurden verschiedene Detektoren entwickelt um Luftschauer nachzuweisen [1-6]. Im Pierre-Auger-Observatorium werden zwei, sich ergänzende Methoden eingesetzt. Beim Durchgang der Sekundärteilchen durch die Atmosphäre werden Stickstoffmoleküle angeregt, die anschließend Fluoreszenzlicht aussenden. Dieses Licht wird mit 24 Teleskopen nachgewiesen. Sekundärteilchen, die den Erdboden erreichen, werden mit 1600 Wasser- Čerenkov-Zählern gemessen. Das Pierre-Auger-Observatorium In der argentinischen Pampa, in der Nähe der Stadt Malargüe in der Provinz Mendoza befindet sich der Südteil des Pierre-Auger-Observatoriums. Es ist der weltweit größte Detektor zur Messung kosmischer Strahlung. In einer Höhen von 1400 Metern über dem Meer sind auf 3000 km 2 Grassteppenland im Schatten der Anden Meßgeräte zum Nachweis kosmischer Strahlung aufgestellt. Die Gesamtfläche des Experiments ist größer als das Saarland. Das Observatorium hat einen sechseckigen Grundriß mit einem Durchmesser von ca. 60 km. Dort sind 1600 Wasser-Čerenkov-Detekoren aufgestellt, mit einem Abstand von jeweils 1500

3 m zueinander. Diese bestehen aus einem lichtdichten Tank, mit einer Grundfläche von 10 m 2, der mit 12 m 3 hochreinem Wasser befüllt ist. Hochenergetische Sekundärteilchen, die das Wasservolumen durchqueren senden beim Durchgang eine elektromagnetische Strahlung, das Čerenkov-Licht aus. Das Licht wird mit drei lichtempfindlichen Meßgeräten, die das Wasservolumen beobachten (sogenannten Photomultipliern), in elektrische Impulse umgewandelt. Die gemessenen Signale werden mittels Mobilfunktechnologie an eine Zentrale überragen. Die einzelnen Meßstationen sind autark und besitzen ihre eigene Stromversorgung mittels Solarzellen und einer Batterie zur Zwischenspeicherung für sonnenarme Zeiten. Über einen GPS-Empfänger erhalten sie eine exakte Zeitinformation, damit ist der Zeitpunkt des Auftreffens der Teilchen auf den Detektor bestimmbar. Das Luftvolumen über diesem Detektorfeld wird mit 24 Fluoreszenzlichtteleskopen beobachtet. Diese sind in vier Gebäuden, mit jeweils sechs Teleskopen, am Rande des Meßfeldes untergebracht. Jedes Teleskop beobachtet ein 30 x 30 großes Gesichtsfeld und ist mit einer Schmidt-Optik ausgestattet. Das Licht fällt durch ein optisches Filter, das nur Wellenlängen zwischen 300 und 400 nm durchläßt, auf einen 14 m 2 großen faccetierten Spiegel. Dieser fokussiert das Licht auf eine hochempfindliche Kamera, die aus 440 extrem empfindlichen und schnellen Lichtdetektoren (sogenannten Photomultipliern) besteht. Mit den Kameras können die extrem kurzen Lichtblitze, die von den Luftschauern ausgesendet werden, beobachtet und zeitlich aufgelöst werden. Die Kameras liefern zehn Millionen Bilder je Sekunde. Abbildung 3 Das Meßprinzip Die hochempfindlichen Teleskope können hochenergetische Luftschauer in Entfernungen von einigen 10 km registrieren. Ein Luftschauer kann damit in mehreren Teleskopen gleichzeitig beobachtet werden, zusätzlich werden die am Erdboden ankommenden Sekundärteilchen (sozusagen der Fußabdruck des Luftschauers) in mehreren Čerenkov- Detektoren registriert (Abb. 4). Die Verlängerung der ursprünglichen Flugrichtung des Primärteilchens bildet die Schauerachse um die sich der Luftschauer entwickelt (Abb. 2). Die Lage der Schauerachse im Raum kann durch stereoskopische Beobachtung des Luftschauers mit mehreren Teleskopen rekonstruiert werden. Eine weitere Möglichkeit zur Bestimmung der Schauerachse bieten die Informationen aus den Čerenkov-Detektoren. Der Schwerpunkt der in den Detektoren gemessenen Impulshöhen ergibt den Durchstoßpunkt der Schauerachse durch das Beobachtungsniveau. Da sich die Teilchen in einem Luftschauer in einer dünnen Scheibe mit fast Lichtgeschwindigkeit durch die Atmosphäre bewegen, kann aus der Messung der Ankunftszeiten der Teilchen in verschiedenen Detektorstationen auf die Neigung der Schauerscheibe relativ zur Beobachtungsebene geschlossen werden. Die Schauerachse steht senkrecht zur Schauerscheibe (Abb. 2). Für Luftschauer mit Energien von mehr als ev wird eine Winkelauflösung von besser als 1 erreicht. Mit dem Auger-Experiment kann also die Ankunftsrichtung der Teilchen der kosmischen Strahlung unabhängig voneinander mit zwei verschiedenen Methoden bestimmt werden. Das in der Atmosphäre erzeugte Fluoreszenzlicht ist proportional zur Energie des primären Teilchens der kosmischen Strahlung. Die gemessene Lichtmenge dient im Auger-Experiment zur Bestimmung der Energie des Primärteilchens. Mit den Fluoreszenzteleskopen können jedoch Luftschauer nur in klaren, mondlosen Nächten (in ungefähr 10 % der Meßzeit) beobachtet werden. Mit dem Čerenkov-Detektor-Meßfeld kann dagegen rund um die Uhr an allen Tagen gemessen werden. Kennt man den Neigungswinkel des Luftschauers, kann man auch aus der Summe der am Erdboden gemessenen Signale auf die Energie des Primärteilchens schließen. Im Auger-Experiment wird diese Methode mit den Ergebnissen der Fluoreszenzteleskope geeicht, damit hat man eine exakte Energieeichung der mit dem Detektorfeld gemessenen Luftschauer. Die statistischen Fluktuationen von Schauer zu Schauer bewirken eine Unsicherheit von 18 % in der Energiebestimmung. Die absolute

4 Genauigkeit der Energiebestimmung hat eine Unsicherheit von 22%. Die größte Unsicherheit wird dabei durch die Kenntnis der Fluoreszenzlichtausbeute von Stickstoff verursacht. Für die hier vorgestellten Ergebnisse ist die Energie und die Ankunftsrichtung der Teilchen der kosmischen Strahlung wichtig. Auf die (komplexe) Methode zur Identifizierung der Art des Primärteilchens soll daher nicht näher eingegangen werden. Energiespektrum Das Pierre-Auger-Observatorium bietet den Wissenschaftlern verschiedene Möglichkeiten, um aus den gemessenen Daten Informationen über die Eigenschaften der kosmischen Strahlung abzuleiten. Dies ist wichtig, um die Konsistenz der Analysemethoden zu überprüfen. Als Beispiel soll die Bestimmung des Energiespektrums auf verschiedene Art und Weisen gezeigt werden. Erste Ergebnisse wurden auf der internationalen Konferenz über kosmische Strahlung im Sommer 2007 vorgestellt. Das mit dem Pierre-Auger- Observatorium gemessene Energiespektrum ist in Abbildung 5 dargestellt [8]. Es wurden verschiedene Rekonstruktionsmethoden angewandt, um die verschiedenen Datensätze zu erhalten. Wie oben Beschrieben, ist das gemessene Fluoreszenzlicht die primäre Größe zur Bestimmung der Energie der Luftschauer. Ein Großteil der Luftschauer wird jedoch mit dem Čerenkov-Detektorfeld alleine gemessen (z.b. tagsüber oder in bewölkten Nächten). Diese umfangreichen Informationen möchte man nutzen. Deshalb wird die am Erdboden in den Čerenkov-Detektoren gemessene Gesamtenergie mittels der Informationen der Fluoreszenzlichtteleskope geeicht. Anschließend kann man alleine aus den Informationen des Detektorfeldes die Energie der Luftschauer bestimmen. Nimmt man alle Luftschauer, die mit weniger als 60 Abstand zum Zenit registriert wurden, so erhält man das in der Abbildung mit vertikal bezeichnete Ergebnis. In einer zweiten Analyse wurden Luftschauer, die sehr geneigt einfallen untersucht. Wiederum werden die Signale des Čerenkov-Detektorfeldes mit den Fluoreszenzteleskopen geeicht. Das Ergebnis ist in der Abbildung als geneigt eingetragen. Schließlich hat man Luftschauer untersucht, bei denen mindestens ein Teleskop den Luftschauer registriert hat und mindestens ein Wasser-Čerenkov-Detektor ein nennenswertes Signal hat. Das so erhaltene Ergebnis ist in der Abbildung als hybrid gezeigt. Man erkennt deutlich, daß die verschiedenen Methoden ein konsistentes Ergebnis liefern, die drei Energiespektren stimmen gut miteinander überein. Man erkennt Strukturen im Energiespektrum, eine Senke bei Energien um 3*10 18 ev und einen Abfall oberhalb 3*10 19 ev. Die Ursachen dieser Strukturen sind Gegenstand aktueller Forschungen. Im Folgenden, können daher nur mögliche Lösungsansätze vorgestellt werden. Es wurde vorgeschlagen, daß die Teilchen der kosmischen Strahlung mit den Photonen der 3-K-Hintergrundstrahlung elektromagnetisch Wechselwirken und Elektron-Positron-Paare erzeugt werden. Die hierzu notwendige Energie wird den Teilchen der kosmischen Strahlung entzogen. Quantitative Rechnungen zeigen, daß man damit möglicherweise die Senke im Spektrum erklären kann. Der Abfall bei höchsten Energien könnte durch den GZK-Effekt verursacht werden, d.h. durch die hadronische Wechselwirkung der Teilchen der kosmischen Strahlung mit den Photonen der 3-K-Hintergrundstrahlung. Sehr hochenergetische Teilchen würden durch diesen Prozeß Energie verlieren, wodurch man sich den beobachteten Effekt erklären könnte. Schwere Atomkerne in der kosmischen Strahlung sollten bei diesem Prozeß auseinanderbrechen und man würde bei den höchsten Energien nur noch Protonen (also die Kerne von Wasserstoffatomen ohne Elektronen) erwarten. Entsprechende Untersuchungen der Zusammensetzung der kosmischen Strahlung werden gegenwärtig mit dem Pierre- Auger-Observatorium durchgeführt. Die Strukturen im Spektrum beinhalten also Informationen über Prozesse, die bei der Ausbreitung der kosmischen Strahlung von ihren Quellen zur Erde stattfinden.

5 Ankunftsrichtung der Teilchen Einen sehr direkten Zugang zu den Quellen der höchstenergetischen Teilchen im Universum bietet eine Untersuchung der Ankunftsrichtung der Teilchen. Elektrisch geladene Teilchen bewegen sich in Magnetfeldern auf Kreissegmenten. Man geht davon aus, daß typische Magnetfelder in unserer Milchstraße eine Stärke von etwa 3 µgauß haben. In einem solchen Magnetfeld beschreibt ein Proton mit einer Energie von ev eine Kreisbahn mit einem Radius von etwa Lichtjahren. Eine Größe, die mit dem Durchmesser der Milchstraße vergleichbar ist. Die Stärke der extragalaktischen Magnetfelder ist nicht genau bekannt, man geht häufig von Feldstärken im Bereich von einigen 10-9 Gauß aus. Die Orientierung der galaktischen und extragalaktischen Magnetfelder ändert sich als Funktion des Ortes und ist zufällig verteilt. Die geladenen Teilchen der kosmischen Strahlung werden in diesen Magnetfeldern vielfach abgelenkt, sie bewegen sich auf einer Art zufälligem Zick-Zack-Kurs von den Quellen durch das Universum. Teilchen mit Energien um ev sollten jedoch nur geringfügig abgelenkt werden und man erhofft sich aus der Beobachtung ihrer Ankunftsrichtungen Hinweise auf die Quellen der kosmischen Strahlung. Aufgrund des GZK- Effektes, ist die Reichweite der Teilchen im Universum begrenzt, ihre Quellen sollten sich also in unserer kosmologisch näheren Umgebung befinden, sie sollten weniger als ungefähr 100 Mpc von uns entfernt sein. Wenn sich also die Quellen der kosmischen Strahlung in unserer kosmologischen Nähe befinden und diese Quellen am Himmel ungleichmäßig verteilt sind, so erwartet man auch eine Anisotropie in den Ankunftsrichtungen der kosmischen Strahlung. Frühere Luftschauerexperimente, wie das SUGAR-Experiment in Australien, das japanische AGASA-Projekt oder das HiRes-Experiment im amerikanischen Bundesstaat Utah hatten von Hinweisen auf Anisotropien in den Ankunftsrichtungen der kosmischen Strahlung berichtet. Letztendlich konnten diese Ergebnisse aber nicht eindeutig verifiziert werden. Da diese Experimente deutlich kleiner als das Auger-Observatorium waren, war wohl nicht zuletzt die begrenzte Zahl an gemessenen Luftschauern ein unüberwindbares Hindernis für eine zweifelsfreie Klärung des Sachverhalts. Neuste Untersuchungen mit dem Pierre-Auger- Observatorium haben das Bild jedoch deutlich gewandelt. Es wurden erstmalig Hinweise auf mögliche Quellen der höchstenergetischen kosmischen Strahlung gefunden. Das Auger-Observatorium befindet sich gegenwärtig noch im Aufbau, noch nicht alle der 1600 Wasser-Čerenkov-Detektoren sind meßbereit. Trotzdem werden schon seit Anfang 2004 Luftschauer registriert. Die Ankunftsrichtungen der höchstenergetischen, mit dem Čerenkov-Detektor-Meßfeld bis Ende August 2007 gemessenen Daten wurden untersucht. Die Ankunftsrichtung der 27 höchstenergetischen Teilchen, mit Energien von mehr als 5*10 19 ev sind in Abbildung 6 dargestellt [7]. Sie zeigt eine Himmelskarte in galaktischen Koordinaten. Die Kreise um die Ankunftsrichtung der Teilchen haben einen Radius von 3.1. Die durchgezogene Linie begrenzt das Gesichtfeld des Observatoriums für Luftschauer, die mit weniger als 60 Abstand zum Zenit gemessen wurden. Es ist deutlich zu erkennen, daß die Ankunftsrichtungen nicht gleichmäßig über das Gesichtsfeld verteilt sind. Die gestrichelte Linie symbolisiert die Lage der supergalaktischen Ebene. Mehrere Teilchen der kosmischen Strahlung scheinen ihren Ursprung in diesem Bereich zu haben. Da aktive Galaxienkerne als mögliche Quellen der höchstenergetischen kosmischen Strahlung gelten, wurde untersucht, ob die gemessenen Ankunftsrichtungen mit den Positionen von aktiven Galaxien am Himmel korreliert sind. In Abbildung 6 sind ebenfalls die Positionen von 472 aktiven Galaxienkernen eingetragen, die weniger als 75 Mpc von der Erde entfernt sind (rote Sterne). Schon mit bloßem Auge erkennt man eine mögliche Korrelation zwischen den Ankunftsrichtungen der kosmischen Strahlung und den Positionen der aktiven Galaxienkerne. In der Abbildung ist die Position eines der nächsten aktiven Galaxienkerne (Centaurus A, siehe auch Abb. 1) als weißer Stern markiert. Es ist bemerkenswert, daß zwei Teilchen der kosmischen Strahlung innerhalb von 3 aus Richtung dieses Objekts kommen.

6 In einem mehrstufigen Prozeß wurde von der Auger-Kollaboration eine mögliche Korrelation zwischen den Ankunftsrichtungen und aktiven Galaxienkernen genauer untersucht [7]. Dabei wurden verschiedene Parameter in der Analyse variiert. Unter anderem wurde der maximale Abstand der aktiven Galaxienkerne, die für die Untersuchungen in Betracht gezogen wurden variiert (im Bild 75 Mpc). Der Suchradius um die Ankunftsrichtungen wurde verändert (im Bild 3.1 ). Schließlich wurde auch noch die Energie, ab der die Teilchen in die Untersuchungen einbezogen wurden schrittweise geändert (im Bild 5.7*10 19 ev). Die besten Korrelationen wurden für die in der Abbildung verwendeten Parameter erhalten. Nimmt man eine gleichmäßige Verteilung der Quellen der kosmischen Strahlung am Himmel an, so erhält man nur in einem von hunderttausend Fällen die gemessene Verteilung. Dies zeigt also, daß mit hoher Wahrscheinlichkeit die Teilchen der kosmischen Strahlung aus den Richtungen der aktiven Galaxienkerne kommen. Zum ersten mal konnte damit eine Verbindung zwischen den Ankunftsrichtungen der kosmischen Strahlung und Himmelsobjekten als möglichen Quellen hergestellt werden. Es sollte hier noch erwähnt werden, daß die gefundenen Korrelationen erst oberhalb einer Energie von 5.7*10 19 ev auftreten. Bei dieser Energie zeigt sich schon deutlich der Abfall des Energiespektrums (siehe Abb. 5). Falls die reguläre Komponente des galaktischen Magnetfeldes auf Skalen von etwa 1 kpc kohärent ist und Stärken im Bereich einiger µgauß aufweist, dann deuten die beobachteten Korrelationen auf Winkelskalen von wenigen Grad darauf hin, daß es sich beim Großteil der Teilchen der kosmischen Strahlung nicht um schwere Atomkerne handelt. Diese Beobachtungen legen die Vermutung nahe, daß der beobachtete Abfall im Energiespektrum durch den GZK-Effekt verursacht wird und die höchstenergetischen Teilchen der kosmischen Strahlung, die die Erde erreichen, Protonen aus nahen Quellen sind. Neue Disziplin Astronomie mit geladenen Teilchen Die Pierre-Auger-Kollaboration konnte also eine Anisotropie in den Ankunftsrichtungen der höchstenergetischen Teilchen der kosmischen Strahlung zeigen. Die Beobachtungen sind konsistent mit der Hypothese, daß der Abfall im Energiespektrum oberhalb 5*10 19 ev durch den GZK-Effekt verursacht wird und die meisten Teilchen der kosmischen Strahlung, die die Erde in diesem Energiebereich erreichen, Protonen aus nahen astrophysikalischen Quellen sind, entweder aktive Galaxienkerne oder Objekte mit ähnlicher räumlicher Verteilung. Die bisher vom Pierre-Auger-Observatorium aufgezeichneten Luftschauer entsprechen etwa 1.2 Jahre Meßzeit des fertiggestellten Südobservatoriums. Das bedeutet, daß das Observatorium in den nächsten Jahren genügend Daten liefern wird, um die Quellen der kosmischen Strahlung bei höchsten Energien eindeutig zu identifizieren. Im Idealfall wird man viele Teilchen der kosmischen Strahlung von einer Quelle am Himmel nachweisen, man beobachtet dieses Objekt dann mit geladenen Teilchen. Damit ist eine neue Disziplin geboren die Astronomie mit geladenen Teilchen. Das Auger-Observatorium öffnet damit ein neues Fenster zum Universum. In der Teilchenastronomie möchte man gerne den ganzen Himmel beobachten. Deshalb wird gegenwärtig ein zweites Observatorium auf der Nordhalbkugel geplant. In der Umgebung des Städtchens Lamar in Colorado (USA) soll das km 2 große Nordobservatorium des Auger-Experiments entstehen. Vom Auger- Observatorium mit seinem Nord- und Südteil können dann in den nächsten Jahren weitere wichtige Durchbrüche erwartet werden. Das Observatorium wird damit einen sehr wichtigen Beitrag zur Erklärung des Ursprungs der höchstenergetischen Teilchen im Universum leisten. Im Pierre-Auger-Experiment arbeiten etwa 370 Wissenschaftler aus ca. 70 wissenschaftlichen Institutionen aus 17 Ländern zusammen. In Deutschland sind die RWTH Aachen, das MPI für Radioastronomie in Bonn, das Forschungszentrum und die Universität Karlsruhe (KIT), die Universität Siegen und die Bergische Universität Wuppertal beteiligt. Sie werden unterstützt vom Bundesministerium für Bildung und Forschung und von der Helmholtzgemeinschaft.

7 Literaturhinweise, Quellen 1. Thomas Bührke: Das Observatorium Pierre Auger. SuW 3/2006, S Christian Stegmann: Kosmische Strahlung Die Suche nach den Quellen. SuW 3/2006, S Jürgen Brunner: ANTARES Astronomie in der Tiefsee. SuW 5/2006, S Heinz Völk: Neue Ergebnisse der Gammaastronomie. SuW 8/2006, S Heino Falcke: LOFAR das Low Frequency Array. SuW 5/2004, S Hans Blümer: Die höchsten Energien im Universum. Physik in unserer Zeit 6/1999, S Pierre-Auger-Kollaboration: Correlation of the highest energy cosmic rays with nearby extragalactic objects. Science vol. 318, S (9. November 2007) 8. T. Yamamoto und andere (Pierre-Auger-Kollaboration): The UHCRE spectrum measured at the Pierre Auger Observatory and its astrophysical implications. Proceedings of the 30th International Cosmic Ray Conference, Merida, Mexico (2007) 9. Weitere Informationen im Internet:

8 Abbildungen: Abb. 1 Centaurus A (NGC 5128) ist eine Galaxie im Sternbild Centaurus. Die Galaxie ist eine starke Radioquelle und ist mit ca. 14 Millionen Lichtjahren Entfernung die nächstgelegene Radiogalaxie. In der Abbildung sind ein Radiobild (Keulenförmige Strukturen, aufgenommen mit dem VLA) und ein optisches Bild (aufgenommen mit dem Hubble-Space-Telescope) überlagert. Man erkennt eine gerichtete Emission von Teilchen (engl. Jet) vom Zentrum der Galaxie nach links oben. (Bild:

9 Abb. 2 Schematische Darstellung eines Luftschauers. Durch Wechselwirkungen hochenergetischer Teilchen mit den Atomkernen der Luftmolekülen entsteht eine Kaskade von Sekundärteilchen ein ausgedehnter Luftschauer. Die Teilchen breiten sich in deiner dünnen Scheibe mit fast Lichtgeschwindigkeit entlang der Verlängerung der Flugbahn des ursprünglichen Teilchens (Schauerachse) aus. Die am Erdboden ankommenden Teilchen werden in Wasser-Čerenkov-Detektoren registriert. Die Messung der Ankunftszeit in den einzelnen Detektoren erlaubt die Bestimmung der Neigung der Schauerachse. Gleichzeitig wird der Luftschauer durch Fluoreszenzteleskope am Rand des Detektorfeldes beobachtet. Die Skizze ist nicht maßstäblich. (Bild: J. Hörandel)

10 Abb. 3 Status des Pierre Auger Observatoriums Ende September Die Punkte zeigen die Positionen der 1600 Wasser-Čerenkov-Detektoren, die am 30. September 1430 aktiven Detektoren liegen im blauschattierten Bereich. An den Rändern des Meßfeldes erkennt man die vier Fluoreszenzteleskopgebäude mit ihren je sechs Teleskopen. Die grünen Linien illustrieren das Gesichtsfeld der einzelnen Teleskope. Zum Größenvergleich haben die grünen Linien eine Länge von 20 km. (Bild: Pierre-Auger- Kollaboration [7])

11 Abb. 4 Schematische Darstellung eines vom Pierre-Auger-Observatorium am 20. Mai 2007 gemessenen Luftschauers. Das Ereignis mit einer Energie von etwa ev wird von vier Fluoreszenzteleskopen gleichzeitig beobachtet. Zusätzlich registrieren die rot eingezeichneten Čerenkov-Detektoren den Fußabdruck des Luftschauers am Erdboden. Die hellgrauen Punkte symbolisieren die zu diesem Zeitpunkt betriebsbereiten Čerenkov- Detektoren, die segmentierten Halbkreise an den Rändern zeigen schematisch das Blickfeld der Fluoreszenzteleskope. (Bild: Pierre-Auger-Kollaboration)

12 Abb. 5 Energiespektrum der kosmischen Strahlung gemessen mit dem Pierre-Auger- Observatorium. Der Fluß der Teilchen ist als Funktion der Teilchenenergie aufgetragen. Der Fluß fällt als Funktion der Energie sehr steil ab, ungefähr proportional zu E -3. Um Strukturen im Spektrum zu verdeutlichen wurde der Fluß in der Abbildung mit E 3 multipliziert. (Bild: Pierre-Auger-Kollaboration [8])

13 Abb. 6 Himmelskarte des Pierre Auger Observatoriums. Es ist eine Aitoff Projektion der Himmelskugel in galaktischen Koordinaten. Die Kreise haben einen Radius von 3.1 und sind um die Ankunftsrichtungen der 27 höchstenergetischen Teilchen, mit Energien von mehr als 5*10 19 ev, die mit dem Pierre Auger Observatorium gemessen wurden, zentriert. Die Sterne zeigen die Positionen von 427 aktiven Galaxienkernen (AGN) mit einer Entfernung von weniger als 75 Mpc nach dem 12. Katalog von Véron-Cetty und Véron. Die durchgezogene Linie markiert das Gesichtsfeld des Observatoriums, für Teilchen, die unter einer Zenitdistanz von weniger als 60 beobachtet werden. Der blauschattierte Bereich zeigt die Exposition, dunkle Farben entsprechen einer größeren Exposition. (Bild: Pierre-Auger- Kollaboration [7])

14 Abb. 7 Der französische Physiker Pierre Auger (links im Bild, ) hat 1938 auf dem Jungfraujoch im Berner Oberland verschiedene Experimente zur Untersuchung der kosmischen Strahlung durchgeführt. Dabei hat er die ausgedehnten Luftschauer entdeckt. Nach ihm wurde das Pierre-Auger-Observatorium benannt. (Bild: P. Auger, What are Cosmic Rays, University of Chicago Press 1945)

15 Glossar Čerenkov-Detektor: Die Lichtgeschwindigkeit in einem Medium ist etwas geringer als die Lichtgeschwindigkeit im Vakuum (c m = c/n, mit dem Brechungsindex n des Mediums). In einem Medium können sich daher Teilchen schneller als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium bewegen. Diese Teilchen senden dann eine elektromagnetische Strahlung aus, das Čerenkov-Licht. Dieses wird mit lichtempfindlichen Meßgeräten (sogenannten Photomultipliern) registriert und in elektrische Impulse umgewandelt. Als Medium kann z.b. Wasser oder Luft dienen [1-4]. 1 ev Ein Elektronenvolt: Energieeinheit in der Teilchenphysik. Ein Elektronenvolt ist die Energie, die ein Elektron erhält, wenn es in einem Potential von einem Volt beschleunigt wird. 1 ev = 1.6*10-19 J. Fluoreszenzlicht: Wird ein Atom oder Molekül durch Energiezufuhr (z.b. Lichteinstrahlung oder Stoß) in einen energetisch höheren, angeregten Zustand versetzt, kehrt es anschließend durch isotrope Aussendung von Licht auf einen weniger angeregten Zustand zurück. 1 Mpc: Einheit für Entfernungen in der Astronomie. 1 Mpc = 1 Million Parsec, dies entspricht ca. 3 Millionen Lichtjahren oder 3*10 22 m. Paarbildung: Elementarer Prozeß, bei dem ein Photon im Feld eines Atomkernes in ein Elektron-Positron-Paar umgewandelt wird. Der Effekt tritt auf, wenn die Energie des Photons die doppelte Ruheenergie des Elektrons (ca. 1 Megaelektronenvolt) überschreitet. Photomultiplier: engl. für Sekundärelektronenvervielfacher. Meßgerät in der Teilchenphysik zum Nachweis einzelner Photonen (Lichtteilchen). Fällt ein Photon auf eine Lichtempfindliche Schicht (Photokathode) werden dort Elektronen herausgelöst (Photoeffekt, Nobelpreis A. Einstein). Die freigesetzten Elektronen werden in einem elektrischen Feld beschleunigt. In einem mehrstufigen Prozeß werden die beschleunigten Elektronen auf Metallplättchen gelenkt, aus denen weitere Elektronen freigesetzt werden. Es entsteht eine Elektronenlawine. Aus einem auftreffenden Photon entstehen somit mehrere hunderttausend Elektronen, die dann als meßbarer elektrischer Impuls in einem Meßgerät registriert werden. Positron: Elementarteilchen mit gleichen Eigenschaften wie das Elektron, jedoch trägt es eine entgegengesetzte Ladung.