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Kosmische Strahlung auf der Erde

Spektrum Zusammensetzung direkte Beobachtungsmethoden indirekte Beobachtungemethoden (Seminarthemen) Magnetfelder

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Blockseminar-ThemenThemenkreis: Ursprung kosmischer Strahlung  1) Windphasen massiver Sterne  2) Endstadien der Sternentwicklung  3) Kompakte Überreste von Sternen

Themenkreis: Beobachtung von nicht-thermischen Phänomenen 1) Röntgenemission von Supernova-Überresten (Chandra: Filamente+Zeitvariabilität)  2) Gamma-Emission aus der Galaktischen Ebene (EGRET+GLAST)  3) TeV-Beobachtungen von schalenförmigen Supernova-Überresten (HESS) 4) Radiobeobachtungen von kosmischer Strahlung (Ice, Mond, LOPES)

Themenkreis Extragalaktische Beschleuniger 1) Beobachtung und Ursprung ultra-hochenergetischer kosmischer Strahlung (top-down, bottom-

up, AUGER, HiRES,EUSO)  2) Hochenergetische Phänomene in AGN  3) Galaxienhaufen  4) EBL-Absorption

Themenkreis: Exoten 1) Indirekte Suche nach dunkler Materie (PAMELA, HESS, IceCUBE) 2) Dunkle-Materie-Sterne 3) Axion- und Photonoszillationen

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Windphasen massiver Sterne

Massive (O+B)-Sterne durchlaufen am Ende ihrer Entwicklung eine kurze Phase mit großen Masseverlusten (~10-5 Msonne/Jahr).

Mechanismus der Windentstehung ("line driven winds")

Wind-termination Wind-wind-shocks Superbubbles "clumpy" winds

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Endphasen der Sternentwicklung

Kern-Kollaps isolierter massiver Sterne

Akkretion + Deflagration in Binärsystemen

->thermonukleare SN Vergleich der SN-

Typen

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Kompakte Überreste von Sternen

weiße Zwerge Neutronensterne schwarze Löcher Pulsarwindsysteme  Entartetes Elektronengas ->

weißer Zwerg Chandrasekhar-Grenze Entartetes Neutronengas Tolmann-Oppenheimer-

Volkoff-Grenze Pulsare Magnetare Kompakte Zentralobjekte Pulsar-Wind-Nebel

Krebsnebel (2kpc)

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Röntgenbeobachtungen von Supernovaüberresten (SNR)

Thermische Emission von aufgeheiztem Gas

nicht-thermische Synchrotronstrahlung

Kühlzeit von Elektronen durch Synchrotronemission

nicht-lineare Modifikation (Abkühlung + Magnetfeldverstärkung)

Filamente Zeitvariabilität

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TeV Beobachtungen von Supernovaüberresten (SNR)

Quellen + Charakteristiken

Spektrum + Morphologie Röntgen-TeV-Korrelation,

TeV-Gas-Korrelation) Diskussion: Distanz Effizienz der

Beschleunigung Alter 

RX J1713.7-3946 (1kpc)

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Gamma-Emission aus der galaktischen Ebene

EGRET Exzess

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Radiobeobachtungen von KS

LOPES (KASCADE Grande)

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Beobachtung und Ursprung ultra-hochenergetischer KS

Theoretische Modelle top-down bottom-up

AUGER HiRES, Zukunft: EUSO

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Hochenergetische Phänomene in Aktiven Galaxien Kernen (AGN)

AGN (Jets, Akkretion, Radio-Galaxien, Blazare)

Extraktion von Energie aus einem schwarzen Loch

relativistische Bewegung in Jets (superlum. motion)

Jet-Confinement Termination lobes Vereinheitlichte

Theorie für AGN

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Galaxienhaufen

Beschleunigung AGN Galaxien Akkretionsshocks

Confinement von Cosmic rays

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Extragalaktische Absorption durch den „EBL“

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Axion- und Photonoszillation

„Licht-durch-die-Wand“ Experimente Axionen Paraphotonen

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„Dunkle-Materie Sterne“ (vergeben)

Erste Sterne bei z~10-50 Energieproduktion durch Annihilation von

dunkle Materie Teilchen Gleichgewicht bei:

L = 106Lsonne T = 4000-10.000 K R = 1014 cm T = 0.5Mj M ~ 800 Msonne (WIMPS 100GeV)

Unterscheidung von POPIII Sternen

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Indirekte Suche nach Dunkler Materie (vergeben)

Annihilationsprodukte: gamma, neutrinos, Antimaterie,

PAMELA, H.E.S.S. & IceCUBE

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Ausgedehnte Luftschauer

Hadronische Wechselwirkungen

Elektromagnetische Wechselwirkungen

Zerfallsprozesse Cherenkovlicht Floureszenzlicht Theoretische Beschreibung

durchMonte-Carlo Simulationen wie CORSIKA (COsmic Ray SImulations for KAscade)

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Schauerbeschreibung

Anzahl der Teilchen im Schauer: 1 pro 109 eV

Schauermaximum ist näher am Boden je energiereicher Primärteilchen

Schauermaximum ist näher am Boden je größer die Massenzahl der Primärteilchens

xmax Schauermaximum

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Zenithwinkel

Zenithwinkel Azimutwinkel Vertikale Intensität: Richtungsabhängige

Intensität I()=dN/(dAdtd)

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Zenith Winkel 30°

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Luftschauer Experimente

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KASKCADE („Knie“)

• 200m x 200m (700m x 700m)• 252 + 37 Detektoren mit 13m Abstand• 16 Hütten bilden einen unabhängigen Cluster• Elektronikstation im Zentrum eines Clusters• Zentraler Detektor in der Mitte des Feldes• 1014-1018 eV• Streamertunnel für Myonen

KArlsruhe Shower Core and Array DEtector-Grande

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KASCADE Hütte

Messung von Photonen, Elektronen und Myonen

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KASCADE Zentraler Detektor

Messung des Ortes, der Einfallsrichtung und der Energie von Hadronen (16 x 20 m2)

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Streamertunnel

Bestimmung der Entstehungshöhe von Myonen durch Triangulation

Streamertubes: gasgefüllte Detektoren unter Hochspannung

Geladene Teilchen (Myonen) lösen Entladungen aus

Drei Schichten machen Richtungsbestimmung mögliche

Wenn Richtung mit Kaskade-Schauer übereinstimmt, werden Teilchen als Myonen identifiziert

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Ergebnisse KASKADE

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KASCADE Grande

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Dichte der Sekundärteilchen

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Luftschauer Experimente

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AUGER (1020eV)

1600 autarken, solarbetriebenden Oberflächendetektoren (SD) mit 1500 m Abstand

3000 km2 Detektorfeld 1450 m üNN Südamerika (Pampa)

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Größe des AUGER Observatory

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Oberflächendetektor (SD)

10 m2 Grundfläche 120 cm Höhe gefüllt mit 12 Tonnen

hochreinem Wasser als Detektionsmedium

cwasser ~ c / 1.3 Cherenkov-Licht wird

mit drei 9 Zoll Photomultipliern detektiert

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Ereignisse mit SDfast vertikaler Schauer fast horizontaler Schauer

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SD event mit ~1020eV

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Floureszenz Detektor (FD)

• 24 Fluoreszenzteleskope • 12 m2 Spiegelfläche• Stickstoff der Luft wird zur Emission von ultraviolettem Fluoreszenzlicht angeregt • Kamera mit 440 Photomultipliern • 0.1 Mikrosekunden aufgezeichnet

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Kamera und Spiegel• Spiegel Radius von 3.4 m• Kamera mit 440 Photomultiplier => 440 Pixel• FOV 30° x 30°• UV Filter (300-400nm)• Klaren mondfreien Nächten => Duty cycle 12%

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Hybrid-Methode