Strahlung aus dem All

Markus Friedl (HEPHY Wien)

24. Mai 2011

Strahlung aus dem All

Klub A.L.F.


2Markus Friedl (HEPHY Wien)24. Mai 2011

Inhalt

Kosmische StrahlungDie Anfänge der RadioaktivitätEntdeckung durch Victor HessEntstehung und Auswirkungen

DetektorenIonisations- & FunkenkammerSzintillator & Photomultiplier

ZusammenfassungPraktische Messungen



Kosmische StrahlungDie Anfänge der Radioaktivität



Radioaktivität: Die Anfänge

• 1896: Radioaktivität (“Uranstrahlen”) von Henri Becquerel entdeckt

• 1898: Radium von Marie & Pierre Curie entdeckt• 1900: Radon (Edelgas, Zerfallsprodukt von Radium) von

Friedrich Ernst Dorn entdeckt



Forschung in Wien

• 1910: Institut für Radiumforschung der kaiserlichen Akademie der Wissenschaften in Wien gegründet (1090 Wien, Boltzmanngasse 3)– Weltweit erstes Institut zur Erforschung

der Radioaktivität– Erster Direktor Stefan Meyer, Assistent

Victor Hess– Später Institut für Mittelenergiephysik,

heute Stefan Meyer Institut für subatomare Physik

– Vereinigung mit HEPHY geplant



Terrestrische Strahlung – Radon (1)• Uran-Radium-Zerfallsreihe:• 238U … 230Th 226Ra 222Rn … 206Pb• Spuren davon im Gestein (besonders Granit)

– Radon (Edelgas) diffundiert an Oberfläche

mSv/a



Terrestrische Strahlung – Radon (2)• Schon früh Heilwirkung zugeschrieben, aber

naturwissenschaftlich NICHT nachgewiesen• Jährliche Strahlendosis:

– Wien ~0.5mSv/a (~ österreichischer Durchschnitt)– Badgastein (Stolleneingang) ~1mSv/a– Heidenreichstein ~1.4mSv/a– Ramsar (Iran) ~200mSv/a (heiße Quellen)



Kosmische StrahlungEntdeckung durch Victor Hess



Victor Franz Hess (1)

• Geboren 1883 in Deutschfeistritz (Steiermark)• Assistent von Stefan Meyer am

Institut für Radiumforschung• 1912: Entdeckung der Höhenstrahlung• Ab 1919 Professor in Graz• Ab 1931 Professor in Innsbruck• Messstation am Hafelekar• Nobelpreis 1936• 1938 emigriert in die USA• Gestorben 1964 in Mount Vernon, New York




• Messungen der Radioaktivität mit Ballonflügen bis 5km• Basierend auf Arbeiten von Karl Bergwitz 1908• 7. August 1912: Entdeckung der Höhenstrahlung• 2012:

100-Jahr-Jubiläum!


11Markus Friedl (HEPHY Wien)

Meßprotokoll vom 7. August 1912

24. Mai 2011

Beob.Nr. Zeit

Mittlere Höhe Beobachtete Strahlung [ J ]

Temper-atur

[ ° C ]

RelativeFeuchtig-

keit[ % ]

Anmerk-ungenabsolut

[ m ]relativ[ m ]

App. IqI [ J ]

App. IIqII [ J ]

App. III

qIII[ J ] qIIIred[ J ]

1 15:15-16:15

156 0

17.3 12.9 - - - -

Zwei Tage vor dem Aufstieg am Klubplatz in Wien2 16:15-

17:15 15.9 11.9 18.4 18.4 - -

3 17:15-18:15 15.8 11.2 17.5 17.5 - -

4 06:45-07:45 1700 1400 15.8 14.4 21.1 25.3 + 6.4 60

5 07:45-08:45 2750 2500 17.3 13.3 22.5 31.2 +1.4 41

6 08:45-09:45 3850 3600 19.8 16.5 21.8 35.2 - 6.8 64

7 09:45-10:45

4400-5350

(4800)4700 40.7 31.8 - - - 9.8 40

8 10:45-11:15 4400 4200 28.1 22.7 - - - -

9 11:15-11:45 1300 1200 (9.7) (11.5) - - - -

10 11:45-12:10 250 150 11.9 10.7 - - + 16.0 68

11 12:25-13:12 140 0 15.0 11.6 - - +18.0 76




• Victor Hess, “Über den Ursprung der durchdringenden Strahlung“, Physik. Zeitschr. 14, 610,1913:

„Alle diese Tatsachen deuten darauf hin, daß ein sehr großer Teil der durchdringenden Strahlung nicht von den bekannten

radioaktiven Substanzen in der Erde und der Atmosphäre herrührt.“

• Später “Höhenstrahlung”, heute “kosmische Strahlung”• Nobelpreis 1936 "for his discovery of cosmic radiation"



Kosmische StrahlungEntstehung und Auswirkungen



Primäre Kosmische Strahlung (KS) (1)• Strahlung, die von außerhalb der

Atmosphäre in diese einfällt• Je nach Ursprung und Energie:

– Solare KS (E < GeV)• Sonnenwind Polarlicht• Solare Eruptionen: kurzfristige Zunahme

– Galaktische KS (GeV < E < EeV)• Supernova-Explosionen• Schwarze Löcher• Pulsare

– Extragalaktische KS (E > EeV)• Galaxien?• Quasare?



Primäre KS (2)• Zusammensetzung

– 90% Protonen– 9% -Teilchen– 1% Elektronen– <1% schwerere Kerne

• Starke Abnahme zu höheren Energien~ weiter entferntem Herkunftsort



Primäre KS (3)• Häufigkeit N(E)~E-

• = 2.7 für E < 4·1015 eV • = 3 für E ~ 4·1015…5·1018 eV• < 3 für E > 1018 eV • >>3 für E > 1020eV

• GZK-Cutoff: Streuung von höchstenergetischen Protonen an blauverschobenen Photonen– Begrenzt E~1020eV– Freie Weglänge 160 Mio. Lichtjahre

= 2.7

g = 3.0 (Knie)

g < 3 (Knöchel)



Reaktionen in der Atmosphäre (1)• Aufschauern in der

Atmosphäre• Atmosphären-Tiefe in

Wechselwirkungs-Längen:– Elektronen: 27– Hadronen: 11

• Kaskaden ab 15~20km Höhe

• 1 Proton mit 1015eV erzeugt >1 Million Sekundärteilchen



Reaktionen in der Atmosphäre (2)• Typische Reaktionen:

– 0 + – + + +

– - - +

– Analog für geladene Kaonen• Zerfall der Myonen:

– + e+ + e +

– - e- + e +

• Durch große Masse nur wenig Bremsstrahlung• Anteil Myonen an geladenen Teilchen im Schauer:

– Luft: ~10%– Meeresniveau: ~80%



Myonen und Zeitdilatation

• Lebensdauer von + bzw. -: ~ 2.2 µs• Bei Lichtgeschwindigkeit wäre die klassische mittlere

Weglänge s = c· ~ 660 m

• Überleben bis Erdoberfläche nur dank Zeitdilatation und hoher Energie: s = c··

• Bei Entstehung in 10km Höhe ist >15 erforderlich, um bis auf Meeresniveau zu überleben

• E = m·c2· = 105.7 MeV · 15 ~ 1.6 GeV

• Daraus folgt: Solare KS gelangt kaum auf Erdoberfläche• Auf Meeresniveau vor allem galaktische KS

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Auswirkungen

• Abhängigkeit der Intensität von der Höhe

• Durchschnittliche Strahlungsbelastung auf Meeresniveau:– Kosmisch ~0.3mSv/a– Terrestrisch ~0.5mSv/a– Medizinisch ~1.5mSv/a

• Künstliche Beispiele:– Flug Wien-Tokyo ~0.1mSv– Ein CT ~20mSv

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Winkel-Abhängigkeit

• Je flacher der Winkel, desto länger ist die Atmospäre• Höhere -Zerfallswahrscheinlichkeit geringere Rate

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Schauer auf Erdoberfläche

• Schauer-Fläche abhängig von der Energie des primären Teilchens

• Experiment AUGER (Argentinien) besteht aus 1600 Messstationen mit je 1.5 km Abstand

• Messung von E>1017 eV (=0.1 EeV)

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Radiocarbon-Methode (14C-Datierung)

• Neutron aus der KS verwandelt Stickstoff in Kohlenstoff-Isotop:14N + n 14C + p

• Lebewesen tauschen ständig C mit Umwelt aus, daher gleiches Verhältnis 14C/12C wie in Luft

• Nach Tod kein Austausch mehr, 14C zerfällt mit t1/2~5730 a

• Bestimmung des Alters über Messung von 14C/12C-Verhältnis

• Anwendungsbereich: 300…60000 Jahre

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DetektorenIonisations- & Funkenkammer



Ionisationskammer

• Historisch ältestes Instrument (z.B. von Victor Hess benutzt)

• Gasgefülltes Volumen mit elektrischem Feld

• Durchtretendes Teilchen ionisiert über elektrische Wechselwirkung das Gas

• Elektrisches Feld saugt Ladungen ab Strom

• Spezielle Bauformen, z.B. Geiger-Zähler

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Ionisationskammer – Eigenbau

• Grundsätzlich sehr einfacher Aufbau• Anleitungen im Web, z.B.

http://www.techlib.com/science/ion.html

• Pringles-Dose als Ionisationskammer?• Outreach-Projekt am HEPHY

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http://www.techlib.com/science/ion.html



Funkenkammer

• Gasgefülltes Volumen mit Platten, die abwechselnd auf Hochspannung und Erde liegen (=elektrisches Feld)

• Ionisation durch Teilchenspur, Sekundärionisation (Lawineneffekt) bewirkt Funken entlang Spur

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Funkenkammer

• In der Praxis wird Hochspannung nur angelegt, wenn gerade ein Teilchendurchtritt passiert

• Messung mittels Szintillatoren und elektronischer Steuerungslogik

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DetektorenSzintillator & Photomultiplier



Was ist ein Szintillator?

• Anregung bei Teilchendurchgang

• Abgabe der Energie in Form von Licht

• Sehr schnell: <10 ns• Kann daher für

zeitkritische Messungen benutzt werden

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• Verschiedene Kristalle (z.B. Natriumjodid) oder organische Stoffe (z.B. Plastik-Szintillatoren mit Wellenlängenschieber)



Typische Anwendung: Trigger

• „Trigger“ einer Funkenkammer

• Szintillatoren messen instantan Teilchendurchgang und aktivieren die Steuerlogik, welche die Hochspannung einschaltet

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Wie misst man den Lichtblitz?

• Üblicherweise Tausende bis Zehntausende Photonen• Verbindung über Lichtleiter zu Photomultiplier• Szintillator und Lichtleiter sind mit Spiegelfolie

eingewickelt, um Totalreflexion zu erreichen• Gesamte Anordnung muss völlig lichtdicht verpackt

sein, da schon einzelne Photonen des Tageslichts stören würden

• Typische Anordnung:

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Photomultiplier (PM)-Röhren (1)

• Photon schlägt Elektron aus Photokathode (Photoeffekt)• Dynoden mit steigendem Potential beschleunigen

Elektronen und erzeugen weitere Sekundärelektronen

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PM-Röhren (2)

• Verschiedenste Größen und Bauarten• Verstärkung abhängig von Anzahl der Dynoden

– Größenordnung ~106...107

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Photomultiplier aus Halbleitern• Herkömmliche PMs haben einige Nachteile (Größe,

Hochspannung, Magnetfeld-Empfindlichkeit)• Halbleiter-Dioden knapp vor Lawinen-Durchbruch• APD = Avalanche Photodiode• Aktive Fläche bis 1 cm2, Verstärkung ~100• Betriebsspannung < 500 V

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SiPM = Silicon Photomultiplier• Array von vielen parallelen APDs auf einem Chip• (Diskretisiertes) „Analog“-Signal je nach Anzahl der

einfallenden Photonen• Betriebsspannung < 100 V (Geiger-Modus)• Messung einzelner Photonen möglich

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1 2 3

45

6 photo electrons



Vergleich der Photodetektoren

Röhre APD SiPM

Verstärkung 106…107 ~100 105…106

Betriebsspannung 1…2 kV 300…500 V <100 V

Aktive Fläche <200 cm2 <100 mm2 ~1 mm2

Dunkelrate ~1 kHz - ~1 MHz

Photon Efficiency ~30% ~80% ~50%

Magnetfeld-Toleranz

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Problem Dunkelrate?

• Thermisches Rauschen: Ein einzelner (Si)PM liefert auch bei völliger Dunkelheit Pulse

• Trick: Man verwendet 2 (oder mehr) (Si)PMs und verknüpft deren Signale mit logisch UND (Koinzidenz)

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Zusammenfassung



Zusammenfassung

• Anfänge der Radioaktivität um 1900– Henri Becquerel, Marie & Pierre Curie– Institut für Radiumforschung in Wien (seit 1910)– Kosmische Strahlung (KS): Victor Hess (1912, Nobelpreis 1936)

• Kosmische Strahlung– Solare (<GeV), Galaktische (GeV…EeV), Extragalaktische (>Eev)– Teilchenschauer in Atmosphäre– Hauptsächlich Myonen auf Erdoberfläche

• Nachweis durch Ionisations- & Funkenkammern– Ionisation von Gas bei Teilchendurchgang

• Moderner: Szintillator & Photomultiplier– Erzeugung von Lichtblitzen bei Teilchendurchgang

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Praktische Messungen



Meßaufbau

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SzintillatorenPhotomultiplier

Elektronik

PC

HV-Supply



Anordnung der Szintillatoren

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wird heute nicht verwendet



Übung 1

• Betrachten der PM-Signale am Oszilloskop• Messung der Dunkelrate (+Myonen) der einzelnen PMs

in Abhängigkeit der angelegten Hochspannung• Vergleich mit der Koinzidenz-Rate

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Übung 2• Messung der Koinzidenz-Rate pro Sekunde mit Zähler• Histogrammieren von 100 Messungen• Welche Verteilung ergibt sich?• Fitten der Verteilung und Bestimmung des relevanten

Parameters

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Übung 3• Messung der Wartezeit zwischen 2 Myonen• Histogrammieren von 100 Messungen• Welche Verteilung ergibt sich?• Fitten der Verteilung und Bestimmung des relevanten

Parameters

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Myonen-Experiment auf der TU (made at HEPHY)

24. Mai 2011


Vielen Dank fürIhre Aufmerksamkeit.

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