Ballon- und Satelliten-Experimente zur Erforschung der kosmischen Teilchenstrahlung

Wie in der Einführung kosmische Strahlung schon ausgeführt wurde, erstrecken sich die Teilchenenergien der kosmischen Strahlung vom MeV-Bereich bis zu 10²⁰ eV. Der Teilchenfluss hängt über ein Potenzgesetz von der Energie ab, sodass bei einer Energie von 10¹⁵ eV nur mit rund einem Teilchen pro m² und Jahr zu rechnen ist. Solch ein geringer der Fluss lässt sich nicht mehr direkt im Weltraum durch Satelliten- oder Ballonexperimente vermessen, da die realisierbaren Sammelflächen zu klein wären. Man bedient sich daher bei den hohen Energien einer indirekten Messmethode, indem man die Wechselwirkung der energiereichen Teilchen in der Atmosphäre ausnutzt und die dabei entstehenden sekundären Teilchen mit erdgebundenen Experimenten detektiert (vgl. hierzu auch indirekte Messungen). Verständlicherweise haben es daher die indirekten Messungen schwer, eindeutig auf die physikalischen Parameter wie Ladung, Ladungsvorzeichen und Masse der primären Teilchen zu schließen. Daher weiß man bereits bereits bei Energien oberhalb von 10¹² eV sehr wenig über die Teilchen. Bei niedrigen Energien ist allerdings der Teilchenfluss groß genug, um sie mittels eines Satelliten- oder Ballonexperimenten direkt zu detektieren. Bei diesen direkten Messungen waren es insbesondere die Ballonexperimente, die wesentlich zum heutigen Stand des Wissens beigetragen haben. In Deutschland ist die Universität Siegen ist an diesen Ballonexperimenten schon über viele Jahre beteiligt.

Ballonexperimente und ihre experimentellen Konzepte

Die nebenstehende Abbildung zeigt den Aufstieg eines Ballongespanns. Es besteht aus Ballon, Fallschirm und Nutzlast. Diese Ballone, die Volumina bis zu eine Million m³ haben können, bringen Nutzlasten von bis zu 3 Tonnen in Höhen von etwa 40 km. Die verbleibende Restatmosphäre oberhalb des Experiments beträgt dann nur noch 3-5 g/cm². (Vergleicht man diese Zahl mit den 80 g/cm² an mittlerer freier Weglänge von Protonen in Luft, so erkennt man, dass die Ballonflughöhe der Weltraumbedingung sehr nahe kommt).

Geflogen werden diese Experimente an unterschiedlichen Orten, im Wesentlichen jedoch in entlegenen Regionen des amerikanischen Kontinents, so in Kanada oder in New Mexico, USA, aber auch in Russland, Japan und Australien. Die Flugdauer beträgt typischerweise 24 Stunden, doch Abweichungen um einige Stunden nach oben und unten sind möglich und ergeben sich durch äußere Bedingungen wie Wetter, Wind, Ländergrenzen und durch den Zustand des Ballons. Ausserdem verliert der Ballon in der Nacht an Höhe, wenn man nicht Ballast abwirft, ein weiterer limitirender Faktor. Will man längere Flugdauern erreichen, so besteht die Möglichkeit, im Sommer in der Antarktis zu fliegen, wo es dann immer hell ist und das Ballongespann dann innerhalb von etwa 10 Tagen den Pol umrundet. Diese Möglichkeit reduziert jedoch die maximal zulässige Nutzlast auf etwa die Hälfte und erhöht die Gefahr eines Totalverlustes des Experiments. Erdumkreisungen in geringen geographischen Breiten werden gegenwärtig auch angestrebt, wodurch man die Flugdauern auf etwa 100 Tage erhöhen könnte. Wegen des Tag-Nacht-Rhythmusses werden für diese Flüge jedoch spezielle Ballone benötigt, an denen die NASA gegenwärtig arbeitet.

Als Anhang werden unten die zur Zeit (Stand 2001) weltweit existierenden Ballonexperimente und deren wissenschaftliche Messziele aufgeführt. Zur Identifizierung der verschiedenen Teilchen und zur Messung ihrer physikalischen Parameter benutzt man unterschiedliche Messdetektoren, die aus dem Bereich der Elementarteilchenphysik (Hochenergiephysik) und der Kernphysik stammen.

Die Abbildung links zeigt exemplarisch die typische Größe und Komplexität eines modernes Ballonexperiment, das ISOMAX-Experiment. Es ist etwa 2,5 m hoch und hat eine Masse von 2000 kg. Im Zentrum dieses Experiments befindet sich ein starkes supraleitendes Magnetspektrometer, das den Impuls einfallender Protonen noch bei 100 GeV auf 6% genau zu messen gestattet. Ergänzt wird dieses Spektrometer durch Szintillationszähler, Aerogel-Cherenkovzähler und eine Flugzeitmessung, welche die Ladung und die Geschwindigkeit der einfallenden Teilchen messen.

Dieses ISOMAX-Experiment sowie auch die anderen Ballonexperimente zielen darauf ab, die Kenntnisse über die Zusammensetzung der einfallenden kosmischen Teilchen (Hadronen, Leptonen, Kerne, Antimaterie) und deren Energiespektren stetig zu verbessern. Aus diesen Beobachtungen können dann Rückschlüsse gezogen werden auf den Ursprung dieser Teilchen, auf ihre kosmischen Beschleunigungsprozesse, auf ihre Nukleosynthese und auf ihre Ausbreitung im interstellaren Raum. Doch auch die Suche nach Antimaterie und dunkler Materie ist Gegenstand dieser Forschung.

Die kosmische Strahlung ist eine hochenergetische Materieprobe

Bei niedrigen Energien um etwa 1 GeV/Nukleon weiss man durch direkte Messungen sehr genau, woraus die kosmische Strahlung besteht. Bei obiger Abbildung handelt es sich z. B. um die mit dem Ballonexperiment ALICE gemssene Ladungsverteilung der kosmischen Strahlung am Rand der Atmosphäre bei etwa 1 GeV/Nukleon für Ladungen Z ³ 8. Kleinere Ladungen wurden bei dieser Messung experimentell unterdrückt. Es handelt sich um eine energiereiche kosmische Materieprobe, die etwa die folgende Zusammensetzung hat: 85% Protonen, 12% Heliumkerne, 2% schwere Atomkerne (siehe obige Abbildung) und 1% Elektronen. Bei höheren Energien, soweit die Messungen eine Aussage zulassen (~ 50 GeV/Nukleon), bleibt diese Zusammensetzung in den wesentlichen Zügen unverändert. Diese kosmische Materieprobe, die alle Elemente des periodischen Systems enthält, ist darüberhinaus die einzige, die wir direkt vermessen können und die nicht aus unserem eigenen Sonnensystem stammt, so dass wir testen können, ob die Materiezusammensetzung unseres eigenen Sonnensystems typisch ist für den interstellaren Raum. Im wesentlichen findet man in den Elementhäufigkeiten eine weitgehende Übereinstimmung zu den solaren Werten, was auf eine vorwiegend stellare Produktion auch der kosmischen Teilchen schließen lässt.

Es zeigen sich jedoch auch gravierende Unterschiede. So treten die leichten Elemente Li, Be und B überhäufig in der kosmischen Strahlung auf. Man erklärt diese Anreicherung damit dass die schwereren Elemente wie C, N und O mit dem interstellaren Gas wechselwirken und fragmentieren, dabei entstehen dann eben die leichteren Elemente. Aus den Messdaten lässt sich folgern, dass die Teilchen bei etwa 1 GeV/Nukleon im interstellaren Raum im Mittel etwa 10 g/cm² durchlaufen haben, bevor sie die Erde erreichen. Diese relativ große Zahl besagt, dass die Teilchen der kosmischen Strahlung über einen längeren Zeitraum an die Milchstraße gebunden sein müssen, denn bei nur einer geraden Durchquerung unserer Milchstraße, von einem Rand zum anderen, würden nur etwa 0,16 g/cm² aufgesammelt werden. Verantwortlich sind die interstellaren Magnetfelder, die die geladenen Teilchen durch Lorentzkräfte an die Milchstraße binden. Folgt man den heutigen Modellvorstellungen, so halten sich die Teilchen etwa 10 Millionen bis 100 Millionen Jahre in unserer Milchstraße auf, bevor sie in den intergalaktischen Raum entweichen. Die kosmische Strahlung repräsentiert somit eine sehr junge Materieprobe - das Alter der Sonne beträgt etwa 4 Milliarden Jahre - und erlaubt Einblicke in die zeitliche, nukleare Entwicklung der Materie in der Milchstraße.

Auch wenn noch präzise Vorstellungen über die Ausbreitung der hochenergetischen Teilchen der kosmischen Strahlung in der Milchstraße fehlen, so verdichtet sich doch das Bild, dass diese Teilchen durch Diffusionsprozesse weite Bereiche unserer Milchstraße gleichmäßig füllen und Teil des interstellaren Mediums sind.

Allerdings ist die Frage nach dem genauen Ursprung der kosmischen Strahlung noch unbeantwortet. Intuitiv hat die hohe Energie dieser Teilchen eigentlich schon früh auf die energiereichsten kosmischen Objekte in unserer Milchstraße hingewiesen, nämlich auf die Supernova-Explosionen. Doch ein direkter Beweis steht nach wie vor aus. Um einen möglichen Hinweis zu finden, sucht man nach feineren Signaturen in der Zusammensetzung der Strahlung, insbesondere bei den Isotopen, denn diese reagieren besonders sensibel auf nukleare Brennprozesse. Da die Massenbestimmung relativistischer Schwerionen bei Energien oberhalb 1 GeV/Nukleon keine leichte messtechnische Aufgabe ist, erklärt sich, dass erst in der jüngsten Zeit unter Verwendung moderner Messtechnik wirkliche Forschritte erzielt werden konnten.

(Für Details siehe ISOMAX-Experiment). Bei kleineren Energien (~ 100 MeV/Nukleon) haben in den letzten Jahren auch einige Satellitenexperimente, insbesondere Ulysses und ACE zu einer Verbesserung der Massenbestimmung auch bei schweren Elementen beigetragen. Diesen neuen Forschungsergebnissen zufolge scheint die kosmische Strahlung jedoch nicht aus frisch synthetisierten Elementen zu bestehen, die direkt aus den Supernova-Explosionen stammen. Es ist eher eine Materieprobe aus dem interstellaren Gas, die, heutigen theoretischen Vorstellungen folgend, durch die von den Supernova-Explosionen ausgelösten Schockwellen beschleunigt wurde.

Suche nach Antimaterie und nach dunkler Materie in der kosmischen Strahlung

Ein weiteres wichtiges Thema der kosmischen Teilchenphysik ist die Suche nach kosmischer Antimaterie, denn es berührt eine der fundamentalen Fragen der Physik und bewegt die Kosmologie wie auch die Elementarteilchenphysik. Wieso erscheint unsere Welt eigentlich so unsymmetrisch in der Baryonenzahl? Jedenfalls deutet die Interpretation der Gamma-Beobachtungen darauf hin, dass es keine primordiale Antimaterie bis hoch zu Skalen von Superhaufen von Galaxien im Universum gibt. Trotz dieser Schlüsse aus den Gamma-Beobachtungen wurde auch in der kosmischen Strahlung nach diesen Teilchen gesucht.

Neuere Messungen haben Antiprotonen in der kosmischen Strahlung gefunden, doch deren Existenz ist nicht überraschend. Man erwartet einen gewissen Anteil als Folge der Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit dem interstellaren Gas. Abb. 5 zeigt die ersten eindeutig, auch von ihrer Masse her, identifizierten galaktischen Antiprotonen. Diese Messung gelang mit dem Ballonexperiment IMAX.

Die in dieser Darstellung gezeigten Antiprotonen geben sich durch ihre Krümmungsrichtung im Magnetspektrometer und durch ihre Masse zu erkennen.Es zeigt sich jedoch, dass der Fluss aller bisher gemessenen Antiprotonen - man hat mit verschiedenen Ballonexperimenten bisher über Tausend gemessen - verträglich ist mit der Vorstellung dieser sekundären Produktion. Auf der Basis der jetzigen Datenlage gibt es keinen Hinweis auf einen erhöhten unerklärbaren galaktischen Antiprotonenfluss. Die Suche nach galaktischen Antikernen war bisher erfolglos und die obere Grenze für Antihelium liegt heute bei etwa Antihelium/Helium <10^-6.

Die Messungen an den Antiprotonen wie auch an den Positronen, haben aber noch einen weiteren Reiz und stehen im Zusammenhang mit der wichtigen Suche nach der geheimnisvollen dunklen Materie, für die die Astrophysik noch keine Erklärung hat, die aber offensichtlich mehr als 90% der gravitativen Masse des Universums ausmacht. In diesem Zusammenhang wurden viele Ideen in Betracht gezogen. Diskutiert werden unter anderen auch massereiche, schwach wechselwirkende Teilchen, die jenseits des Standardmodells der Teilchenphysik liegen. So ist es nicht ausgeschlossen, dass diese Teilchen im Universum mit ihren Antiteilchen annihilieren, hadronisieren und eine Quelle von zusätzlichen Antiprotonen wie auch Positronen bilden. Experimente suchen nach möglichen Signaturen in den Energiespektren. Auch wenn es bisher keine Hinweise gibt, so werden diese Beobachtungen in Anbetracht der großen physikalischen Bedeutung fortgesetzt. Diese Beispiele zeigen, dass die Ballonexperimente einen wichtigen Beitrag zur Erforschung der kosmischen Strahlung leisten. Sie sind außerdem wesentlich kostengünstiger als Satellitenexperimente und werden auf kürzeren Zeitskalen realisiert. Da sie außerdem von ihrem xperimentellen Aufbau her überschaubar bleiben, sind sie für Arbeitsgruppen an Universitäten in Hinblick auf die studentische Ausbildung besonders gut geeignet. Eine erweiterte Perspektive ergibt sich durch die Entwicklung der neuen Ballone, die Flugdauern bis zu 100 Tagen in der Zukunft ermöglichen.

Satellitenexperimente

Ballonexperimente finden dann ihre Grenze, wenn die Flüsse der einfallenden Teilchen so gering werden, dass mit den erreichbaren Flugdauern nicht ausreichend viele Teilchen registriert werden können. Zum anderen kann bei einigen Beobachtungen die verbleibende Restatmosphäre so stark stören, das Ballonexperimente auch dadurch ihre Grenze finden. In solchen Fällen hift nur der Einsatz von Satelliten oder Raumstationen. Zur Zeit gibt es einige Experimente zur Messung der kosmischen Teilchenstrahlung, wie ACE [Advanced Composition Explorer] oder Ulysses, die allerdings nur bei Energien bis einige 100 MeV/Nukleon messen und auch das Ladungsvorzeichen nicht bestimmen können.

Dazu eignet wie oben ausgeführt hervorragend ein Magnetspektrometer. Bis jetzt ist nur ein Magnetspektrometer im Weltraum geflogen, und zwar MARIYA-Experiment auf der Raumstation MIR.

Nun sind zwei Magnetspektrometer für den Einsatz im Weltraum im Bau, an denen sich deutsche Universitäten und Institute beteiligen: PAMELA und AMS.

Die Universität Siegen ist am PAMELA Experiment beteiligt, dessen Hauptziel die Vermessung der galaktischen Antiprotonen und Positronen bis zu Energien von etwa 200 GeV ist. Der Fluss dieser Teilchen ist zwar klein (etwa 1 Antiproton auf 10.000 bis 100.000 Protonen), aber dennoch reicht schon ein relativ kleines Experiment aus, um bei einem Einsatz von einem Jahr oder länger eine gute Statistik zu gewährleisten. Das Experiment besteht aus einem Magnetspektrometer mit Siliziumstreifenzählern zur Auslese, einem Übergangstrahlungsdetektor, einem Silizium-Wolfram-Kalorimeter, einem Flugzeitzähler und einem Anti-Koinzidenz-System. Das ganze Experiment ist dabei nur etwa einen Meter hoch und wiegt etwa 400 kg.

Es ist geplant, dieses Experiment Ende 2002 auf eine nahezu polare Umlaufbahn zu bringen. Für Details siehe auf der Seite PAMELA.

Das Magnetspektrometer AMS wurde zur Suche nach Antikernen entwickelt. Wie oben ausgeführt wurde, deuten die Gamma-Beobachtungen zwar darauf hin, dass es keine primordiale Antimaterie bis hoch zu Skalen von Superhaufen von Galaxien im Universum gibt. Trotz dieser Schlüsse wurde auch in der kosmischen Strahlung nach galaktischen Antikernen gesucht, allerdings bisher erfolglos, die obere Grenze für Antihelium liegt heute bei etwa Antihelium/Helium <10^-6. Der Nachweis eines einzigen Antikohlenstoffkerns würde allerdings ausreichen, um die Existenz von kosmischer Antimaterie nachzuweisen - Antiprotonen alleine reichen dafür noch nicht aus.

Um mögliche Antihelium- und Antikohlenstoffkerne nachzuweisen, braucht man deshlab ein sehr großes Experiment, welches die Empfindlichkeit bisheriger ballongetragener Experimente um den Faktor 10.000 übersteigt. In der ersten Testversion, die 1998 auf dem Space-Shuttle für 10 Tage geflogen wurde, bestand das AMS Experiment aus einem 2,5 Tonnen schweren Permanentmagneten mit Siliziumstreifenzählern zur Auslese, einem Flugzeitzähler, einem Aerogel-Cherenkovzähler und einem Antikoinzidenzsystem.

Ab dem Jahre 2003 soll - basierend auf den Ergebnissen dieser Mission -ein erweitertes AMS Spektrometer auf der Internationalen Raumstation für einen Zeitraum von drei bis fünf Jahren eingesetzt werden. Dieser Zeitraum wird als notwendige Grundlage für die Identifizierung von Antimaterie angesehen. Das Kernstück von AMS soll dann ein Magnetspektrometer mit supraleitendem Magneten und Siliziumstreifenzählern zur Auslese sein. Zur Teilchenidentifizierung dienen ein Übergangstrahlungsdetektor, ein RICH Cherenkovzähler, ein Kalorimeter, ein Flugzeitzähler sowie ein Anti-Koinzidenz-System.

Neben der RWTH Aachen (I. und III. Physikalisches Institut) und dem DLR sind in Deutschland beteiligt: MPE (Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik), die Firma Isatec in Aachen und die Vakuumschmelze in Hanau. Für Details siehe auf der Seite AMS.

Anhang

Ballonexperimente

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