Caprice

Messungen von hochenergetischen Antiprotonen und Positronen

Wie im Teil  Direkte Messungen schon ausgeführt wurde, ist die Existenz von Antiprotonen in der kosmischen Strahlung nicht überraschend, da man einen gewissen Anteil als Folge der Wechselwirkung der kosmischen Strahlung mit dem interstellaren Gas erwartet. Im Jahr 1979 wurden die ersten Antiprotonen in der kosmischen Strahlung mit einem Ballonexperiment gefunden. Der direkte Nachweis anhand ihrer Masse gelang 1992 mit dem dem Ballonexperiment  IMAX in einem Energiebereich unterhalb 3 GeV.

Bei höheren Energien ist die direkte Massenbestimmung schwierig. CAPRICE2 ist deshalb eine Weiterentwicklung des CAPRICE-Experimentes, das am 8. August 1994 in Lynn Lake, Kanada erfolgreich am Rande der Atmosphäre Daten aufgenommen hat. Das Konzept eines Magnetspektrometers mit supraleitendem Magneten, einer Flugzeitmessung aus  zwei Szintillatorebenen, einem RICH-Detektor und einem Silizium-Wolfram-Kalorimeter wurde beibehalten. Um den Meßbereich zu höheren Energien hin zu erweitern, wurde der Natriumfluorid-RICH- Detektor durch einen RICH-Detektor mit Gas-Radiator ersetzt.

(Erklärung zum Cherenkov-Effekt: Die Lichtgeschwindigkeit c_M in Medien mit dem Brechungsindex n ist kleiner als die Lichtgeschwindigkeit c im Vakuum. Ein elektrisch geladenes Teilchen kann sich nie schneller bewegen, als das Licht im Vakuum. In Medien kann dies dagegen sehr wohl vorkommen. Ist dies der Fall so entsteht eine charakteristische elektromagnetische Strahlung, das sogenannte Cherenkov-Leuchten. Dieses Licht wird unter einem Winkel q relativ zur Teilchenbahn abgestrahlt, der von dem Brechungsindex des Mediums n und der Geschwindigkeit  v abhängt : cos q  = c/(n v). Dieser Winkel wird mit einem RICH Detektor vermessen. Ist das Teilchen langsamer als v = c/n, wird überhaupt kein Licht ausgestrahlt, der Detektor dient dann als Schwellwertzähler: Bei gleichem Impuls (gemessen mit dem Spektrometer) machen leichte (schnelle) Teilchen wie z. B. Myonen schon Licht, die schweren (langsamen) Protonen aber noch nicht).

Neben dem neuen RICH-Zähler wurde die Leistungsfähigkeit des Magnetspektrometers durch eine Verbesserung der Spurvermessung vergrößert.

Am 25.5.1998 wurde mit CAPRICE2 ein Flug über etwa 21 Stunden in einer Höhe von ca. 36 km zur Vermessung der hochenergetischen  galaktischen Antiprotonen und  Positronen von Ft. Sumner, New Mexico, USA durchgeführt.  Dabei konnten durch den Einsatz des RICH-Detektors zum ersten Mal Antiprotonen im Energiebereich zwischen 20 bis 50 GeV anhand ihrer Masse identifiziert werden. Im der nebenstehenden Grafik ist der Cherenkov-Winkel (ermittelt mit dem RICH-Cherenkov) gegen die Steifkeit (=Impuls, ermittelt mit dem Magnetspektrometer) einfach geladener Teilchen aufgetragen. Man erkennt auf der rechten Seite die Bänder der Protonen,  Myonen und Elektronen. Auf der linken Seite sind 5 Antiprotonen eindeutig identifiziert.

Messungen von atmosphärischen Myonen

Der größte Anteil der am Erdboden meßbaren kosmischen Strahlung besteht aus Myonen. Seit der Identifizierung des Myons in dieser Strahlung im Jahr 1937 wurde der absolute Fluß und das Ladungsverhältnis der Myonen am Erdboden mehrfach sorgfältig vermessen. Überraschenderweise besteht aber auch über 60 Jahre nach der ersten Beobachtung der Myonen noch Interesse an genaueren Messungen des absoluten Flusses und des Ladungsverhältnisses dieser Komponente der kosmischen Strahlung. Dieses Interesse ist hauptsächlich durch die Möglichkeit begründet, mit den relativ leicht detektierbaren Myonen die Vorhersagen aus Modellen zur Simulation von Wechselwirkungen der kosmischen Strahlung mit den Atomkernen der Luft zu testen. Diese Modelle spielen beispielsweise bei der Interpretation der sogenannten atmosphärischen Neutrino-Anomalie eine wichtige Rolle. Atmosphärische Neutrinos entstehen durch Wechselwirkung der Teilchen der kosmischen Strahlung mit der Erdatmosphäre. Trifft ein hochenergetisches Teilchen der primären kosmischen Strahlung auf einen Atomkern der Atmosphäre, so entstehen Wechselwirkungsprodukte, die ihrerseits in einer Kaskade von Sekundärreaktionen wieder Teilchen erzeugen können. In einem solchen Luftschauer wird vor allem eine große Zahl von geladenen Pionen und Kaonen erzeugt. Wenn diese Teilchen nicht selbst wieder mit den Kernen der Atmosphäre wechselwirken, zerfallen sie nach kurzer Zeit in Myonen. Je nach Energie und Höhe der Entstehung erreichen die so entstandenen Myonen trotz ihrer relativ langen Lebenszeit von 2.2 µs nicht den Erdboden, sondern sie zerfallen in Elektronen (Positronen) und Neutrinos. Die bei diesen Prozessen entstehenden Neutrinos werden als atmosphärische Neutrinos bezeichnet.

Um genauere Vorhersagen machen zu können, werden aufwendige Monte Carlo Rechnungen durchgeführt. In diese Rechnungen fließen unter anderem Informationen wie die Spektren der einfallenden Teilchen, Annahmen über Wechselwirkungsprozesse der Teilchen in den Luftschauern und Einflüsse der Polarisation der Myonen ein.

Die Messung der atmosphärischen Neutrinos geschieht durch Messung der Elektronen beziehungsweise der Myonen, die bei der quasielastischen Streuung von Neutrinos an Nukleonen entstehen. Diese Teilchen werden mit zwei verschiedenen Techniken detektiert. Bei einer Methode werden große Kalorimeter mit Spurvermessung eingesetzt (Soudan-2, Fréjus, und NUSEX). Bei der anderen Methode wird in großen Wasser-Cherenkov-Detektoren das Cherenkov-Licht der Elektronen und Myonen vermessen (Super Kamiokande, Kamiokande, IMB). Zur Abschirmung der anderen Komponenten der kosmischen Strahlung werden alle diese Detektoren tief unter der Erde betrieben.

Die Ergebnisse der Wasser-Cherenkov-Detektoren und von Soudan-2 zeigen eine deutliche Abweichung des gemessenen Neutrinozahlen von der Simulation. Diese Abweichung wird als "atmosphärische Neutrino-Anomalie" bezeichnet. Diese liefert einen starken Hinweis auf die Existenz von sogenannten Neutrino-Oszillationen, d. h. der Umwandlung einer Neutrinoart in eine andere.

Mit Hilfe sogenannter "Long-Baseline"-Experimente (ein Beschleuniger "schießt" Neutrinos auf ein hunderte von Kilometern entferntes Experiment durch die Erde hindurch) sollen diese Beobeachtungen am Erdboden überprüft werden. Unabhängig davon wird angestrebt, das Entstehen der atmosphärischen Neutrinos völlig zu verstehen. Im speziellen ist die Normalisierung der atmosphärischen Schauerentwicklung wohl nicht genauer als 10-15%, wegen der Ungenauigkeiten des primären Flusses und der Wirkungsquerschnitte bei der Produktion der Teilchen.

Eine effektive Möglichkeit zum Testen der Neutrinoproduktion ist die Messung der Myonen, da diese ja eng mit den Neutrinos verknüpft sind. Jede Neutrinosimulation enthält auch die Zahl der Myonen und könnte so überprüft werden.

Die Myonenmessung mit einem Ballonexperiment könnte in verschiedenen atmosphärischen Tiefen durchgeführt werden und eine gleichzeitige Messung des primären Flusses einschließen.

Die Daten, die während der kurzen Aufstiegphasen einiger Ballonflüge gesammelt wurden, wurdern bereits zur Überprüfung verwendet, und es wurden bedeutende Diskrepanzen in einigen Fällen beobachtet.

Allerdings sind die Aufstiegphasen normalerweise ziemlich kurz und es muß über ein bestimmtes Höhenintervall gemittelt werden. Weiterhin braucht man ein Instrument, welches die Myonen von den anderen Teilchen sauber trennen kann. Das CAPRICE2 Experiment ist dazu hervorragend geeignet, wie die nebenstehende Abbildung zeigt. Trägt man den Cherenkov-Winkel aus dem RICH-Detektor gegen die Bahnkrümmung (=1/R) aus dem Magnetspektrometer auf, so separieren sich die Teilchen in hervorragender Qualität.

Der Ballonflug soll nach folgendem speziellen Profil durchgeführt werden: Erst kommt der Aufstieg auf die "normale" Höhe von ca. 40 km zur Messung des primären Flusses von Protonen und Helium. Dann ein stufenweiser Abstieg zur Messung der Myonen, wobei gleichzeitig aber immer noch Protonen und Helium weitergemessen werden können. Ein solcher Ballonflug ist für das Frühjahr 2002 geplant.

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