Indirekte Messungen

Nachdem Victor Hess 1912 bei Ballonflügen die Höhenstrahlung entdeckt hatte, waren es seine Zeitgenossen Walter Bothe und Werner Kolhörster die 1929 in Koinzidenzmessungen den Beweis durchdringender extraterrestrischer Strahlung (Absorptionsmessung) erbrachten. Aufgrund dieser Vorarbeiten war für Pierre Auger der Weg bereitet, um 1938 ausgedehnte Luftschauer durch die gleichzeitige (koinzidente) Messung mittels zweier Detektoren, die im Abstand einiger Meter aufgestellt waren, nachweisen zu können. Die kosmische Strahlung kann, wie im folgenden erklärt wird, bei hohen Energien prinzipiell nur noch durch solche indirekte Methoden gemessen werden. Denn eine direkte Messung der Teilchen der kosmischen Strahlung von Energien größer 10¹⁵eV (=1.000.000.000.000.000 eV) mit Detektoren, die von Satelliten oder Ballons getragen werden, erfordert wegen der geringen Intensität solch hochenergetischer Teilchen unannehmbar lange Flugzeiten und große Detektor-Volumina. Im Mittel trifft ein Teilchen einer solch großen Energie pro Jahr auf eine Flächenstück von einem Quadratmeter! Primärteilchen einer Energie von 10²⁰eV sind noch seltener: Eines pro Quadratkilometer und Jahrhundert!

Abbildung 1. Entwicklung eines ausgedehnten Luftschauers: Ein primäres Teilchen dringt in die Atmospäre ein und reagiert mit Atomkernen in der Lufthülle. Es bildet sich kaskadenartig ein Luftschauer aus in dem sich Teilchen als Reaktionprodukte weiterer Wechselwirkungen mit nahezu Lichtgeschwindigkeit auf die Erdoberfläche zubewegen. Da alle ungefähr die gleiche Geschwindigkeit besitzen befindet sich das Ensemble der Teilchen in einer Scheibe einer Dicke von ca. 1 m. Ihre Ausdehnung beträgt je nach Energie des Primärteilchens wenige hundert Meter.

Daher ist die einzig mögliche Methode die indirekte Bestimmung der kosmischen Strahlung durch die Beobachtung der Wechselwirkung der Teilchen aus dem All mit Atomkernen in der Erdatmosphäre. Dies geschieht durch den Nachweis sogenannter ausgedehnter Luftschauer mit Hilfe großflächiger Detektoranlagen auf dem Erdboden. Wie Abbildung 1 zeigt, sind Luftschauer Teilchenlawinen, die sich in kaskadenartigen Wechselwirkungsprozessen in der Lufthülle entwickeln und welche die große Energie des einfallenden primären Teilchens auf eine große Anzahl (Millionen) relativ niederenergetischer Teilchen (Elektronen, Photonen, Myonen und Hadronen) verteilen.

Die Schauerteilchen bilden eine ausgedehnte Scheibe, die sich nahezu mit Lichtgeschwindigkeit durch die Atmosphäre bewegt. Die Teilchenlawinen entwickeln sich entlang der Einfallsrichtung des Primärteilchens, so dass im Durchstoßpunkt der Einfallsrichtung durch die Erdoberfläche die höchste Teilchenintensität nachgewiesen wird. Aufgrund der vielen entstehenden Teilchen verschiedener Komponenten genügt es, die Komponenten stichprobenartig mit weitläufig verteilten Detektoren (Detektorfeld) zu registrieren. Ein primäres Proton einer Energie von 10¹⁵eV erzeugt z.B. im Mittel 1.000.000 Sekundärteilchen (80% Photonen (Licht), 18% Elektronen und Positronen, 1,7% Myonen und 0,3% Hadronen). Bei Energien oberhalb von 10¹⁷eV läßt sich effektiv insbesondere Fluoreszenzlicht im Wellenlängenbereich zwischen 300-400 nm beobachten. Es entsteht durch die Wechselwirkung geladener Teilchen mit Stickstoffmolekülen der Atmosphäre und kann bei solchen Energien mithilfe abbildender Spiegelsysteme in klaren Nächten in bis zu 30 km Entfernung beobachtet werden. Lange zeit war die kosmische Strahlung der einzige Zugang, um hochenergetische Teilchen und ihre Wechselwirkung zu studieren. Daher ist es auch nicht verwunderlich, dass eine Vielzahl zunächst unbekannter Teilchen zuerst in der kosmischen Strahlung entdeckt wurden.

Die eigentlich interessierenden Größen, nämlich Richtung, Energie und Masse der Primärteilchen müssen jeweils aus den Eigenschaften der Luftschauer abgeleitet werden. Die Schwierigkeit der Messung steigt hierbei in Reihenfolge der genannten Messgrößen, d.h. während die Richtung unmittelbar aus den Messdaten abgelesen werden kann, erfordert die Bestimmung der Masse mehr oder minder aufwendige Luftschauersimulationen, anhand derer man durch Vergleich auf des ursprünglich Teilchen schließen kann. Das in Karlsruhe entwickelte und inzwischen von vielen Gruppen weltweit verwendete Luftschauersimulationsprogramm CORSIKA (COsmic Ray SImulations for KAscade) erfüllt diesen Zweck. Simulationen zeigen, dass hochenergetische Hadronen (d.h. Protonen, Neutronen, Pionen,...) relativ eng (~ 30 m) um die Schauerachse konzentriert sind, Elektronen, Positronen und Photonen (i.allg. unter dem Begriff "Elektronen"zusammengefasst) den zahlenmäßig größten Anteil ausmachen, und Myonen (der schwerere Bruder der Elektronen) noch einige 100 m (bei 10¹⁴ eV) bis zu mehreren km (bei 10¹⁹ eV) entfernt von der Schauerachse nachweisbar sind. Die Anzahl der Myonen steigt bei fester Gesamtenergie nur geringfügig mit der Masse des Primärteilchens und erlaubt daher eine erste Abschätzung seiner Energie. Die am Erdboden beobachtete Elektronen- und insbesondere auch die Hadronenzahl sinkt dagegen mit zunehmender Masse des Primärteilchens. Schwerere Atomkerne wechselwirken mit größerer Wahrscheinlichkeit mit den Luftmolekülen, dies führt zu einer früheren Entwicklung des Schauers und damit zu einer stärkeren Absorption der elektromagnetischen und hadronischen Komponente in der Atmosphäre. Das Verhältnis der Elektron- oder Hadronzahl relativ zur Myonzahl ermöglicht somit eine Abschätzung der Masse des Primärteilchens. Ergänzende Messgrößen sind die Formen der Lateralverteilungen der jeweiligen Teilchensorten, die Höhe des Schauermaximums, die rekonstruierten Myon-Produktionshöhen, die Struktur des hadronischen Schauerkerns, oder das Zeitprofil der Schauerfront.

Mit Ausnahme der hadronischen Wechselwirkung sind die physikalischen Prozesse in einem Luftschauer hinreichend gut verstanden. Anzumerken ist, dass schon im Energiebereich des Knies die erste Wechselwirkung bei einer Schwerpunktsenergie s^1/2 = 2 GeV (Proton auf Proton Stoß), d.h. bei Energien erfolgt, zu der bisher nur der Teilchen-Beschleuniger Tevatron in der Lage ist. Bis zu dieser Energie haben die verwendeten Wechselwirkungsmodelle ihre Zuverlässigkeit durch umfangreiche Vergleiche mit Beschleunigerdaten bewiesen. Entscheidend wichtig für die Aspekte der Luftschauerentwicklung ist jedoch nicht der in Speicherringexperimenten vermessene Bereich in denen Teilchen durch entsprechende Detektoren nachgewiesen werden, sondern vielmehr der bislang nur unzureichend untersuchte extreme Vorwärtsbereich einer Reaktion, bei dem die Teilchen ohne Nachweis einfach im Strahlrohr des Beschleunigers verschwinden. Hinsichtlich der Kenntnis hadronischer Wechselwirkungen bewegen sich daher Luftschauerexperimente jenseits des Knies auf physikalischem Neuland. Eine Überprüfung und wenn möglich auch Verbesserung der Wechselwirkungsmodelle sowie eine kritische Bewertung der experimentellen Abhängigkeiten von den Modellen erscheint daher unerlässlich.

Der Untersuchungsgegenstand ist, wie im allgemeinen Abschnitt über kosmische Strahlung, das Energiespektrum sowie die Häufigkeit der vorkommenden Elemente. Wie sich zeigt, besitzt das Energiespektrum einige interessante Details, die es sich lohnt näher zu untersuchen:

Abbildung 2. Das Energiespektrum der kosmischen Strahlung. Zur Verdeutlichung der Strukturen im Spektrum wurden die Ordinatenwerte (Y-Achse) mit E2.5 skaliert (Die verwendete Einheit ist GeV=1.000.000.000eV). Zu sehen sind direkte Messungen verschiedener Ballon-Experimente, die eine Angabe der Energiespektren einzelner Elementgruppen erlauben. Oberhalb einer Energie von 1014eV sind nur noch indirekte Messungen möglich. Bisherige Experimente waren nur sehr unzureichend in der Lage Elementzusammensetzungen zu bestimmen. Daher sind Ergebnisse und Zusammenstellungen unterschiedlicher Luftschauer-Experimente als Energiespektrum aller Primärteilchen zu sehen. Deutlich hebt sich eine Struktur - Knie genannt - bei 4x1015eV=4.000.000.000.000.000 eV hervor. Ebenso ist eine Struktur bei 1019eV zu erkennen (genannt: Knöchel).

Das sonst unauffällige Spektrum hat eine ungewöhnliche Struktur - Knie genannt - bei ca. 4x10¹⁵eV, denn das Energiespektrum wird dort steiler (siehe Abbildung 2). Der Ursprung dieses Knies ist bis dato unbekannt und somit Ziel intensiver Studien. Die höchsten beobachteten Teilchenenergien von über 10²⁰eV wurden in den letzten 35 Jahren durch Luftschauerexperimente in Haverah Park (Großbritannien), Akeno (Japan), Yakutsk (Sibirien) und Utah (USA) gemessen. Beim Versuch, solch enorme Energien zu erklären stößt man nicht nur auf das Problem des Ursprungs solch hochenergetischer Strahlung, sondern es ergibt sich zusätzlich ein teilchenphysikalisches Problem. Protonen einer Energie oberhalb von 5x10¹⁹eV wechselwirken sehr effektiv mit den Photonen der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung (siehe Beitrag zur kosmische Hintergrundstrahlung). Oberhalb dieser Grenzenergie steht genügend Energie im Schwerpunktsystem zur Verfügung, um die D-Resonanz anzuregen, die unmittelbar wieder in Pionen und Nukleonen zerfällt, so dass das ursprüngliche Proton entweder einen wesentlichen Teil seiner Energie abgegeben hat oder sogar umgewandelt wurde. Die Prozesse entziehen dem Primärteilchen Energie, bis die Grenzenergie unterschritten wird. Nahezu unabhängig von der Anfangsenergie des Protons sinkt seine Energie auf unter 5x10¹⁹eV innerhalb einer Strecke von höchstens 100 Mpc (Mega parsec=310.000.000.000.000 000 m). Da aber nur in relativ großen Entfernungen (>100Mpc) genügend leistungsfähige Quellen vermutet werden, ergibt sich eine nahezu unüberwindliche Schwierigkeit. Es sollten keine Ereignisse oberhalb dieser Energie nachgewiesen werden. Dies steht im Gegensatz zu den Messungen im Bereich des Knöchels bei 5x10¹⁹eV (siehe Abbildung 2).

Die Untersuchung der zwei markanten Energiebereiche des Spektrums im Bereich von 10¹⁴-10¹⁷eV (Knie) und oberhalb von 10¹⁹eV (Knöchel) können Aufschluss über dieses 80 Jahre alte Problem der kosmischen Strahlung geben.

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