Isomax

Auf der Seite Direkte Messungen wurde schon erwähnt, daß sich deutliche Unterschiede in der Zusammensetzung der "normalen" Materie (Erde, Sonne, Mond, usw.) und der kosmischen Strahlung zeigen. 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.

Allerdings ist so nur die Summe der auf dem Weg aufgesammelten Materie bekannt, nichts aber über die Dichteverteilung. Ist die Materiedichte in der Galaxie überall gleich, oder besteht in der galaktischen Scheibe eine hohe Dichte, umgeben von einem sogenannten "Halo" mit geringer Dichte? Diese Frage läßt sich mit radioaktiven Isotopen der sekundärene Elemente nachgehen, deren Zerfallszeit ungefähr der Aufenthaltszeit in der Galaxis entspricht, also mehrere Millionen Jahre. Bei Vergleich der Messungen eines sekundären, radioaktiven und eines sekundären, stabilen Isotops erhält man Informationen über die Dichte und somit der Aufenthaltszeit in der galaktischen Scheibe. Je größer die Häufigkeit  eines radioaktiven Isotops im Vergleich zur Häufigkeit eines stabilen Isotops ist, umso kürzer ist die Aufenthaltszeit der kosmischen Strahlung in der galaktischen Scheibe (sonst wäre ja mehr des radioaktiven Isotops zerfallen) bzw. umso größer ist die Dichte der von den sekundären Teilchen durchlaufenen Materie. Beryllium ist ein sekundär gebildetes Element und hat ein radioaktives Isotop Beryllium-10 (¹⁰Be) mit einer Halbwertszeit von 1,6 Millionen Jahren, das stabile Isotop ist Beryllium-9 (⁹Be). Man muß also bei der Messung  ⁹Be  und ¹⁰Be voneinander trennen können. Weiterhin ist Beryllium ziemlich selten (ungefähr so selten wie Antiprotonen!) so daß man ein großes Experiment benötigt bzw. lange fliegen muß. Bisher existierten nur Messungen bei Energien von wenigen hundert MeV/Nukleon. Allerdings versprechen Messungen bei höheren Energien wesentlich bessere Möglichkeiten, verschiedene Modellrechnungen zu bestätigen bzw. zu verwerfen (siehe unten). Deshalb wurde das Ballonexperimet ISOMAX zur Messung des  ⁹Be  zu ¹⁰Be Verhältnisses bei Energien oberhalb 1 GeV/Nukleon entwickelt.

Es handelt sich hierbei um ein starkes Magnetspektometer zur Impulsmessung, mit Flugzeitzählern und Cherenkov-Detektoren zur Ladungs- und Geschwindigkeitsmessung. Der Geometriefaktor ist mit ca. 450 cm²sr groß genug, um bei einem mehrere Tage dauernden Flug genügend Beryllium zu messen. Das Herzstück des Experimentes ist ein supraleitender Magnet mit zwei Spulen in Helmholtz-Anordung, wodurch sich zwischen den Spulen ein ziemlich homogenes Magnetfeld ergibt. Zur Spurvermessung werden Driftkammern mit einer Auflösung von etwa 70 µm für einfach geladene Teilchen verwendet. Für Beryllium ergibt sich eine Auflösung von etwa 45 µm. Zusammen mit dem starken Magnetfeld ergibt sich so eine bisher für Ballonexperimente unerreichte Impulsauflösung (Das MDR beträgt über 1000 GV, bisheriger "Rekord" war etwa 300 GV von CAPRICE).

Zur Flugzeitmessung und Ladungsseparation werden Plastikszintillatoren verwendet, die von schnellen Photomultipliern ausgelesen werden. Damit ergibt sich eine ausgezeichnete Zeitauflösung von etwa 60-80 Pico-Sekunden für Beryllium. Der Abstand der Szintilllatoren beträgt 2,6 m. Um den Meßbereich nach höheren Energien zu erweitern, wird zusätzlich noch ein Aerogel-Cherenkov-Zähler eingesetzt (oberhalb von etwa 1,1 GeV/Nukleon erzeugen die Teilchen Cherenkov-Licht, welches zur Geschwindigkeitsmessung verwendet wird). Der Ballonflug fand am 4.8.1998 von Lynn Lake, Manitoba (Kanada) aus statt und dauerte etwa 26 Stunden.

Im linken oberen Bild ist die Massentrennung für Helium gezeigt. Trägt man die Geschwindigkeit (gemessen mit dem Flugzeitzähler) gegen die Steifigkeit (= Impuls) auf, so separieren sich die Isotope Helium-3 und Helium-4, da das leichtere Helium-3 bei gleichem Impuls schneller ist.

Mit den Meßgrößen für Ladung, Impuls und Geschwindigkeit kann man dan die Masse der Teilchen ausrechnen. Im oberen rechten Bild ist die Massenverteilung for Beryllium im Energiebereich zwischen 0,2 und 1,0 GeV/Nukleon aufgetragen. Deutlich sind die drei Berylliumisotope zu sehen, wichtig dabei das Verhältnis von ¹⁰Be  zu ⁹Be.

Trägt man dieses Ergebnis als Funktion der Energie auf, so erhält man nebenstehendes Bild: Bei kleinen Energien existieren schon Messungen, die alle dicht beeinander liegen. Die durchgezogenen Kurven sind Modelle, die das Verhältnis von ¹⁰Be  zu ⁹Be als Funktion der Energie vorhersagen. Wie man sieht, unterscheiden sich die Modelle erst bei höheren Energien merklich voneinander. Die beiden Meßpunkte rechts stammen von ISOMAX. Leider sind aufgrund der kurzen Flugdauer von nur einem Tag die statistischen Fehlerbalken noch ziemlich groß und erlauben noch keine Aussage, welches Modell denn nun richtig ist. Deshalb war für den Sommer 2000 ein längerer Ballonflug geplant. Allerdings ergaben sich schon kurz nach dem Start Probleme, so daß der Flug abgebrochen werden mußte. Aufgrund von unglücklichen Umständen wurde das Experiment bei der Landung dann total zerstört. Somit sind in nächster Zukunft erst einmal keine weiteren Messunge der Berylliumisotope bei höheren Energien möglich. Eine wichtige Frage zur Ausbreitung der Teilchen in der Galaxis bleibt so vorerst unbeantwortet.