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Das Pierre Auger Observatory und dessen neueste Ergebnisse Von Joachim Schmidt am 19.12.2005 Betreuer: Prof. Dr. Uli Katz.

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1 Das Pierre Auger Observatory und dessen neueste Ergebnisse Von Joachim Schmidt am Betreuer: Prof. Dr. Uli Katz

2 Übersicht ● Das Pierre Auger Observatory – Hintergründe – Chem. Zusammensetzung der UHECRs – Detektoren ● Cherenkov-Tanks ● Fluoreszenzteleskope ● Dazu Messungen – Aktueller Stand – Ausblick

3 Wozu wird das PAO gebaut? (1) ● Messung kosmischer Strahlung (KS) über – eV (GZK-Cutoff 6*10 19 eV) ● Struktur des Spektrums in GZK-Region ● Beobachtung von Punktquellen von UHECRs ● Beobachtung von Anisotropien der kosmischen Strahlung und Rückschlüsse auf Quellen ● Messung von intergalaktischen Magnetfeldern mit UHECRs ● Detektion von Neutrinowechselwirkungen extrem hoher Energien(EHE) in der Atmosphäre

4 Wozu wird das PAO gebaut? (2) ● Anisotropien und Punktquellen von Neutrinos mit EHE ● Suche nach neuen schwach wechselwirkenden Teilchen bei EHE (nur Neutrinos oder auch Gravitinos oder andere WIMPs?)

5 Das Pierre Auger Observatory ● Geplant seit 1992 ● Nachweis von höchstenergetischer kosmischer Strahlung mit zwei großen Luftschauerdetektoren ● Abdeckung des gesamten Himmels – Auger Süd bei Mendoza, Argentinien (im Bau) – Auger Nord in Colorado (in Planung) ● Hybriddetektion ● Kosten ca 40 Millionen Dollar ● 200 Wissenschaftler und Ingenieure aus 55 Forschungseinrichtungen

6 Die Pierre Auger Standorte 60 km Nördliches Auger in Colorado Südliches Auger in der Pampa Amarilla

7 Auger Süd in der Pampa Amarilla ● Oberflächenarray – 1600 Wasser Cherenkov Tanks im Abstand von 1,5km – 3000 km² ● Fluoreszenzdetektoren – 4 Stationen ● Je 6 Teleskope – Insgesamt 24 Teleskope

8 Auger Süd in Franken

9 Messbereich des PAO ● Weit höhere Energien als aktuelle und zukünftige Beschleuniger ● Hohe Statistiken durch enorme Größe Auger

10 Messbereich des PAO ● Auflösung des „Knöchels“

11 Daten HIRES II log 10 E (eV) Events Gesamtevents von HIRES II Dauer: ca 21 Monate Gesamtevents: 2685

12 Chemische Zusammensetzung der UHECR (E > eV) ● Im Wesentlichen bestehend aus Protonen und Kernen mit Tendenz zu Fe-Kernen ● Messung der chemischen Zusammensetzung über die Schauercharakteristik – Vergleich elektron.-photonischen mit den myonischen Komponenten (Fe-Schauer hat bei gleicher Energie größeren Myonenanteil auf Beobachtungshöhe als Protonenschauer) – Höhe der maximalen Energieabgabe

13 Ausgelöster Luftschauer ⇒ Auger Hybrid-Detektor

14 Wasser Cherenkov Detektor GPS-Antenne Kommunikationsantenne Solarmodul Plastiktank mit 12 m³ reinem Wasser Batterie Elektronik Abdeckung 3 PMTs im Tank

15 Kalibrierung ● 1600 Detektoren => einfache, automatische und fernsteuerbare Kalibrierung von Nöten ● Primärkalibrierung über die durchschnittliche Photonenrate die ein senkrecht und zentral einfallendes Myon erzeugt => Einheit in VEM (Vertical equivalent muon) ● Präzisere Kalibrierung über Ereignishistogramm => Peak darin liegt bei 1,05 VEM

16 Kalibrierung (2) ● Vervielfachung der PMTs – Angelegte Hochspannung wird bei jeder PMT so angepasst, dass die Ereignisrate im Spektrum an einem festgelegten Punkt bei 100 Hz liegt ● Drift der PMTs – Wird kontinuierlich über Triggeranpassung kompensiert ● Gewünschte Auflösung 1VEM

17 Histogramm senkrecht einfallender Myonen

18 Verteilung einfallender Myonen nach Spurlänge Φ 0 =80 Myonen m -2 s -1 sr - 1

19 Daten des Cherenkov Detektors ● Durchmesser 3,40m ● Wasserhöhe 1,2m, darüber PMTs ● 12m 3 hochreines Wasser ● 3 PMTs mit je 22,86cm Durchmesser – Form und Zeitinformation des Signals =>Myonische und elektromagnetische Komponenten Unterscheidbar ● 1600 Stück insgesamt ● Arbeitszeit 100% ● Winkelauflösung ≤ 1,1° ● Energieauflösung ≈ Größenordnung 10%

20 SD Ausfallrate Glücklicherweise nahezu alle Probleme kurz nach dem Aufstellen => gute Ausfallsicherheit

21 Einfallender Schauer

22 early hit tank lately hit tank 11-tank event, 54°

23 lateral distribution function used in the preliminary investigations: for zenith angle θ < 60°

24 Beispiel Event (48°, E ~ 70 EeV)

25 Horizontaler Schauer E~5*10 19 eV θ=82°

26 Neutrinodetektion (1) ● SD array sensitiv für horizontale Schauer bis über 85° Einfallswinkel ● Atmosphärentiefe steigt dabei von 1740 gcm -2 für θ = 60° auf gcm -2 für θ = 90° ● Nukleonen lösen Schauer schon in den ersten paar 100 gcm - 2 aus, dadurch kommen nur noch Myonen mit elektromagnetischem Halo, der aus deren Zerfall entsteht, an

27 Neutrinodetektion (2) ● Neutrinos können Schauer überall in der Atmosphäre auslösen => Schauer meist jünger. ● Falls Entstehungsort <2000 gcm -2 vom SD entfernt => Schauer voll entwickelt, e.-m.-Komponente noch nicht komplett keilförmig zugespitzt => Signale neutrinoausgelöster Schauer dauern länger, lassen sich somit unterscheiden

28 Signalvergleich junger Schaueralter Schauer

29 Probleme ● Erwartete Ereignisrate ca. 1/Jahr (stark Modellabhängig) ● Hadronischer Untergrund ● Hohe Winkelauflösung erforderlich für Ortsbestimmung einer Quelle (ca 0,1° - 1°) Aber: ● Schon bei einer Handvoll Ereignisse aus der selben Quelle neue Erkenntnisse möglich!

30 Sensitivität verschiedener Experimente

31 Fluoreszenzdetektor Los Leones

32 Fluoreszenzdetektor Segmentspiege l 3,5m x 3,5m Kamera 440 PMT 1,5° per pixel Korrekturlins e Apertur x2 Shutter UV-pass Filter Sicherheitsabdeckun g

33 Daten Fluoreszenzdetektor (1) ● Blendendurchmesser 1,10m mit Korrekturlinse ● Segementspiegel mit 3,5m x 3,5m ● Kamera aus 440 hexagonalen PMTs mit je 45mm Durchmesser ● Jede PMT deckt 1,5° vom Himmel ab ● Punktgröße auf Fokusoberfläche 0,5° (15mm) ● Sichtfeld: 30° azimuth, 28,6° in der Höhe => 180° azimuth pro Station ● 24 Teleskope in 4 Stationen

34 Kalibrierung (1) ● Absolute Kalibrierung – Homogene, diffuse Lichtquelle (Trommel) mit 2,5m Durchmesser wird vor die Teleskopblende gestellt – Lichtfluss aus Labormessungen bekannt – Emittiert mit UV-LEDs Licht bei 375nm – Soll auf eine Xenon Lichtquelle umgestellt werden um bei mehreren Wellenlängen kalibrieren zu können – Verhältnis aus Lichtintensität und PMT-Signalen ergibt die Kalibrierung – Momentan 12% Genauigkeit bei 375nm

35 Schematische Darstellung

36 Trommel vor Teleskopblende

37 Kalibrierung (2) ● Relative Kalibrierung (noch nicht eingebaut) – Lichtquelle über Glasfaserkabel an drei Streuzentren am Teleskop ● Spiegelzentrum um Kamera zu beleuchten ● Entlang den Kamerakanten auf Spiegel ausgerichtet ● Entlang den Kamerakanten auf die Spiegelfolien im Shutter gerichtet – Messung wird jedesmal mit einer Referenzmessung verglichen die direkt nach absoluter Kalibrierung gemacht wurde – Dient zum Ausgleich von Drifts und unterschiedlicher Nachthimmelhelligkeit

38 Kalibrierung (3) ● Absolute Kalibrierung alle 3-4 Monate ● Relative Kalibrierung jede Nacht beim Betrieb ● Energieunsicherheit soll bei <15% liegen => Kalibrierung muss 8% genau sein, liegt momentan bei 12%, wird aber weiter verbessert ● Überprüfung mit Lasermessungen – Laserstrahl bekannter Geometrie und Energie aus SD- Array wird mit FD detektiert (Laser erfährt Rayleigh- und Aerosolstreuung) – Aus Messung und den bekannten Streuparameteren ist Energie berechenbar – Vergleich ergibt 10%-15% Differenz

39 Kalibrierungsergebnisse

40 Atmosphärische Einflüsse ● Registriertes Licht im FD wird umgerechnet in emittiertes Fluoreszenzlicht bei der Schauerachse als Funktion der Atmospährentiefe – Berücksichtigung von Rayleigh- und Aerosolstreuung – Genaue Kenntnis der Atmosphäre ● Temperatur-, Dichte- und Aerosolverteilung in verschiedenen Höhen ● Störfaktor Wolken => Standardatmosphäre unbrauchbar

41 Atmosphärenprofil (1)

42 Atmosphärenprofil (2)

43 Atmosphärenmessungen (1) ● Molekulare Zusammensetzung – Höhencharakteristik mit Radiosonden und kontinuierlich mit Wetter-Bodenstationen – Tägliche, monatliche und Jahresfluktuationen ● Aerosole in der Atmosphäre – Bedingungen ändern sich sehr schnell und haben großen Einfluss auf FL-Ausbreitung – LIDAR Systeme (Light detection and ranging) ● An jeder Teleskopstation ● Aus der Rückstreuung von Laserpulsen lässt sich auf die Zusammensetzung der Atmosphäre schliessen

44 Atmosphärenmessungen (2) ● Aerosole in der Atmosphäre – Wolkenkameras ● Messen im infraroten (7-14  m) an jeder FD-Station ● FD-Sichtfeld alle 5 Minuten ● Ganzer Himmel alle 15 Minuten ● Datenabgleich mit den Teleskopen welche PMTs zu welcher Zeit freie Sicht haben – Überwachung der Wellenlängenabhängigkeit und unterschiedlicher Streueigenschaften der Aerosole – Laser Tracks aus SD Array werden von FD beobachtet und lassen Rückschlüsse auf Aerosolgehalt zu

45 ⇒ Δh max = 436 m zwischen winter I and summer Atmosphäre Energieabgabe eines Schauers

46 Differenz der Energieabgabe

47 Schauerrekonstruktion ● Bestimmung des Einfallswinkels und Auftreffpunkt (mit SD) ● Detektiertes Signal im FD wird in 375nm äquivalente Photonen umgerechnet, die an der Blende ankommen (12% Fehler) ● Berechnung des vom Schauer emittierten Fluoreszenzlichts ● Berechnung der Energieabgabe des Schauers aus FL unter Annahme einer gewissen Fluoreszenzausbeute (13% Fehler) ● Integral über Energieabgabe ergibt Gesamtenergie des Schauers ● Korrektur für nicht gesehene Energie 5%-15% ● Gesamtfehler der Schauerenergie momentan 25%

48 Daten Fluoreszenzdetektor (2) ● Ausrichtungsgenauigkeit 0,1°, kann sich aber auf 0,01° verbessern wenn Sterne im Sichtfeld sind ● Arbeitszeit 14% ● Winkelauflösung mit mind. einem SD <0,6° ● Energieauflösung < 15% ● Apertur bei Hybridmessung – E = 10 17,5 eV 900km 2 sr – E = eV3200km 2 sr – E = 10 18,5 eV6400km 2 sr – E > eV7400km 2 sr

49 Stereo Hybrid Messung

50 Stereo Hybrid Event: FD Messung

51 Stereo Hybrid Event: SD Messung

52 Dreifach Event

53 Performancevergleich ● Winkelauflösung – Nur SD-Array: < 2,2° für 3 Stationenevent (E<3 EeV, θ<60°) < 1,7° für 4 Stationenevent (3

54 Aktueller Stand (1) Datennahme bis Juni 2005 Alle Ereignisse bis Juni 2005

55 Aktueller Stand (2) ● SD Array ca /Monat Total ● Hybrid ca. 1800/Monat Total 18000

56 Ausblick ● Pierre-Auger braucht noch Zeit! (Fertigstellung 2007) ● Erstmalige Messung höchstenergetischer Teilchen mit hohen Statistiken ● Energieeichung durch Hybriddetektion ● Viele neue Erkenntnisse werden erwartet => Spannende Zukunft steht bevor

57 Literaturliste ● ● ● – Submitted papers ● HE.1.4: Observations and simulations at energies > eV ● mi/session7/roth_cosmic-rays.pdf


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