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234 KOSMISCHE: STRAHLUNG Die hochsten Energien irn Universum Hans Bliimer Die Erde ist einem standigen Strom energiereicher Teilchen aus dem Weltall ausgesetzt. In den vergangenen Jahren wurden Teilchen mit Energien bis nahezu 1 02' Elektronenvolt beobachtet, deren Herkunft vollkommen unklar ist. Das Pierre-Auger-Observatorium sol1 im nachsten Jahr mit der Beobachtung dieser ratselhaften Partikel beginnen. er osterreichische Physiker Viktor Hess D fuhne 1912 Ballonfliige durch, um eine der strittigen Fragen seiner Zeit zu klaren (Abbildung 1). Die gemessene Entladung von Elektrometern war an verschiedenen Orten trotz aller Experimentierkunst unterschied- lich gefunden worden und hing irgendwie von der Umgebung und auch yon der Hohe iiber dem Erdboden ab. Hess beobachtete die Entladungsrate seiner Elektrometer und fand zunachst die von den Kollegen behauptcte Abnahme mit der Hohc. Da er aber mit sei- nem Ballon in ganz neue Hohenbereiche vor- stofien konntc, gelang ihm eine enorme Ent- deckung: Dic Entladungsrate nahm in grofien Hohen wieder stark zu, was er richtig als Fol- ge einer ionisierenden Strahlung aus dem Weltraum deutete, die teilweise durch die Lufthiille abgeschirtnt wird. Hess hatte die Hohenstrahlung gefunden! Zunachst vermutete man, dass es sich um hochenergetische Elektronen und Gamma- strahlung handele, stiei3 damit aber auf zahl- reiche Schwierigkeiten. An der Aufklkung dieser Frage beteiligte sich insbesondere auch Robert Millikan, der den Begriff ,,Kosmische Strahlung" pragte. Schliefilich wurde klar, dass die bcobachtete Strahlung nicht direkt die Primarstrahlung ist, sondern bei deren Durchgang durch die Atmosphare entsteht. Die Untersuchungen wurden mit Ballonen und auf hohen Bergen durchgefiihrt. Auf dem Jungfraujoch im Bcrner Oberland hatte dcr damals in Paris arbeitende Pierre Auger (Abbildung 2) 1938 mehrerc Geiger- zahler aufgebaut und sie in der sogenannten Koinzidenztechnik geschaltet, urn Unter- suchungen iiber die zeitliche Abfolge von Signalen anstellen zu konnen. Es gab zahlrei- Auger schloss daraus: ,,Es ist allerdings un- moglich, sich einen Einzelprozess vorzustel- lcn, der in der Lage ware, einem Teilchen sol- che Energien zu geben. Es erscheint vie1 wahrscheinlicher, dass ... sie ihre Energic in elektrischen Feldern von sehr grofier Aus- dehnung erhalten." In der Folgezeit spielte dic kosmischc Hohenstrahlung e k e wichtige Rolle fur die Teilchenphysik, und einc Reihe neuer, unbe- kannter Tcilchen wurde hier zuerst beobach- tet. Die Entwicklung von Teilchenbeschleu- nigern ging jedoch rasant voran, uiid die verfugbare Energie im Schwerpunktsystem kollidierender Teilchen ist von I930 bis heute alle zehn Jahre um eincn Faktor 15 gestiegen. Beschleunigerexperimente und Hohenstrah- Abb. 1. Viktor Hess bei einem seiner histo- rischen Ballonfliige, die ihn his in 5000 m Hohe fuhrten. che Signale, die innerhalb der Auflosungszeit seiner Apparatur von ctwa einer Mikrose- kundc gleichzeitig eintrafen. Die Signale ver- schwanden selbst d a m nicht, als Auger und sein Team die Detektoren bis zu 300 Meter auseinanderzogen. Pierre Auger interpretier- te dieses Phinomen als das Auftreffen von gro- fien Teilchenkaskaden, die in der Atmosphare durch einzelne Teilchen von hoher Energie entstehen [I]. Die Wechselwirkung von Strahlung und Ma- teric war bercits hinrcichend bekannt. So konnte Auger die Energie abschatzen, die kosmische Teilchen aufbringen mussten, urn seine Zahler auszulosen: mehr als IOI5 eV! Abb. 2. Pierre Auger (1899-1993) (Foto: CERN). Physik in unserer Zeit 130. Jahrg. 1999 / Nr. 6 0 WILEY-VCH Verhg GmbH, 69469 Weinheim, 1999 0031-9252/99/06/1-0234 $17.50 + .50/0

Die höchsten Energien im Universum

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KOSMISCHE: STRAHLUNG

Die hochsten Energien irn Universum

Hans Bliimer

Die Erde ist einem standigen Strom energiereicher Teilchen aus dem Weltall ausgesetzt. In den vergangenen Jahren wurden Teilchen mit Energien bis nahezu 1 02' Elektronenvolt

beobachtet, deren Herkunft vollkommen unklar ist. Das Pierre-Auger-Observatorium sol1 im nachsten Jahr mit der Beobachtung dieser ratselhaften Partikel beginnen.

er osterreichische Physiker Viktor Hess D fuhne 1912 Ballonfliige durch, um eine der strittigen Fragen seiner Zeit zu klaren (Abbildung 1) . Die gemessene Entladung von Elektrometern war an verschiedenen Orten trotz aller Experimentierkunst unterschied- lich gefunden worden und hing irgendwie von der Umgebung und auch yon der Hohe iiber dem Erdboden ab. Hess beobachtete die Entladungsrate seiner Elektrometer und fand zunachst die von den Kollegen behauptcte Abnahme mit der Hohc. Da er aber mit sei- nem Ballon in ganz neue Hohenbereiche vor- stofien konntc, gelang ihm eine enorme Ent- deckung: Dic Entladungsrate nahm in grofien Hohen wieder stark zu, was er richtig als Fol- ge einer ionisierenden Strahlung aus dem Weltraum deutete, die teilweise durch die Lufthiille abgeschirtnt wird. Hess hatte die Hohenstrahlung gefunden!

Zunachst vermutete man, dass es sich um hochenergetische Elektronen und Gamma- strahlung handele, stiei3 damit aber auf zahl- reiche Schwierigkeiten. An der Aufklkung dieser Frage beteiligte sich insbesondere auch Robert Millikan, der den Begriff ,,Kosmische Strahlung" pragte. Schliefilich wurde klar, dass die bcobachtete Strahlung nicht direkt die Primarstrahlung ist, sondern bei deren Durchgang durch die Atmosphare entsteht. Die Untersuchungen wurden mit Ballonen und auf hohen Bergen durchgefiihrt.

Auf dem Jungfraujoch im Bcrner Oberland hatte dcr damals in Paris arbeitende Pierre Auger (Abbildung 2) 1938 mehrerc Geiger- zahler aufgebaut und sie in der sogenannten Koinzidenztechnik geschaltet, urn Unter- suchungen iiber die zeitliche Abfolge von Signalen anstellen zu konnen. Es gab zahlrei-

Auger schloss daraus: ,,Es ist allerdings un- moglich, sich einen Einzelprozess vorzustel- lcn, der in der Lage ware, einem Teilchen sol- che Energien zu geben. Es erscheint vie1 wahrscheinlicher, dass ... sie ihre Energic in elektrischen Feldern von sehr grofier Aus- dehnung erhalten."

In der Folgezeit spielte dic kosmischc Hohenstrahlung eke wichtige Rolle fur die Teilchenphysik, und einc Reihe neuer, unbe- kannter Tcilchen wurde hier zuerst beobach- tet. Die Entwicklung von Teilchenbeschleu- nigern ging jedoch rasant voran, uiid die verfugbare Energie im Schwerpunktsystem kollidierender Teilchen ist von I930 bis heute alle zehn Jahre um eincn Faktor 15 gestiegen. Beschleunigerexperimente und Hohenstrah-

Abb. 1. Viktor Hess bei einem seiner histo- rischen Ballonfliige, die ihn his in 5000 m Hohe fuhrten.

che Signale, die innerhalb der Auflosungszeit seiner Apparatur von ctwa einer Mikrose- kundc gleichzeitig eintrafen. Die Signale ver- schwanden selbst dam nicht, als Auger und sein Team die Detektoren bis zu 300 Meter auseinanderzogen. Pierre Auger interpretier- te dieses Phinomen als das Auftreffen von gro- fien Teilchenkaskaden, die in der Atmosphare durch einzelne Teilchen von hoher Energie entstehen [I].

Die Wechselwirkung von Strahlung und Ma- teric war bercits hinrcichend bekannt. So konnte Auger die Energie abschatzen, die kosmische Teilchen aufbringen mussten, urn seine Zahler auszulosen: mehr als IOI5 eV!

Abb. 2. Pierre Auger (1899-1993) (Foto: CERN).

Physik in unserer Zeit 130. Jahrg. 1999 / Nr. 6 0 WILEY-VCH Verhg GmbH, 69469 Weinheim, 1999 0031-9252/99/06/1-0234 $17.50 + .50/0

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235 Hochste Energien

lung gingen daher seit den hnfziger Jahren getrennte Wege, bis vor etwa zehn Jahren eine neue Synthese von Teilchenphysik und Astrophysik einsetzte. Im Jahr 1987 wurden erstinals Ncutrinos aus einer Supernova- explosion in der Gror3en Magellanschen Wol- ke beobachtet. Fur viele war dies ein Schlus- selerlebnis fur die Verschmelzung von Astro- und Teilchenphysik. Die Teilchenastrophysik etabliert sich gerade als eigenstandigcr For- schungszweig, der durch seine komple- mcntaren Ansatze zukunftsweisend ist und wichtige neue Erkenntnisse bringen wird.

Eigenschaften der kosmischen Strahlung

Die klassische kosmische Strahlung besteht zu etwa 98 % aus Kernen und 2 %" Elektro- nen. Die neutrale Komponente aus Rontgen- und Gammastrahlung, extrem hochenerge- tischen Photonen und sogar Neutrinos ist ebenfalls hochinteressant, wiirde aber den Rahmcn dicscr Darstellung sprengcn. Die Kerne teilen sich auf in 87 % Protonen, 12 YO Helium und 1 YO schwerere Elemente. Die Elementhaufigkeit ahnelt weitgehend der Zusatnmenseczung der Materie im Sonnen- system, aber es gibt auch signifikante Abwei- chungen, die man als Folgc von Ausbreitung und Wechselwirkungcn im interstellarcn Mc- dium vcrstcht.

Die Intensitat der Strahlung als Funktion der Energie folgt iiber einem Bcreich von clf Dc- kaden einem Potenzgesetz der Form dN/dE - E-r mit einem Exponenten y= 2,7 his etwa l O I 5 eV Primarenergic (Abbildung 3). An die- ser Stelle andert sich der Wert zu y = 3 und bildet das sogenanntc Knie im Spektrum der kosmischen Strahlung. Diese Anderung konnte auf andere Quellen der Strahlung und/oder andere Ausbreitungsmechanismen unterhalb und oberhalb der Knieenergie zuriickzufiihren sein.

Man benotigt vielseitige Detektoren, um aus gleichzeitigen Messungen von Energie (in ab- sorbierenden Schauerzihlern), dem Impuls/ Ladung-Verhaltnis (mit Hilfe von Magnet- spektrometern), Geschwindigkeit (aus Flug- zeitmessungen mit Szintillationszahlern) und Ionisationsstarke (abhangig von Z2) die Mas- senzahl A zu gewinnen. Bis zu Energien von 1014 eV ist es gclungen, diese Daten direkt mit Balloncxperimenten oder Satelliten zu erhal- ten, dariiber hinaus sind die Teilchenflusse zu gering fur diese relativ kleinen Detektoren. Im Bereich des Knies und dariiber ist man da-

her auf grofiflachige Bodendetektoren ange- wiesen, dic allerdings nur von den Auslaufern der Teilchenschauer in der Erdatmosphare er- reicht werdcn und ehcr indirekte Schliisse uber dic Primarteilchen erlauben. Zur Inter- prctation sind detaillierte Simulationsrech- nungen erforderlich, in denen auch das Ver- halten der benutzten Detektoren beriicksich- tigt werden muss. Es ist besonders wichtig, fur individuelle Schauer moglichst viele Para- meter gleichzeitig zu messen. Hierzu zahlen die Anzahl dcr Myonen, Elektronen und Ha- dronen als Funktion des radialcn Abstands von der Schauerachse, jeweils mit Informa- tionen iiber deponierte Energie und relative Auftreffzcit und Auftreffwinkcl. Ein aktuelles Beispicl ist das KASCADE-Experiment im Forschungszcntrum Karlsruhc. Die Anlage hat die G r o k von zwei Fufiballfeldern und deckt den Encrgiebereich um das Knie herum ab. Erste Daten uber die Elementzusammcn- setzung in dicsem interessanten Energiebe- rcich werden soeben vcroffcntlicht [2].

Bei niedrigen Energien bis zu einigen GeV ist der Einfluss der Sonne nachweisbar, man be- obachtet verstarkte Strahlung nach Eruptio- nen auf der Sonnenoberflache. Uber die Quellen und den Reschleunigungsmechanis- mus fur hohere Energien gibt cs vcrschiedene Spekulationen und Modelle. Ein wichtigcr Hinweis konnte sein, dass die Energiedichte p der geladenen kosmischen Strahlung etwa 1 eV/crn3 betragt und damit vergleichbar der Encrgicdichtc des interstellaren Magnetfeldes ist. Daraus kann man die Leistung L abschat- Zen, die erforderlich ist, um das Volumen V der Galaxie mit dieser Energiedichte zu ver- sorgen, L = Vp/t = Watt. Darin ist t die mittlere Aufenthaltsdauer der Teilchen, die man zu etwa sechs Millionen Jahren ab- schatzt. (Diesen Wcrt erhalt man aus der rela- tiven Haufigkeit instabiler Isotope in der Strahlung, die sich bci gcgcbcncr Aufcnt- haltsdauer als Gleichgewicht aus Produktion und radioaktivem Zerfall cinstellt.) Eine sol- che Leistung konnte durch die beobachtete Rate an Supernovae (explodierende Sterne) crklart wcrden, die im Mittel alle 30 Jahre pro Galaxie stattfinden und jeweils ungefahr 1 044 Joulc frcisetzen. Uabei ware ein Wirkungs- grad von 10 % ausreichend. Aufgrund der irregularen galaktischen Magnetfelder bewe- gen sich die beschleunigten Teilchen aller- dings auf chaotischen Balmen und verlieren jedc Richtungsinformation, bevor sic schJiel3- lich zufallig die Erde erreichen. Ursprungs- quellen konnen daher in diesem Energiebe- reich nicht identifiziert wcrden.

Die Beschleunigung geladener Teilchen in ei- nem Plasma ionisierten Gases wurde schon 1949 von Enrico Fermi behandelt und tragt heutc seinen Namen. Die Fermi-Beschleuni- gung ist ein statistischer Mechanismus, bei dem Teilchen durch wiederholtcs Durchque- ren von schnellen Schockwcllcn im interstel- laren Gas Energie gewinnen konnen. Unter realistischen Annahmen erhalt man jedoch Maximalenergien, die gerade bis an den Knie- bercich heranreichen.

Andere mogliche Energiequcllen sind Stern- winde aus Vorlauferstadien von Supernovae, Pulsare oder Doppelsternsysteme. Auch Ak- tive Galaxien und Quasare kommen in Frage. In ihren Zentren vermutet man Schwarze Locher von einigen hundert Millionen Son- nenmassen, die die umgebende Matcrie in sich hineinziehen und dabei beschleunigen. Aktive Galaxien gehoren zu den leuchtstark- sten Objekten im Universum und strahlen in- tensiv auch im Riintgen- und Gammabereich.

Wenden wir uns nun dem Bereich dcr hoch- sten Energien in der kosmischen Strahlung zu. Unabhangig vom detaillierten Beschleu- nigungsmechanismus gibt es einc prinzipicllc Anforderung auch an kosmische Beschleuni- ger: Das Produkt aus Magnetfeldstarke und Grofie mui3 einen Mindestwert erreichen, der proportional zur gewiinschten Energie und umgekehrt proportional zur Ladung der Teil- chen ist. Michael Hillas hat diesen Zusam- menhang fur verschiedene bekannte und exo- tische Objekte in einem Diagramm aufgetra- gen, das seit 1984 nach ihm benannt ist [3]. Abbildung 4 zeigt, dass es bei realistischen Annahmen iiber den Wirkungsgrad kosmi- scher Beschleuniger kein Objekt fur Energien oberhalb von lo2' eV zu geben scheint. Und damit haben wir das erste Problem init den hochsten Energien beschrieben: Wir verste- hcn dcn Bcschleunigungsmechanismus iiber- haupt nicht.

Die Winkelablenkung ist bei diesen Energien auch auf intergalaktischer Skala gering, und es konnte daher eine Chance geben, Punkt- quellen zu finden. Dem steht entgegen, dass die Ausbreitung von Teilchen mit so hoher Energie durch das von der Hintergrund- strahlung erfiillte Universum nur iiber relativ kurze Distanzen vorstellbar ist. Die Hinter- grundstrahlung entstand etwa 300 000 Jahre nach dem Urknall, als das damalige Medium fur Strahlung transparent wurde. Sie wird daher auch manchmal als Echo des Urknalls bezeichnet.

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Schon bald nach der Entdeckung der Hinter- grundstrahlung im Jahr 1964 durch Penzias und Wilson wiesen Greisen sowie Zatsepin und Kuz'min (GZK) auf deren Bedeutung fur die Ausbreitung von hochenergetischen Teilchen hin 141. Der Titel von Greisens Ar- beit lautet ,Gibt es ein Ende im Spektrum der kosmischcn Strahlung?". Eine solche obere Energieschranke entsteht durch die Streuung der hochenergetischen Teilchen mit den sehr zahlreichen Photonen der Hintergrund- strahlung. Deren Energie betragt zwar nur 0,0007 eV, aber beim Stog mit einem Proton von mehr als lo2' eV gibt es irn Schwer- punktsystem der Kollision genug Energie zur Produktion von Pionen oder zur Anregung von Protonresonanzen. Die Folgc ist ein En- ergieverlust des Protons bis unter den Schwellenwert h r diese Prozesse. Die Weg- strecke bis zum Erreichen der ,,GZK-Ener- gie" betragt nahezu unabhangig von der An- fangsenergie etwa 100 Mpc und ist kosmolo- gisch gesehen damit eher kurz. (1 Megaparsec (Mpc) entspricht 3,26 . lo6 Lichtjahren.) Im Umkehrschluss bedeutet dies, dass Teilchen mit wesentlich hoherer Energie als lo2* eV

nicht sehr weit von uns cntfcrnt bcschleunigt wurden - in unserer Nahe gibt es aber keinen Kandidaten als Quelle.

Ein ganz anderer Ansatz versucht, die schon von Pierre Auger erkannte Beschleunigungs- problematik zu umgehen und erklart die be- obachtcten Teilchen als Zerfallsprodukte von superschweren Objekten oder topologischen Defekten, die noch vom Urknall iibriggeblie- ben sind [5] .

Das Pierre-Auger-Projekt

Die hochsten beobachtetcn Tcilchcnenergien wurden bisher in vier Expcrimenten unab- hangig gemessen. Diese Detektoren sind in Haverah Park (UK), Akeno (Japan), Yakutsk (Sibirien) und Utah (USA) aufgebaut und sind bis auf den japanischen AGASA-Detek- tor (Akeno Giant Air Shower Array) nicht mehr in Betrieb, andere werden durch Nach- folgeprojekte ersetzt. In allen Experimenten sind Luftschauer mit lo2* eV oder mehr ge- funden worden [6]. Das ,,Fliegenauge" (Fly's Eye) in Utah registrierte das Fluoreszenzlicht

von Schauern in der Atmosphare, es wird ge- rade durch eine verbesserte Version (HiRes) ersctzt. Die ubrigen Experimente wiesen die Schauerteilchcn am Erdboden nach. Trotz unterschiedlicher Detektortechnik und Ener- giceichung stimmen die berechneten Teil- chenflusse bei loi9 eV innerhalb der statisti- schen Fehler ubcrein, und die rekonstruiertcn Primarenergien weisen Unsicherheiten von hochstens 20 % auf. Die groflte Ereignisaus- beute hat das 100 km2 groge AGASA-Expe- riment gesammelt, fur das ein Energiespek- trum in Abbildung 5 dargestellt ist [7].

Anfang der neunziger Jahre entstanden erste Uberlegungen, wie man dem Problem der hochstenergetischen Teilchen zu Leibe rucken konnte. James W. Cronin von der Universitat Chicago, Alan A. Watson aus Leeds und andere entwarfen 1992 auf einem Workshop in Paris ein Konzept, das bisher unerreichte Groge mit Machbarkeit vereinte: das Pierre-Auger-Observatorium [S]. Ein Hybriddetektor kombiniert die Fluoreszen7- lichtmessung in der Luft mit der Teilchenzah- lung in 1600 Schauerzahlern am Boden, die

Abb. 4. Geladene Teilchen mit Ladung z und Impuls p bewegen sich in Magnetfeldern der Starke B auf Kreisbahnen mit Radius r gemaO der Zyklotronformel p = z6.r. Im Hillas-Diagramm wird die charakteristische GroOe R = 2r eines Objektes doppeltlogarith- misch gegen die dort herrschende oder vermutete Feldstarke auf- getragen. Daraus ergibt sich in den hier iiblichen Einheiten die Maximalenergie fur die Speicherung und Beschleunigung gela- dener Teilchen E = 0,5 /3.z - B R, wobei E in 10" eV, B in pG und R in kpc (3,26-10' Lj) gemessen werden; B ist der Wirkungsgrad des Mechanismus. SNR = Supernova-Uberrest.

Abb. 3. Energiespektrum der kosmischen Strahlung. Die Daten mehrerer Experimente sind zusammengefasst (nach S. Swordy, Univ. Chicago).

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ubcr 3200 km2 verteilt sind (Abbildung 6). Damit kann man in gleicher Messzcit drcifiig- ma1 mehr Ereignissc registrieren als bishcr, einc Energiebestimmung auf zehn Prozent und eine Richtungsangabe von besser als ei- nem halben Grad erreichen. Jdealerweise sollten zwei identische Observatorien auf der Nord- und Sudhalbkugel aufgebaut werden.

Diesc Idce wuchs in den folgcndcn Jahren schliefllich zu einem konkreten Plan der Pier- re-Auger-Kollaboration. Diesc wcltwcite Zu- sammenarbeit besteht heutc aus uber 250 Wissenschaftlern, Technikcrn und Studenten, die in 53 lnstituten in 19 Liindern arbeiten - zu Recht wird dies auch als grass root science bezeichnet, im Gegensatz zu den Groficxpc- rimentcn, die an einem cinzigen fuhrenden Labor durchgefuhrt werden.

Fur einen Hybriddetektor dieser G r d e war die Auswahl des Standorts nicht gerade ein- fach. Die wichtigsten Anfordcrungen waren eine 50 bis 60 km durchmessende Ebene ohne storende Einrichtungen, ein astronomisch klarer Nachthimmel und lokale Unterstiit- zung durch das Gastland sowie etwas Infra- struktur am Rand des Gelandes. Nach inten- siven Studien und Besichtigungen fie1 die Wahl auf Millard County in Utah fur den Nord-Detcktor und auf die Pampa Amarilla in der Provinz Mendoza in Argentinien. Schon bald zeichneten sich aber Finanzie- mngsschwierigkeiten ab, die dann zu einer Zuriickstellung des Nord-Detektors auf un- bestimmte Zcit fuhrtcn. Das Projekt gewann

Tab. 1. Ereigniszahlen fur drei Jahre Be- trieb des HiRes-Detektors in Utah und des Pierre-Auger-Observatoriums in Argenti- nien. Auger-Hybrid nimmt an, dal3 in 10 der Zeit klare, mondlose Nachte vorherr- schen, in denen gemeinsame Daten von Fluoreszenzdetektor und Schauerdetektor genommen werden konnen.

Energie HiRes Pierre- Auger- ( eY Auger Hybrid

1800 60000 3600 2 1019 680 18150 1800 2 3 . 1015 150 2520 250 26 .10" 30 420 42

If 1019

e 1020 6 80 8

Abb. 5. Das obere Ende des Energiespek- trums der kosmischen Strahlung nach neu- en Messungen des japanischen AGASA- Experiments. Der Teilchenfluss ist mit E3 multipliziert, um einen annahernd geraden Verlauf der Kurve zu erzielen. Mit ,GZK ist das erwartete Spektrum fur gewisse An- nahmen uber isotrop verteilte Quellen der Strahlung angedeutet.

im Oktober 1998 eine erhebliche Dynamik, als sich in Argentinien als Gastland breite Unterstiitzung und wissenschaftliche wie auch politische Begeisterung entwickelte.

Schauerdetektoren

Fur das Detektorfeld zum Schauernachweis wurdcn Masser-Tscherenkow-Detektoren ausgewahlt, weil es sich hier um eine gut ver- standenc Technik handelt, die kostengiinstig alle erforderlichcn Daten liefern kann. Tsche- rcnkow-Licht ist eine gebiindelte Lichtemis- sion von geladenen Teilchen, die sich durch Medien mit Brechungsindex n schneller als die jeweilige Lichtgeschwindigkeit c/n bcwe- gen. Fur Wasser ist n = 1,33. Tschcrenkow- Licht ist iiberwiegend blau und ultraviolctt, so dass hohe Anforderung an die Reinheit des Wassers gestellt werden.

Eine technische Meisterleistung wurde hier von der japanischen Kamiokande-Kollabora- tion demonstriert, deren Dctektor zum Nachweis der Neutrinooszillationen 530 000 Tonnen Reinstwasser enthalt. Im Pierre- Auger-Experiment sind die Wassertanks mit 3,4 m Durchmesser und 1,20 Meter Hohe vie1 kleiner, aber insgesamt 1600 solcher Tanks sollen auf einem Gitter von 1,5 km Kanten- Jange in der Pampa Amarilla aufgestellt wer-

Abb. 6. Schematische Darstellung des Zu- sammenwirkens von Fluoreszenzdetektor (Fliegenauge) und Schauerdetektoren (un- ten). In der Realitat besteht der Fluores- zenzdetektor aus 33 Einzelteleskopen und die Bildzusammenfiihrung geschieht im Rechner.

den. Die Wasserfiillung ist hermetisch von der Auflenluft abgeschlossen, und alle Tanks werden autonom durch Solarstrom versorgt.

Jede Einheit enthalt drei groi3flachige Photo- multiplier, die das schwache Licht mit weni- gen Nanosekunden Zeitauflosung registrie- ren und h r nachfolgende schnelle Analog- Digital-Wandler verstarken. Die Abtastung der Spannung und eine Zwischenspeicherung in eincm Ringpuffcr erfolgt kontinuierlich, urn das zufallig Eintreffen von Teilchen jeder- zeit registrieren zu konnen. Wenn geniigend viele Tanks in einem kurzen Zeitintervall eine nennenswerte Signalstarke aufweisen und sich mittels ,,Handytechnik" iiber eine Da- tenauslese verstandigen, wird ein sogenannter Trigger ausgelost, der die Datenauslese aller relcvantcn Tanks und des nachstgelegenen Fluoreszenzdetektors veranlasst. Eine solche typische Triggerbedingung ist beispielsweise ,,mindestcns funf Tanks in 20 ps getroffen", mit der man bei 10" eV eine Nachweiswahr- scheinlichkeit von 98 % erzielt. Die Schaucr- flache steigt langsam mit der Primarenergie, bei 1020 eV werden bereits 20 Tanks getrof- fen.

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Die in ihrer Reichweite begrenzten Funk- signale werden ZLI vier Ubertragsstationen geschickt und von dort uber Mikrowellen- richtfunk an die Zentralstation in der Klein- stadt Malargijc am Sudwestrand des Detek- torfelds ubertragen. Dic Grol3e des Gebiets und die lange Betriebsdauer von hoffentlich 15 Jahren machen uberall den Einsatz von aders t zuverlassigen Technikeii crforderlich.

Fluoreszenzteleskope

Die Nachweiswahrscheinlichkeit von Was- ser-Tschcrenkow-Detektoren kann man rela- tiv leicht selbst fur schrag einfallende Schauer berechnen und aus den Rohdaten die abso- lute Ereignisrate bestimmen. Schwierigcr ist dagegen die Energieeichung. Hicr setzt das Hybridkonzept des Pierre-Auger-Projekts an. Drei ,Fluoreszenzaugen" am Rand des Detektorfelds und eine vierte zentrale Station mit 360°-Rundumsicht werden in klarcn, mondlosen Nachten das Luftvolumen ober- halb des Schauerdetektors beobachten. Die dichte Kaskade von mehreren Milliarden io- nisiereiidcr Teilchen erzeugt irn Stickstoff dcr Atmosphare eine kurze isotrope Lichtemissi- on im nahcn UV-Bereich. Die Lichtstarke ist an jedem Ort proportional zur lokalen Teil- chenzahl, und das Integral erlaubt die Ener- giebestimmung des einfallenden Teilchens mit einer Genauigkeit von weniger als 10 %. Die Leuchtspur wird in den Teleskopen auf eine zweidimensionale Matrix aus Fotodetek- toren abgebildet, um auRer der totalen Licht- menge auch die Richtung des Schauers auf etwa 0,5" zu messen.

Abb. 7. Eines der 33 Spiegelteleskope mit Fotomultiplierkamera.

die zeitliche und ortliche Charakteristik ist ganz anders als die der gesuchten Leuchtspu- ren. Alle Signale der empfindlichen Fotover- starker werden kontinuierlich abgetastet und mit 100 ns Zeitauflosung in digitale Werte

umgewandelt, die allerdings einen grofien dy- namischen Bcrcich voii 1 : lo5 beanspruchen. Die Daten werden lokal gepuffert und digital auf interessante Leuchtspuren untersucht, die sich durch relativ kurze Dauer von weniger

Der grol3e Winkelbereich der Fluoreszenzau- gen lafit sich nur durch mehrere Einzeltele- skope abdccken. In den drei peripheren Sta- tionen werden je sieben Teleskope bcnotigt, dazu kommen zwolf Teleskope im zentralen Auge. Jedes einzelne Teleskop besteht aus einem 11 m2 groflen segmentierten Spiegel, der das einfallende Licht mit einer sphari- schen Optik auf eine Kamera mit 20 nial 22 Fotomultipliern abbildet (Abbildung 7). Der Spiegelradius ist 3,40 m, dic Einlassoffnung hat einen Durchmesser von 1,70 m. Das Ge- sichtsfeld ist 30" ma1 30" bei einer Bildpunkt- groi3e von 1,5" ma1 1,5" (zum Vergleich: der Winkeldurchmesser des Mondes betragt 0,5").

Auch unter den guten Beobachtungsbedin- gungen in der argentinischen Pampa (Abbil- dung 8) ist der Nachthimmel nie wirklich dunkel. Sternlicht ist die hauptsachliche Quelle von permanenten Storsignalen, aber Abb. 8. Die Pampa Amarilla in der Provinz Mendoza.

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als 100 ps und durch die richtige Abfolge be- nachbarttr Elemente auszeichnen. Solche Be- dingungen lassen sich heute mit schneller Elektronlk in hochintegrierten Bausteinen in Echtzeit uberprufen.

Bei einer positiven Entscheidung oder auf Anforderung der Schauerdetektoren werden die Daten ausgelesen und in die lokale Daten- verarbeitung ubergeben. Die kombinierten Informationen der Fluoreszenzaugen werden ebenfalls in den Mikrowellenrichtfunk einge- speist und in der Zentralstation mit den Tscherenkow-Daten zusammengehhrt und gespeichert. Die anfallende Datenmenge von einigen hundert Gigabyte pro Jahr ist kein technisches Problem. Dagegen sind die Kali- bration, Korrcktur und Analyse der Rohda- ten in einer derart weltweit verteilten Kolla- boration ohne Internet und schnelle Daten- ubertragung nicht dcnkbar und stellcn auf jeden Fall eine interessante logistische Auf- gabe dar.

Die nachsten Schritte

Wenn man das Energiespektrum der Hohen- strahlung so nimmt, wie es heute bekannt ist, und die Nachweiswahrscheinlichkeitcn der Detektoren berucksichtigt, dann kann man abschatzen, wieviele Ereignisse man oberhalb einer Schwellenenergie erwartet. Die Tabelle vergleicht das im Aufbau befindliche HiRes- Experiment in Utah (ein reiner Fluoreszenz- lichtdetektor) mit dem Pierre-Auger-Detek- tor. Der Qualitatsgewinn durch dic eine Groflenordnung bessere Statistik ist augen- fillig, dazu kommt die gute Energiecichung mit Hilfe des zehnprozentigen Anteils ge- meinsamer Daten von Fluoreszenzdetektor und Schauerdetektor.

Die Gesamtkosteii fur das Pierre-Auger-Ob- servatorium in Argentinien werden auf 50 Millionen US-Dollar geschatzt. Im Marz dieses Jahres wurde anlasslich der Grund- steinlegung in Mendoza ein internationaler Kahmenvertrag von zunachst fiinf Landern unterschrieben: Argentinien, Deutschland, Groiibritannien, Slovenien und USA. Inzwi- schen sind weitere Mittel aus Europa und Sudamerika zugesagt worden, und erste Komponeiiten der lnfrastruktur sowie De- tektorprototypen sind auf dem Weg nach Mendoza. Wahrend die Schauerdetektoren uberwiegend von den nord- und siidamerika- nischen Partnern geliefert werden, sind die Fluoreszenzdetektoren ein hauptsachlich eu- ropaisches Teilprojekt unter Fedehhrung

von Deutschland und Italien. Die Fotomulti- plierkameras sowie die Analogelektronik werden in rnchreren italienischen Instituten entwickelt und gebaut. Den starken deut- schen Beitrag liefern drei Institute des For- schungszentrums Karlsruhe und der Uni- versitat Karlsruhe (TH), die fur die Optik, Teleskopmechanik, Digitalelektronik und Datenerfassung vcrantwortlich sind. Hinzu kommen umfangreiche Simulationsrechnun- gen zur Schauerentwicklung in der Erdat- mosphare, die auf den im KASCADE-Expc- riment gewonnenen Erfahrungen aufbauen. Sie mussen fur das ncue Projekt zu zehn- tausendmal hoheren Primarteilchencnergien extrapoliert werden. Die Rechenzeit skaliert mit der Teilchenenergie, so dass auch hier neue methodische Ansatze notig sind.

Der Aufbau erfolgt stufenweise, bis gegen Ende des Jahres 2003 die vollstandige Konfi- guration erreicht ist. Zunachsr soll bis zum Sommer 2000 ein Detcktorfeld aus 40 Tanks und ein einzelnes Fluoreszenzteleskop de- monstrieren, dass die gewahlte Technik die physikalischen Anforderungen erfullt. Insbe- sondere soll erstmalig die gemeinsame Daten- erfassung von Schauerdetektor und Fluores- zenzteleskop erprobt werden, bevor die Ket- te aus Serieiifertigung, Qualitatskontrolle, Test, Kalibration und Integration voll gestar- tet wird. Parallel dazu wird die Infrastruktur in der Pampa Amarilla errichtet, die einige Schotterstraflen, Energieversorgung sowie Tefekommunikation umfasst. Die Zentralsta- tion in Malargiie wird [nit Werkstattcn, Re- chenzentrum und Wohneinheiten ausgcriistet sein. Man rechnet damit, dass nach dcr Auf- bauphase eine Gruppe von 15 Personcn stan- dig hier arbeitet.

Ab Mitte 2001 wird das Pierre-Auger-Obser- vatorium der groi3re Detektor dieser Art sein und erste Daten aufiiehmen. Das Besucher- zentrum in Zusammenarbeit mit dcr Stadt wird dieses Weltprojekt wahrend der Lauf- zeit von etwa 15 Jahren hoffentlich vielen Interessenten direkt prasentieren konnen.

Literatur

[l) P. Auger, Rev. Mod. Phys. 11,288 (1938). [Z] Die Internetseite http://ikIaul .fzk.de/

KASCADE home.html enthalt viele Informationen zum KASCADE-Experi- ment und weiterfiihrende Hinweise.

[3] A. M. Hillas, Ann. Rev. Astron. Astro- phys. 22,425 (1984).

141 K. Greisen, Phys. Rev. Lett. 16, 748 (1966); G.T. Zatsepen and V.A. Kuz’niin, Sov. Phys. JETP Lett. 4,78 (1 966).

[5] Eine Literaturiibersicht zu diesen Model- len findet sich z. B. im Technical Design Report der Pierre Auger-Kollaboration, http://www. auger.org/admin/DesignRe- port/index.html

[6] Ein empfehlenswerter Ubersichtsartikel fas t die Daten vor 19% zusammen: A.A. Watson, Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 22B, 116 (1991).

[7] M. Takeda et al., Phys.Rev.Lett.81, 1163 (1998).

[8] Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 28 (1992). Die aktuelle Dokumentadon zum Pierre Auger-Projekt ist iibemiegend im Inter- net verfugbar unter der Startadresse hctp://m\~r.auger.org. Die tcchnischen Details sind ebenfalls offentlich zugang- lich http://www.auger.org /admin.

Weitere Literatur

J. N. Bahcall und J.P. Oestriker (Hrsg.), Un- solved Problems in Astrvphysics, Princeton University Press, Princeton (1997). P. Sokolsky, Introduction to Ultrahigh Ener- gy Cosmic Rays, Addison-Wesley, Reading { 19 89). H.V. Klapdor-Kleingrothaus und K. Zuber, Teilchcnastrophysik, Teubner-Verlag, Stutt- gart (1997).

Der Autor

Hans Blumer, geh. 1955 in Wettringenl NRW. Promotion 1985 an der Univer- sitat Dortmund ubcr Neutrinaphysik. Ha- bilitation 1995 an dei Universitat Maim Forschungsaufenthah

am CERN/Genf, 1997-1998 als Sprecher dei NR48-Kollaboration (Messung der direkter CP-Verletzung). Seit 1999 Professor an dci Univcrsitat Karlsruhe (TH) und Leiter de: lnstituts fur Kernphysik am Forschungszen. trum Karlsruhe.

Anschrift

Prof. Dr. Hans Bliimer, Forschungszentrun Karlsruhc, Institut fur Kernphysik, Postfacl 3640,76021 Karlsruhe, bluenier@ikI .fzk.de.

Physik in unserer Zeit /30. Jahrg. 1999 / Nr. 6