Institut für Kern- und Hadronenphysik 1

StrahlungsdetektorenStrahlungsdetektorenfürfür

astrophysikalische Messungenastrophysikalische Messungen

1. Einleitung2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen?3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung4. Nachweis kosmischer Teilchen5. Zusammenfassung

Inhalt:Inhalt:

Lehrerfortbildung, Dresden2006-02-17

Paulo Crespo

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1.1. Einleitung: Einleitung: Astrophysikalische MessungenAstrophysikalische Messungen

Um Daten über die Sterne zu gewinnen und zu bestimmen!• Warum?

• Wie werden die angezeigten Daten nachgewiesen?

Aus Kerne und Sterne (Vortrag Dr. A. Wagner)

Absorptionsspektren von Sternen (zusammen mit Kenntnissen der Kern- und Atomphysik):

Angström (Å)

Mehr Infos: Ref. 1, pp. 240

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1.1. Einleitung: Einleitung: Astrophysikalische MessungenAstrophysikalische Messungen

• Warum? Um Daten über kosmische Magnetfelder zu gewinnen.Siehe Kosmische Magnetfelder

(Vortrag Dr. F. Stefani)

,e

c EecBw =

zirkular polarisiertes Infrarotlicht (2.2 µm) aus den Orion molecular clouds (OMC-1)

Mehr Infos: Ref. 5

eEcBen

Eh

=γ

wc : ZyklotronfrequenzEe : Energie des ElektronsB : Magnetfeld des kosmischen ObjektesEγ : Energie des polarisierten Photonsn : Ordnung der harmonische Frequenz

Dec: DeklinationRA : Rektaszension

Mehr Infos: Ref. 6

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1. Einleitung: 1. Einleitung: Astrophysikalische MessungenAstrophysikalische Messungen

• Was wird gemessen?

√√ Elektromagnetische (EM) Strahlung

√√ Teilchen

►► Messungen von Gravitationswellen

- Geladenen Teilchen¶

- Antiteilchen

- Neutrale Teilchen (Neutrinos)

- Fluss, Energiespektren (damit kosmische Temperaturen¶), Dopplerverschiebung,

- Zeitaufgelöste Spektroskopie (z.B. Supernovae¶), SignalperiodeΠ (z.B. Pulsare¶)

- Polarisierung des Lichts (Hinweis auf kosmische Magnetfelder Π)

χ

χ

χ werden nicht erläutert Mehr Infos: Ref. 2

¶Π

siehe Vortrag Dr. Wagner “ “ Dr. Stefani

►► Suche nach exotischen Teilchen

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2. Erdgebundene oder weltraumgestützte 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen?Beobachtungen? Elektromagnetische StrahlungElektromagnetische Strahlung

O. Jä

kel, D

KFZ

Mehr Infos: Ref. 1, pp. 240

• Absorption in der Atmosphäre der Erde

100 % Transmission

100 % Absorption

Energie →← λ

Moleküle: H2O, O2, O3, CO2, N2, N

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2. Erdgebundene oder weltraumgestützte 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen? Beobachtungen? Geladene TeilchenGeladene Teilchen

Magnetischer Südpol

Magnetischer Nordpol

( ) ,1coscos1

cos2

3

4

2++

===M

M

height

dip

RM

ZepcS

θα

θ

• Teilchenablenkung durch das Erdmagnetfeld

Mehr Infos: Ref. 1, pp. 225 Ref. 2

Volt1060 92 ×≈⎟⎟

⎠

⎞⎜⎜⎝

⎛

Earth

dip

RM

S : magnetische SteifigkeitRheight : Radius in bestimmter HöheMdip : Dipolmoment der ErdeθM : Magnetische Breiteα : Auftreffwinkel zur

Erdoberfläche

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2. Erdgebundene oder weltraumgestützte 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen? Beobachtungen? Geladene TeilchenGeladene Teilchen

• Teilchenablenkung durch das Erdmagnetfeld (E > 100 MeV bei 400 km)

Mehr Info: Ref. 8

Protonenfluss±θM

±θM

±θM

Institut für Kern- und Hadronenphysik 8

2. Erdgebundene oder weltraumgestützte 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen?Beobachtungen? Geladene TeilchenGeladene Teilchen

• Sehr hohe Energien (≥ 1 TeV): Voraussetzungen zum Nachweis

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2. Erdgebundene oder weltraumgestützte 2. Erdgebundene oder weltraumgestützte Beobachtungen?Beobachtungen? Geladene TeilchenGeladene Teilchen

• Sehr hohe Energien (≥ 1 TeV): Physikalische Prozesse in die Atmosphäre,wie bei dichten Targets

• Nachweis in der Atmosphäre:- Čerenkov-Strahlung- Extensive air-showers (Matrix aus

Detektoren)- Fluoreszenz von N2

Primär γKosmische Teilchen

Atomkern in der Atmosphäre

EM Kaskade

EM Kaskade

EM Kaskade

Nukleonen (K±, …)

Nukleonen (K±, …)

• Nachweis mit Detektoren im Weltraum (wie im Labor):- EM- oder Hadronen-Kaskaden

(Kalorimetrie)- Spektrometer (Magnetfeld +

Tracker + Flugzeitmessungen)- Čerenkov-basierte Detektoren- Übergangsstrahlung

Mehr Info: Ref. 9

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3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung3. Nachweis elektromagnetischer StrahlungGrundlagenGrundlagen

O. Jä

kel, D

KFZ

Photon absorption in silicon oxide

Spec

ific

abso

rptio

n (c

m^2

/ g)

Silicon oxide (SiO2)

Photon energy1keV 1MeV

Spec

ific

abso

rptio

n(c

m2 /g

)

102

101

103

10 -1

10 -2

100

10 -3

1GeV

Coherent scatteringTotalPhotoelectric absorptionCompton scatteringNuclear pair production

Electron pair production

• Warum sind verschiedenen Detektoren notwendig:

Photon energy

Radiowellen sichtbares Spektrum Röntgen Gamma

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3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung3. Nachweis elektromagnetischer StrahlungRadioastronomieRadioastronomie

O. Jä

kel, D

KFZ

Dλθ =∆

∆θ : Winkelauflösungλ : Wellenlänge des StrahlsD : Durchmesser des Parabolspiegels

• Fokussierung:

• Detektor (Empfänger):

Cassegrain Fokussierung

Empfänger

Horn

Mehr Infos: Ref. 7

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3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung3. Nachweis elektromagnetischer StrahlungOptische AstronomieOptische Astronomie

O. Jä

kel, D

KFZ

• Lichtnachweis durch p-n Übergang im Halbleiter

Sperrschicht:Jedes e- h+ Paar wird sofort getrennt (messbares Signal)

Rekombination jedes erzeugten e- h+ Paares durch Phononen

Driftzone: Rekombination (Phononen) oder Signalerzeugung sind möglich

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3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung3. Nachweis elektromagnetischer StrahlungOptische AstronomieOptische Astronomie

O. Jä

kel, D

KFZ

• Häufigster Detektor: der CCD (Charge-coupled Device)

Mehr Infos: Ref. 1, pp. 362 Ref. 4

• wichtiger Vorteil:- Auslesen einer Multipixelmatrix ist mit

wenigen Transfer-Gates möglich

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3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung3. Nachweis elektromagnetischer StrahlungRöntgenastronomieRöntgenastronomie

O. Jä

kel, D

KFZ

• Chandra Röntgenteleskop

Chandra-Röntgenspiegel

Mehr Info: Ref. 13

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3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung3. Nachweis elektromagnetischer StrahlungRöntgenastronomieRöntgenastronomie

O. Jä

kel, D

KFZ

• Chandra Röntgendetektor(HRC = High Resolution Camera)

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3. Nachweis elektromagnetischer Strahlung3. Nachweis elektromagnetischer StrahlungGammaGamma--AstronomieAstronomie

O. Jä

kel, D

KFZ

• EGRET (Energetic Gamma Ray Experiment Telescope):Messung mit Richtungsinformation (Eγ > 10 MeV → EM shower)

Mehr Info: Ref. 14

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4. Nachweis kosmischer Teilchen4. Nachweis kosmischer TeilchenGrundlagenGrundlagen

O. Jä

kel, D

KFZ

Mehr Info: Ref. 10, 11

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4. Nachweis kosmischer Teilchen4. Nachweis kosmischer TeilchenWeltraumgestützte ExperimenteWeltraumgestützte Experimente

O. Jä

kel, D

KFZ

• Space-borne Spektrometer: AMS (Alpha Magnetic Spectrometer)

SRD : synchrotron radiation detectorTRD : transition radiation detectorToF : time of flight (Geschwindigkeit)RICH : ring-imaging ČerenkovEcal : EM calorimeter

Autor:R. Becker, CERN p e+

Mehr Info: Ref. 12

Aerogel radiator

p+

• Ziel: Nachweis von- Antimaterie- Dunkle Materie- Zusammensetzung der kosmischen

Strahlung

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5. Zusammenfassung5. Zusammenfassung

√√ Astrophysikalische Messungen- Kosmologische Modelle basieren auf Daten kern- und atomphysikalischer

Experimente

- Die Resultate dieser Modelle werden durch astrophysikalische Messungen überprüft

Kosmologische Modelle (Urknall und Entwicklung des

Universums, Galaxien-Bildung, Sternentwicklung,

Nukleosynthese, kosmische Magnetfelder, …)

Daten kern- und atomphysikalischer

Experimente

Resultate (Element- und Isotopenhäufigkeiten, Dopplerverschiebung,

Dauer von Supernovae Prozessen, …)

Astrophysikalische Messungen

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5. Zusammenfassung5. Zusammenfassung

√√ Astrophysikalische Detektoren

- Abdeckung eines großen Energiebereiches

- Nutzung verschiedener physikalischer Prozesse

Mehrere Arten von Detektoren sind notwendig

►► Detektorentwicklung ist notwendig um bessere Ergebnisse zu erhaltenund damit offene physikalische Fragen zu beantworten

- Ortsauflösung

- Nachweisempfindlichkeit

- Energieauflösung

z.B.:• Anisotropie des kosmischen Untergrundes:

COBE → Wilkinson Microwave Anisotropy Probe• Entfernte Supernovae: sehr hohe Rotverschiebung

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Danksagung und LiteraturDanksagung und Literatur• Danksagung

Martin Erhard1, Prof. Eckart Grosse1,2, Dr. Frank Stefani1, Dr. Andreas Wagner1

1 2Forschungszentrum Rossendorf, Technische Universität Dresden

• LiteraturRef 1: M. V. Zombeck, Handbook of Space Astronomy and Astrophysics, 2nd Ed., Cambridge University Press, Cambridge, 1990Ref 2: H.V. Klapdor-Kleingrothaus, K. Zuber, Particle Astrophysics, Rev. Ed., IOP, Bristol, 2000Ref 3: http://physics.nist.gov/cgi-bin/Xcom/xcom2Ref 4: http://zebu.uoregon.edu/ccd.htmlRef 5: Bailey et al., Science 281 (1998) 672; Rubenstein et al., Science 283 (1999) 1415Ref 6: I. Ridpath, Oxford Dictionary of Astronomy, Oxford University Press, Oxford, 1997Ref 7: http://web.haystack.mit.edu/urei/tut3.htmlRef 8: The AMS collaboration, Phys. Lett. B 472 (2000) 215Ref: 9: R. Bock and A. Vasilescu, The Particle Detector BriefBook, Springer-Verlag, Berlin, 1998

http://www.cern.ch/Physics/ParticleDetector/BriefBook/Ref. 10: K. Hagira et al., Review of Particle Physics, Phys. Rev. D, 66 (2002) 010001+

http://pdg.lbl.govRef. 11: Leo, Techniques for Nuclear and Particle Physics Experiments, Rev. Ed., Springer-Verlag, Berlin, 1994Ref. 12: http://ams.cern.chRef. 13: http://chandra.harvard.edu/Ref. 14: http://www.mpe.mpg.de/gamma/EGRET/