Haungs, A.

Hörandel, J.R.

Ulrich, H.

Wochele, J.

Hörandel, J. R.

KITopen

Der Fluss der kosmischen Strah-lung nimmt mit zunehmenderEnergie der Teilchen sehr stark abund folgt in guter Näherung einemPotenzgesetz (Abb. 1). Oberhalbeiner Energie von 106 GeV ändertsich plötzlich der gleichmäßige Ab-fall dieses Spektrums, es wird stei-ler. Diese Änderung wird als das„Knie“ der kosmischen Strahlungbezeichnet. Obwohl es seit fast 50 Jahren bekannt ist, ist sein Ur-sprung noch immer ungeklärt.Vorherrschende theoretische Mo-delle sehen das Knie als energe-tische Obergrenze der Teilchen-beschleunigung in Supernova-Schockfronten. Alternativ ist aberauch eine Änderung des Trans-portmechanismus von den Quellenbis zum Nachweis denkbar. Hier-bei entspricht der Kniebereich ei-ner notwendigen Minimalenergie,ab der die Teilchen nicht mehr inder Galaxis gehalten werden kön-nen und beginnen, aus der Milch-straße zu entweichen. Da der be-trachtete Energiebereich Energi-en entspricht, die oberhalb beste-hender Beschleunigerexperimen-te liegen, wird auch eine Ände-rung der Wechselwirkungen zurErklärung des Knies vorgeschla-gen. Beim Teilchennachweis durchLuftschauermessungen (siehe un-ten) treten neue Prozesse auf,durch die Energie „ungesehen“verloren geht. Die Teilchen wür-den zu niederenergetisch rekon-struiert, und ein Abknicken im Ener-giespektrum vorgetäuscht.Alle Modelle sagen eine Variationder Massenzusammensetzung derkosmischen Strahlung voraus. Un-terhalb des Knies dominieren leich-te Elemente die Zusammenset-Einleitung25(25)Das KASCADE-Grande-ExperimentH. Ulrich, A. Haungs, J. Wochele, IK; J. R. Hörandel, Institut für Experimentelle Kernphysik, Universität KarlsruheNACHRICHTEN – Forschungszentrum Karlsruhe  Jahrg. 39  1/2007  S. 25–30 Abb. 1: Energiespektrum der kosmischen Strahlung oberhalb 100 MeV.Die Daten stammen von verschiedenen Experimenten. Zahlen ander Kurve geben integrale Teilchenflüsse oberhalb der markiertenEnergie an (nach S. Swordy, Univ. Chicago).γ = 2,7–3,1Intensität der kosmischen Strahlung(32 Dekaden im Fluss; 12 Dekaden in der Energie)Knie1 Teilchen pro m2-JahrKnöchel1 Teilchen im Forschungszentrum pro JahrEnergie [GeV]Intensität  [m–2  sr–1 s–1  GeV–1]10 1021041061081010101210410210–110–410–710–1010–1310–1610–1910–2210–2510–28J(E) ~ E−γ1 Teilchen pro m2-Sekundezung. Über den Kniebereich er-wartet man jetzt einen Wechselhin zu einer schwereren Zusam-mensetzung. Ferner könnten ausder Form der Energiespektren ein-zelner Elementgruppen weitereRückschlüsse zur Unterscheidungzwischen den Modellen gewon-nen werden.Für Energien oberhalb 105 GeV istdie Intensität der kosmischenStrahlung soweit abgefallen, dasseine direkte Messung durch Bal-lone oder Satelliten nicht mehrpraktikabel ist. Als einzige Mög-lichkeit verbleibt der indirekteNachweis mittels des Phänomensder „ausgedehnten Luftschauer“.Tritt ein Teilchen der kosmischenStrahlung in die Erdatmosphäreein, stößt es in einer Höhe von 10bis 30 km mit dem Kern einesLuftmoleküls zusammen. Bei die-sem Zusammenstoß wird der Kernzertrümmert, und eine Vielzahl anneuen Teilchen entsteht. Erhaltendie entstehenden Reaktionspro-dukte (hauptsächlich Pionen) genü-gend Energie, erzeugen sie ihrer-AusgedehnteLuftschauerdie Masse des eigentlichen Primär-teilchens ist. Die Myonenzahl al-leine dient hingegen als guter„Schätzer“ für die ursprünglichePrimärenergie.Der Aufbau des KASCADE-Expe-riments wurde in früheren Ausga-ben der Nachrichten beschrieben,so dass hier nur eine kurze Über-sicht folgt.Die Vermessung der Luftschauer-front erfolgt durch das 200 x 200 m2große Detektorfeld. Es besteht aus252 Stationen mit einem Abstandvon 13 m zueinander mit Szintil-lationsdetektoren für den Nach-weis von Elektronen und Myonen.Im Zentrum des Feldes befindetsich der Zentraldetektor. Herzstückist das 20 x 16 m2 große Eisen-Sampling-Kalorimeter. Unterhalbdes Kalorimeters sind zwei Ebenenaus Vieldraht-Proportionalkammernund eine Lage aus Streamertube-Detektoren installiert. Dieses Sys-tem ist zur Vermessung von Ha-dronen und Myonen im Zentrum ei-nes Luftschauers gedacht. Nörd-lich des Zentraldetektors werdenim 50 m langen Myonspurdetektordie Flugbahnen einzelner Myonenin drei horizontalen und einer ver-tikalen Ebene aus Streamertube-Detektoren vermessen.Weltweit verfügen nur sehr wenigeExperimente über solch komplexeDetektoranordnungen. KASCADEkonnte dadurch als erstes Experi-ment das Knie in allen drei Schau-erkomponenten (Elektronen, Myo-nen, Hadronen) nachweisen. ImFolgenden werden exemplarischErgebnisse des Kalorimeters unddes Detektorfeldes vorgestellt.Das KASCADE-Experiment26(26)Abb. 2: Schematische Ansicht eines Luftschauers und seiner Messung.Teilchenkompositionauf Meeresniveau(nach 25 X0, 11λ int)  ~ 80 % Photonen ~ 18 % Elektr. / Positr. ~ 1,7 % Myonen ~ 0,3 % Hadronen~ 106 Sekundärteilchen   von 1015 eV ProtonPrimär-teilchen~ 20 km HöheSchauerachse~ 1 m DickeAusgedehnte LuftschauerPrimär-teilchenleading hadronυ ~ c ca. 100–200 mDetektorfeldνµνµνµµ±µ±µ±π±π±π±π±π±π±π0π0π0γγγγγγγγνe e+e–e–e–e–e+ e+pseits bei Stößen mit Kernen derLuft weitere Sekundärteilchen.Durch ständige Wiederholung die-ses Prozesses bildet sich in einerArt Kettenreaktion eine Teilchen-lawine, die sich durch die Atmo-sphäre zum Erdboden hin bewegt.Es hat sich ein „Luftschauer“ ge-bildet. Erst wenn die mittlere Ener-gie der entstandenen Teilchen ei-nen kritischen Wert unterschrei-tet, überwiegt Absorption in derAtmosphäre gegenüber der Teil-chenproduktion, und die Teilchen-zahl im Schauer beginnt abzuneh-men. Aufgrund ihres Transversal-impulses bei der Entstehung undvielfacher Streuprozesse beim Wegdurch die Atmosphäre entfernensich die Schauerteilchen immermehr von der Schauerachse (diegedachte Flugbahn des ursprüng-lichen Primärteilchens), wodurchder Luftschauer an Ausdehnunggewinnt. Es bildet sich eine leichtgekrümmte Teilchenscheibe vonwenigen Metern Dicke, aber einerseitlichen Ausdehnung von bis zumehreren Hundert Metern aus. Er-reicht der Schauer den Erdboden,kann er je nach Energie des Primär-teilchens aus mehreren Millionenniederenergetischer Sekundärteil-chen bestehen und eine Flächevon mehreren Hundert Quadrat-metern abdecken. Eine stichpro-benartige Messung der Teilchen-dichten ermöglicht es dann, so-wohl die Gesamtzahl der Teilcheninnerhalb der Schauerfront, alsauch deren Ausdehnung und Formzu bestimmen (Abb. 2).Etwa 85 % der am Boden ankom-menden Teilchen sind Elektronenund Positronen, knapp 10 % Myo-nen. Den kleinsten Anteil (ca. 2 %)machen hochenergetische Hadro-nen aus. Neben der Gesamtteil-chenzahl ist das Verhältnis vonElektronen zu Myonen von beson-derem Interesse, da es sensitiv aufDas KASCADE-Kalorimeter kannEnergie, Einfallsrichtung und Auf-treffort einzelner Hadronen in Luft-schauern messen. Dies erlaubt ge-naue Studien der hadronischenSchauerkomponente, sowie Un-tersuchungen von Korrelationen mitden elektromagnetischen und myo-nischen Schauerkomponenten. Sol-che Korrelationen werden benutzt,um Modelle zur Beschreibung ha-dronischer Wechselwirkungen inder Atmosphäre zu verifizieren.Für die Untersuchung der Wech-selwirkungsmodelle werden ausdetaillierten Simulationsrechnun-gen vorhergesagte Korrelationenverschiedener Beobachtungsgrö-ßen mit Messdaten verglichen.Hierbei haben sich teilweise Ab-weichungen zwischen Vorhersageund Messung ergeben. Bestimm-te Modelle konnten hierdurch fal-sifiziert werden. Die Analysen er-lauben auch eine quantitative Be-urteilung der Qualität der Beschrei-bung von Wechselwirkungen inden Modellen. Abweichungen zwi-schen Messungen und Modell-vorhersagen liegen im Bereich von10 bis 15%. Durch Korrelation von verschie-denen hadronischen Observablen(wie Hadronzahl oder Hadron-energie) mit der gemessenen Myo-nenzahl konnte die mittlere Masseder kosmischen Strahlung alsFunktion der Energie im Bereich 106 bis 107 GeV abgeleitet werden.Hierbei zeigt sich, dass die mittle-re Masse im Bereich des Knies imGesamtspektrum mit der Energieansteigt. Wie erwähnt, ist dies ei-ne wesentliche Information zumVerständnis des Knieursprungs.Ergebnisse desKASCADE-Kalorimeters27(27)Abb. 3: Fluss von Protonen in der kosmischen Strahlung als Funk-tion der Energie. Die KASCADE Daten (rot) werden mit Ergebnis-sen direkter Messungen oberhalb der Atmosphäre (schwarz) ver-glichen.⊗⊗⊗⊗⊗⊗⊗⊗⊗⊗⊗⊗⊕⊕⊕⊕⊕⊕⊕⊕∇∇∇∇∇∇∇∇∇∇∇∇102103104Fluss dΦ/dE 0 ⋅ E02.5 [m–2sr–1s–1 GeV1.5 ]   KASCADE HadronenProtonenAMSBESSCAPRICEHEATIchimuraIMAXJACEEKawamuraMASSOrmesPapiniRUNJOBRyanSmithSOKOLWebberZatsepin102 103 104 105 106 107Energie E0 [GeV] Die gemessene Rate von einzelnenHadronen am Erdboden ist engmit dem Fluss primärer Protonenoberhalb der Atmosphäre korreliert.Aus den Messungen wurde dasSpektrum primärer Protonen imEnergiebereich 100 bis 106 GeV be-stimmt. Ergebnisse sind in Abb. 3dargestellt. Die gefundene Inten-sität stimmt gut mit direkten Mes-sungen von Ballon- und Satelliten-experimenten oberhalb der Atmo-sphäre überein. Die Messwertelassen sich über 4 Dekaden in derEnergie durch ein einzelnes Po-tenzgesetz beschreiben.Hauptmessgrößen des KASCADE-Detektorfelds sind Ankunftsrich-tung des Primärteilchens sowieAnzahl der Elektronen und Myonenim Schauer. Observable wie Ener-gie und Masse des Primärteilchensmüssen aus Vergleichen mit Luft-schauersimulationen bestimmtwerden. Ergebnisse solcher Ana-lysen hängen allerdings teilweise in hohem Maße von den Eigen-schaften der Simulationsrechnun-gen ab (siehe Beitrag von R. Engelet al.).Die Suche nach Anisotropien bzw.bevorzugten Ankunftsrichtungenist von Simulationsrechnungenpraktisch unabhängig. Aufgrundder Magnetfelder innerhalb derMilchstraße werden die geladenenTeilchen der kosmischen Strah-lung vielfach abgelenkt und ver-lieren jede Information über ihreHerkunft. Abweichungen von einererwarteten Gleichverteilung derAnkunftsrichtungen wären ein In-diz für sehr nah gelegene Be-schleuniger, oder würden unter derAnnahme von neutralen Primär-Ergebnisse desKASCADE-Detektorfeldsteilchen (z. B. hochenergetischeGammaquanten) direkt auf dieQuellen zeigen. Abb. 4 zeigt die Er-gebnisse einer solchen Himmels-durchmusterung. Abweichungenzwischen gemessener und erwar-teter Schauerzahl sind farblich ko-diert dargestellt. Zahl und Größeauftretender Abweichungen be-finden sich im Einklang mit statis-tischen Fluktuationen, sodass imRahmen der experimentellen Ge-nauigkeit die erwartete Gleichver-teilung der Ankunftsrichtungen be-stätigt wird.Hauptfragestellung von KASCADEist die Bestimmung von Energie-spektren einzelner Massengrup-pen. Hierzu wird unter Einsatz vonEntfaltungsmethoden die Häufig-keit gemessener Schauer mit be-stimmten Werten von Elektronen-und Myonenzahl in die Häufigkeitvon primären Teilchen einer be-stimmten Energie und Masse über-setzt. Dabei werden sowohl Kor-relationen zwischen den Messgrö-ßen als auch Fluktuationen in derSchauerentwicklung berücksich-tigt. Die benötigten Zusammen-hänge zwischen Energie und Mas-se sowie Elektronen- und Myo-nenzahl werden durch Simulations-rechnungen bestimmt, wodurchdas Ergebnis von den verwende-ten Modellen abhängig wird. Abb.5 zeigt die rekonstruierten Ener-giespektren für Protonen, Helium-kerne und alle Kerne schwerer alsHelium sowie das resultierendeGesamtspektrum. Die Rechnun-gen verwendeten dabei das ModellQGSJet. Zur Verdeutlichung auf-tretender Strukturen ist die Ordi-nate mit dem Faktor E2.5 skaliert.Die Spektren der Protonen undHeliumkerne zeigen eine deutlicheKniestruktur, wobei für Helium dieKnieposition zu höherer Energiehin verschoben ist. Diese Knie inden Spektren der leichten Elemen-te sind damit für das Auftreten desKnies im Gesamtspektrum verant-wortlich. Gleichzeitig stimmen die28(28)Abb. 4: Verteilung der Signifikanzen für die Abweichung der ge-messenen Luftschauerhäufigkeit von der Erwartung einer Gleich-verteilung der Ankunftsrichtungen. Die Linie stellt den Verlauf dergalaktischen Ebene dar.Deklination [Grad]SignifikanzRektaszension [Grad]80706050403020 –4–3–2–1012340 50 100 150 200 250 300 350Abb. 5: Mit KASCADE gemessene Energiespektren für Protonen,Heliumkerne und Kerne schwerer als Helium, sowie das resultie-rende Energiespektrum aller Teilchen der kosmischen Strahlung.Zur Verdeutlichung von Strukturen sind die Flusswerte mit E2.5skaliert.Primärenergie E [GeV]106 107 108  dI/dE ⋅ E2.5 [m–2 sr–1s–1 GeV1.5 ]1001000  GesamtspektrumProtonenHeliumkernealle anderen KerneIntensitäten der einzelnen Massen-gruppen gut mit Extrapolationen di-rekter Messungen bei niedrigerenEnergien überein. Es bleibt aber zubetonen, dass die in Simulationenverwendeten Wechselwirkungs-modelle nicht den gesamten Da-tenbereich konsistent beschreibenkönnen.Aus den Ergebnissen des origina-len KASCADE-Experiments erge-ben sich weitere astrophysikali-sche Fragestellungen bezüglichdes Spektrums der kosmischenStrahlung. Folgt man der Abhän-gigkeit der Knieposition für die ver-schiedenen Massengruppen, lä-ge ein zu erwartendes Eisenkniebei ca. 108 GeV. Darüber hinausprognostizieren astrophysikalischeModelle für Energien oberhalb die-ses Eisenknies den Übergang vonkosmischer Strahlung galaktischenUrsprungs zu einer extragalakti-schen Strahlung. Dieser Übergangwürde ebenfalls zu einer Änderungder Elementzusammensetzungführen. Beide erwarteten Struktu-ren konnten bisher nicht nachge-wiesen werden.Um diesen höheren Energiebe-reich zugänglich zu machen, wur-de das Experiment KASCADE um37 neue Detektorstationen zuKASCADE-Grande erweitert. Luft-schauer höherer Primärenergiesind in ihrer Ausdehnung größer, inihrer Häufigkeit aber seltener. EinDetektorfeld muss daher eine grö-ßere Fläche abdecken, wodurcheine Ausdehnung fast über dasgesamte Forschungszentrums-gelände notwendig wird (Abb. 6).Das „Grande“-Feld deckt nun eine Fläche von 700 x 700 m2 ab.Jede der neuen Stationen bein-haltet 10 m2 an Szintillationsde-tektoren, die die geladenen Schau-erteilchen messen. Grande besitzteine eigene Datenaufnahme, istaber so konzipiert, dass für jedenLuftschauer alle Komponenten desursprünglichen KASCADE Experi-ments ausgelesen werden.Abb. 7 zeigt die gemessenen Teil-chendichten eines einzelnen Schau-ers. Durch die Kombination derDichtemessungen der Grande-De-tektoren mit denen des KASCA-DE-Feldes wird die Rekonstruktionvon Luftschauern bis zu Primär-energien von 109 GeV in ähnlicherQualität wie bei KASCADE möglich.Mit der zusätzlichen Informationaller KASCADE-Komponenten kön-nen die in den Analysen benutztenDie „Grande“-Erweiterung 29(29)Abb. 6: Das Detektorfeld von KASCADE-Grande im Forschungszentrum Karlsruhe mit Blick in eineder 37 Stationen. KASCADE-Grande besteht aus dem ursprünglichen KASCADE-Experiment, den überdas Zentrumsgelände verteilten Grande-Stationen, einer Datenaufnahmestation (DAQ) und einemschnellen Triggerarray (Piccolo).DAQ KASCADE700 m700 m200 mPiccoloGrandeKASCADE-Grande wird voraus-sichtlich bis Ende 2008 weiter mes-sen. Dies bedeutet über zwölf Jah-re Messzeit für die KASCADE-De-tektoren und fünf Jahre Messzeitfür die Grande-Erweiterung. Bisdahin wird für die höchsten Ener-gien genügend Statistik gesam-melt sein, um detaillierte Analysendurchzuführen zu können. Damitwerden wir zur Lösung der wichti-gen astrophysikalischen Frage-stellung nach dem Ursprung derkosmischen Strahlung einen wich-tigen Beitrag leisten.KASCADE-Grande ist ein deutsch-italienisch-rumänisch-polnischesExperiment an dem acht Institutebeteiligt sind. Die Autoren dankenallen Beteiligten im wissenschaft-lichen und technischen Bereich fürihre unermüdliche Mitarbeit amExperiment. Ohne dieses Enga-gement wären die hier gezeigtenErgebnisse nicht möglich gewe-sen.DanksagungAusblick30(30)Weitere Informationen und wiss. Veröffentlichungen finden Sie unter: http://www-ik.fzk.de/KASCADE-Grande/LiteraturWechselwirkungsmodelle nun beihöheren Energien und größeren Ab-ständen zum Schauerzentrum ge-testet werden. Im nächsten Schrittwird sich eine Entfaltungsanalyse(analog zu der des KASCADE-Fel-des) für den erweiterten Energie-bereich anschließen.Abb. 7: Mit den verschiedenen Detektorkomponenten des KAS-CADE-Grande-Experiments gemessene Teilchendichten eines ein-zelnen Schauers in Abhängigkeit vom Abstand zum Schauerzen-trum.10310210110–1Teilchendichte [m–2]100 200 300 400 500 600Abstand zum Schauerzentrum [m] KASCADEMyon-Detektoren KASCADEElektron-Detektoren Grande DetektorenEreignis #160542

Das KASCADE-Grande-Experiment

https://publikationen.bibliothek.kit.edu/120067959/3814971

Das KASCADE-Grande-Experiment

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