IEKP-KA/2013-8 - Institut für Experimentelle Kernphysik - KIT

2.2. Quellen Kosmischer Strahlung 7
Space
experiments
Balloon experiments
Ground based
experiments
AMS-02
Abbildung 2.2.: Teilchenspektrum der kosmischen Strahlung mit der Energie [5]. Die Abbildung
vereint Messergebnisse verschiedener Experimente deren Ergebnisse
durch unterschiedliche Farben und Marker dargestellt werden.
direkt durch sein isotrop abgestrahltes Fluoreszenzlicht zu beobachten und daraus das Primärteilchen
zu identifizieren. Dies ist jedoch nur bei geringem Untergrund und damit in
dunklen Nächten und weit weg von Städten möglich. Solche Fluoreszenz-Teleskope werden
ebenfalls am Pierre-Auger-Observatorium eingesetzt. Eine Rekonstruktion eines von den
Fluoreszenz-Teleskopen und Bodenstationen gemeinsam gemessenes Ereignis am Pierre-
Auger-Observatorium ist in Abbildung 2.4 links zu sehen.
Die Messung kosmischer Strahlung verrät dabei viel über physikalische Vorgänge im Universum.
Die Strahlung trägt dabei mit ihrer Energie und Richtung Informationen über
ihre Quelle zur Erde.
2.2. Quellen Kosmischer Strahlung
Die Entstehung von kosmischer Strahlung ist eng mit Prozessen der Sternentwicklung
verknüpft [8]. In unserer näheren Umgebung ist die Sonne eine Quelle für sehr nieder
energetische kosmische Strahlung mit hoher Intensität die zeitlich mit der Sonnenaktivität
variiert. Von der Sonne werden dabei überwiegend Protonen, sowie Elektronen und
Neutrinos abgegeben. Kerne schwerer Elemente und kosmische Strahlung ab Energien von
etwa 1 GeV können von der Sonne jedoch nicht erzeugt werden und müssen galaktischen
Ursprungs sein. Als Quellen kosmischer Strahlung im für den AMS-02 Detektor relevanten
Energiebereich bis 1 TeV werden Schockfronten von Supernova Überresten vermutet. Eine
Supernova markiert das Ende der Fusionsaktivität eines massereichen Sterns ab 1, 4 Sonnenmassen.
Dabei kollabiert der Stern und wird in einer Explosion, bei der große Mengen
Materie ins All geschleudert werden, vernichtet. In diesem Endstadium ist die Temperatur
im Innern des Sterns hoch genug um die Fusion von Kernen höherer Kernzahl bis zum
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