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Kosmische Strahlung kompakt

Das Pierre-Auger-Observatorium

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Kosmische Strahlung kompakt

Kosmische Strahlung ist wie Regen aus dem Weltall, der ununterbrochen auf die Erde fällt. Die kosmische Strahlung bestehen überwiegend aus den Kernen der normalen Elemente, von Wasserstoff bis Uran, mit Energien von ~1 GeV (109 eV) tbis über 100 EeV.
Bei ihren höchsten Energien erreicht die kosmische Strahlung annähernd die Geschwindigkeit des Lichts und ist über zehnmillionenmal energiereicher als was Menschen selbst mit dem größten und leistungsstärksten Teilchenbeschleuniger, dem Large Hadron Collider ( LHC ) am CERN, erzeugt haben.
Die kosmische Strahlung wurde 1912 entdeckt und in den 1930er und 1940er Jahren für einige der frühen Entdeckungen von Elementarteilchen genutzt, bevor die Hochenergie-Teilchenbeschleuniger erfunden wurden, und gaben Aufschlüsse in die Natur der subatomaren Welt.
Die Untersuchung der kosmischen Strahlung führte zur Entdeckung zahlreicher Teilchen, von denen einige zuvor theoretisch vorhergesagt waren, wie dem Positron, das erste Teilchen der Antimaterie, aber andere Teilchen wurden unerwartet entdeckt, wie das Kaon oder das Myon.

Energieeinheiten in der Teilchenphysik

AEin Elektronenvolt (eV) ist die kinetische Energie, die ein einzelnes Elektron bei der Beschleunigung aus dem Ruhezustand durch eine elektrische Potentialdifferenz von einem Volt im Vakuum gewinnt.
1 eV = 1.6 x 10-19 J
1 GeV = 109 eV
1 TeV = 1012 eV
1 PeV = 1015 eV
1 EeV = 1018 eV
Die kinetische Energie einer Stechmücke ist ~1 TeV

Das Alle-Teilchen-Spektrum

Während die kosmische Strahlung bei den niedrigsten Energien aus unserem Sonnensystem stammt und durch explosive Ereignisse in der Sonne, wie Flares und koronale Massenauswürfe, erzeugt wird, kommt sie bei höheren Energien von weiter entfernten Quellen. Mit zunehmender Energie ändert sich der Ursprungsort der kosmischen Strahlung, von unserer eigenen Galaxie hin zu fernen Galaxien. Es wird angenommen, dass galaktische kosmische Strahlen zum Teil durch Schockwellen explodierender Sterne, sogenannter Supernovae, erzeugt werden. Die Quellen der energiereichsten kosmischen Strahlung liegen im extragalaktischen Universum, wo phänomenale Objekte wie supermassive schwarze Löcher, Gammastrahlenausbrüche oder Starburst-Galaxien, die leuchtkraft-stärksten Objekte im Universum, in der Lage sein können, kosmische Strahlung auf solche Energien zu beschleunigen.
Wissenschaftlerinnen und Wissenschaftler sind weiterhin auf der Suche nach dem genauen Ursprung der kosmischen Strahlung. Je nach untersuchtem Energiebereich kommen unterschiedliche Instrumente zur Anwendung. Wenn man den kosmischen Strahlungsfluss (d.h. die Flussrate pro Flächeneinheit, Raumwinkel, Zeit und Energie) als Funktion der Energie aufträgt, wie die blaue Linie in Abbildung 1 zeigt, wird deutlich, dass er mit zunehmender Energie drastisch abnimmt. Die niederenergetische kosmische Strahlung (gelbe und cyanfarbene Bänder) wird direkt gemessen, mit Hilfe von Detektoren an Satelliten oder Ballons, die so hoch fliegen, dass kaum noch Einflüsse der Erdatmosphäre die Messungen beeinträchtigen. Bei der hochenergetischen kosmischen Strahlung (magentafarbenes Band und darüber) wird die Erdatmosphäre für die Messungen genutzt. Da die Rate der kosmischen Strahlung bei diesen Energien sehr niedrig ist, nutzt man aus, dass die Teilchen in der Erdatmosphäre wechselwirken und viele sekundäre Teilchen erzeugen. Dies ermöglicht eine indirekte Beobachtung der kosmischen Strahlung, indem die sogenannten ausgedehnten Luftschauer nachgewiesen werden.

Teilchen-Zoo

Ein Photon ist die kleinste diskrete Menge an elektromagnetischer Strahlung. Es ist die Grundeinheit des Lichts.
Ein Elektron, e-, ist ein negativ geladenes subatomares Teilchen. Es kann entweder frei (nicht an ein Atom gebunden) oder an den Kern eines Atoms gebunden sein.
Ein Positron, e+, ist das Antimaterie-Gegenstück des Elektrons. Es hat die gleiche Masse wie ein Elektron, ist aber positiv geladen. Wenn ein Positron mit einem Elektron zusammenstößt, kommt es zur Annihilation. Wenn dieser Zusammenstoß bei niedrigen Energien stattfindet, werden zwei Photonen erzeugt.
Ein Myon ist ein Elementarteilchen, das dem Elektron ähnelt, aber 200-mal schwerer ist. Es existiert mit negativer und positiver Ladung. Anders als ein Elektron ist es instabil und zerfällt in andere Teilchen. In Ruhe beträgt seine durchschnittliche Lebensdauer ~2 μs.
Ein Pion, π, ist eine Kombination aus Up- und Down-Quarks und Antiquarks, den grundlegendsten Formen der Materie, aus denen das schwerere Teilchen besteht. Pionen können positiv, negativ oder neutral sein und haben eine Masse, die etwa 270-mal so groß ist wie die des Elektrons. Geladene Pionen zerfallen am häufigsten in Myonen und Myon-Neutrinos, während neutrale Pionen im Allgemeinen in zwei hochenergetische Photonen zerfallen.
In Ruhe beträgt die durchschnittliche Lebensdauer ~26 ns für geladene Pionen und 8,4 × 10-17 s für neutrale Pionen.

Ausgedehnte Luftschauer in Kurzform

Ein ausgedehnter Luftschauer entsteht, wenn ein sich schnell bewegendes Teilchen der kosmischen Strahlung auf einen Sauerstoff- oder Stickstoffkern hoch in der Atmosphäre trifft und eine heftige Kollision verursacht. Bei diesen Zusammenstößen entstehen verschiedene Teilchen: einige sind Kernfragmente und andere sind ungewöhnliche Teilchen, die Mesonen genannt werden, wie Pionen und Kaonen. Diese Teilchen sind keine Bestandteile der Materie, mit der wir normalerweise zu tun haben: Es handelt sich um instabile Teilchen, die nur eine kurze Zeit leben. Wenn sie zerfallen, entstehen andere Teilchen, darunter Myonen, Neutrinos und Photonen.

Bild einer Teilchenkaskade oder eines Teilchenschauers, gesehen in einer Nebelkammer in 3027 m Höhe. Die Querschnittsfläche der Nebelkammer beträgt 0,5 × 0,3 m2 und die Bleiabsorber haben eine Dicke von jeweils 13 mm [Fretter, 1949].

Letztere erzeugen Elektronen und Anti-Elektronen (Positronen). Diese emittieren wiederum Photonen, die weitere Elektronen (und Positronen) erzeugen, und so weiter und so fort. So entsteht eine Kaskade, die sich in der Atmosphäre über viele Generationen hinweg wiederholt. Die Anzahl der Teilchen nimmt so lange zu, bis die Energie der Sekundärelektronen und -positronen zu gering ist, um die Kaskade fortzusetzen. An diesem Punkt erreicht die Anzahl der Teilchen im Schauer ihr Maximum, woraufhin er zu zerfallen beginnt. Ein Beispiel für eine Kaskade ist in der nebenstehenden Abbildung zu sehen, wobei die dünnen weißen Linien die Spuren der Teilchen darstellen. Hier ist die ankommende Spur die eines Protons von etwa 10 GeV, das einen Schauer anderer Teilchen erzeugt, wenn es mit Bleikernen in den als horizontale schwarze Bänder sichtbaren Schichten zusammenstößt. Der Schauer beginnt nach der fünften Schicht nach der ersten Kollision abzuflauen. Die Teilchen werden hier mit einem als ''Wilson-Nebelkammer'' bezeichneten Instrument sichtbar gemacht, in dem verdampfter Alkohol auf Ionen kondensiert, die von den geladenen Teilchen im Gas der Kammer zurückgelassen werden. Kaskaden, die durch die kosmischer Strahlung in der Erdatmosphäre erzeugt werden, sind ähnlich, wenn auch viel teilchenreicher und größer. In der Nebelkammer beträgt die seitliche Ausdehnung des Schauers einige Quadratzentimeter, während sie in der Luft je nach der Energie der auslösenden kosmischen Strahlung von einigen zehn Metern bis zu einigen zehn Kilometern reicht. Die Ausbreitung des Schauers ist zum einen auf die Streuung von Elektronen und Photonen auf ihrem Weg durch die Atmosphäre zurückzuführen, zum anderen auf die Emission von Pionen und Myonen in einem Winkel zur Bewegungsrichtung der auslösenden kosmischen Strahlung. Die Atmosphäre bewirkt, das die Anzahl der Teilchen vergrößert wird und die Teilchen über ein großes Gebiet verteilt werden, so dass der Teilchenschauer am Boden mit einigen strategisch platzierten Detektoren aufgezeichnet werden kann. Die Teilchen im Schauer bewegen sich quasi in einer Scheibe, wie ein riesiger Essteller, wobei die Teilchenzahl vom Zentrum zu den Rändern hin stark abfällt. Die Teilchenscheibe ist im Zentrum einige Meter dick, aber sehr dicht, und kann weit vom Zentrum entfernt Hunderte von Metern dick sein. Das Video unten zeigt eine künstlerische Darstellung eines Schauer, der sich entwickelt, bis seine Teilchen auf eine Reihe von Detektoren treffen, die am Boden verteilt sind.
Obwohl diese Detektoren nur einen Bruchteil der Schauerteilchen und nur eine kurze Entwicklungsphase aufzeichnen, können Forschende die Form und Größe des Schauers rekonstruieren und daraus die Merkmale der primären kosmischen Strahlung, wie Richtung und Energie, ableiten. Die Schauerteilchen strahlen auch ab, wenn sie sich in der Atmosphäre nach unten bewegen. Dabei wird ein schwaches Licht erzeugt, entweder durch Cherenkov- oder Fluoreszenzstrahlung. Dank ihrer Wechselwirkung mit dem Erdmagnetfeld können die Luftschauer auch nachweisbare Impulse elektromagnetischer Strahlung im Radiofrequenzbereich erzeugen. Um die Rekonstruktion der Schauer zu präzisieren, verwenden die Forschenden daher häufig eine Kombination von Teilchendetektoren-Feldern und Spiegelteleskopen mit Fotosensoren, um den Durchflug des schwachen Schauerstroms zu ‘fotografieren’, und Anlagen von Radioantennen, um die Radiosignale der Kaskaden zu ‘hören’.

Das Pierre-Auger-Observatorium


Das Pierre-Auger-Observatorium befindet sich in der weiten Ebene der Pampa Amarilla (gelbe Prärie) im Westen Argentiniens und dient der Untersuchung der energiereichsten kosmischen Strahlung. Diese Teilchen sind nicht nur extrem energiereich, sondern auch extrem selten.

Die kosmische Strahlung mit einer Energie von mehr als 1020 eV (das entspricht der kinetischen Energie eines Tennisballs, der sich mit 85 km/h bewegt, aber in einen einzigen Atomkern gepackt ist!) haben eine geschätzte Ankunftsrate von weniger als 1 pro Quadratkilometer pro Jahrhundert! Um eine möglichst große Anzahl dieser außergewöhnlichen Ereignisse aufzeichnen zu können, erstreckt sich das Auger-Observatorium über eine Fläche von etwa 3000 km2, was der Größe des US-Bundesstaats Rhode Island entspricht oder etwas größer ist als das Land Luxemburg. Damit ist es der größte Detektor für kosmische Strahlung in der Welt. Zum Vergleich des vom Observatorium abgedeckten Gebiets mit einer beliebigen Region, kann mit Hilfe der speziellen Version von Google Maps ein beliebiger Ort auf der Erde überlagert werden, wie im oben gezeigten Beispiel.
Je höher die Energie der kosmischen Strahlung ist, desto größer ist die Ausdehnung der von ihr erzeugten ausgedehnten Luftschauer. Als anschaulichen Vergleich kann man sagen, dass der Fußabdruck eines Luftschauers, erzeugt von kosmischer Strahlung mit einer Energie von 1019 eV, auf dem Boden eine Fläche von etwa 10 km2, 250 Mal größer als ein typisches internationales Fußballstadion, bedeckt. Um solch große Schauer effizient aufzuspüren, ist ein großer Abstand zwischen den Detektoren nötig: Am Auger-Observatorium sind 1660 Detektoren in einem dreieckigen Raster mit einem Abstand von 1,5 km aufgestellt. Das nebenstehende Foto zeigt einen Detektor, mit den Anden im Hintergrund.

Ein Detektor des Oberflächenfelds.


Jeder Detektor besteht aus einem Tank, der innen völlig dunkel ist und 12.000 Liter Wasser enthält. Das Video unten zeigt eine künstlerische Darstellung dessen, was passiert, wenn geladene Teilchen aus einem kosmischen Teilchenschauer den Tank durchqueren. Da die Teilchen sich im Wasser schneller als mit Lichtgeschwindigkeit fortbewegen, erzeugen sie Cherenkov-Licht, das von drei Fotosensoren, die das Wasservolumen von oben betrachten, aufgezeichnet wird. Das Licht wird von einem speziellen elektronischen System, das auf dem Tank montiert ist und mit Solarenergie autark versorgt wird, in ein digitales Signal umgewandelt. Wenn mindestens drei Tanks gleichzeitig von einem Schauer getroffen werden, werden digitale Signale, die den Zeitpunkt des Eintreffens des Schauers und die Größe des Signals anzeigen, über eine Funkverbindung an das Datenzentrum in der nahe gelegenen Stadt Malargüe übertragen.

Pierre Victor Auger

Pierre Victor Auger (14. Mai 1899 - 25. Dezember 1993) war ein französischer Physiker, der in Paris geboren wurde. Er arbeitete auf den Gebieten der Atomphysik, der Kernphysik und der Physik der kosmischen Strahlung und spielte eine wichtige Rolle bei der Gründung der UNESCO und des CERN. Berühmt wurde er als einer der Entdecker des Auger-Effekts. Durch seine Arbeiten zur kosmischen Strahlung erweiterte Auger frühere Erkenntnisse aus Deutschland und entdeckte, dass es Koinzidenzen zwischen Geigerzählern gab, selbst wenn diese 300 m voneinander entfernt waren. Aus den Koinzidenzen bei einer solchen Entfernung schloss er, dass die Primärenergien der Primärteilchen (er nahm an, dass es sich um Elektronen handeln muss) ~1015 eV betrugen. [Rev. Mod. Phys. 11, 288 -1939]. Pierre Victor Auger (14 May 1899 – 25 December 1993) was a French physicist, born in Paris. He worked in the fields of atomic physics, nuclear physics, and cosmic ray physics and had important roles in the creation of UNESCO and CERN. He is famous for being one of the discoverers of the Auger effect. In his work with cosmic rays, Auger extended earlier work in Germany, discovering that there were coincidence between Geiger counters even when they were 300 m apart. Coincidences at such a separation led him to conclude that the primary energies of the primary particles (he thought that they had to be electrons) was ~1015 eV.
[Rev. Mod. Phys. 11, 288 –1939].

Einige der Schauer können mehrere Dutzend Tanks gleichzeitig treffen!
Ein solches Großereignis ist auf der Karte des Observatoriums zu sehen, die das gesamte Bodenfeld zeigt, wobei jeder Punkt ein Oberflächendetektor ist. Die farbigen Punkte entsprechen den Punkten, die von den Schauerteilchen getroffen wurden. Die leeren Flächen im gleichmäßigen Raster auf der Karte sind fehlende Detektoren, die auf Schwierigkeiten beim Zugang zum Gelände oder auf örtliche Grundbesitzer zurückzuführen sind. Die Stadt Malargüe, in der sich der Hauptsitz des Observatoriums befindet, ist ebenfalls eingezeichnet. Die vier Quadrate am Rande des Geländes sind vier Gebäude (Los Leones, Coihueco, Loma Amarilla, Los Morados), in denen jeweils 6 Teleskope untergebracht sind, mit denen man in klaren, dunklen Nächten das von den Schauern erzeugte Fluoreszenzlicht beobachten kann.


Karte des Pierre-Auger-Observatoriums und Abdruck eines ausgedehnten Luftschauers, der die Detektor-Stationen trifft (siehe Text).

Cherenkov-Licht und Fluoreszenzlicht

Der russische Physiker Pavel Cherenkov entdeckte 1934, dass ein geladenes Teilchen, das ein dielektrisches Medium mit einer Geschwindigkeit durchquert, die größer ist als die Lichtgeschwindigkeit in diesem Medium, ein kontinuierliches Lichtspektrum entlang seines Weges erzeugt. Eine akustische Analogie ist die Schockwelle, die erzeugt wird, wenn ein Flugzeug schneller als mit der Schallgeschwindigkeit fliegt. Die beim Auger-Observatorium verwendeten Oberflächen-Detektoren nutzen den Cherenkov-Effekt in Wasser aus. Im Wellenlängenbereich von sichtbarem Licht werden etwa 250 Photonen/cm emittiert.
Fluoreszenz ist die Emission von Licht durch eine Substanz, die Licht oder andere elektromagnetische Strahlung absorbiert hat. Geladene Teilchen in einem Luftschauer wechselwirken mit atmosphärischem Stickstoff und Sauerstoff, was zur Emission von ultraviolettem Licht führt. Im Gegensatz zur Cherenkov-Emission ist die Fluoreszenzemission isotrop und ermöglicht den Nachweis von Schauern in großer Entfernung. Der Nachweis ist jedoch schwierig, denn in 15 km Entfernung ist die Beobachtung eines Strahls mit einer Energie von ~3 × 1018 eV so, als würde man versuchen, eine 5-Watt-Glühbirne zu sehen, die sich in dieser Entfernung mit Lichtgeschwindigkeit bewegt.

Die Kamera eines Fluoreszenzteleskops.

Nachweis von Licht aus kosmischer Strahlung

Die beiden Hauptinstrumente des Pierre-Auger-Observatoriums basieren auf dem Nachweis von Licht von Schauerteilchen, Cherenkov-Licht, das in den Wassertanks erzeugt wird, und atmosphärisches Fluoreszenzlicht, das von den Teleskopen erfasst wird. Zur Beobachtung dieses Lichts verwenden beide Instrumente Photomultiplier. Das sind Photosensoren, die den photoelektrischen Effekt ausnutzen, bei dem Elektronen emittiert werden, wenn Licht von einem Material emittiert wird. Photomultiplier reagieren auch sehr schnell und empfindlich auf Lichtblitze, wie sie z.B. bei Gewittern entstehen. Eine Hochgeschwindigkeits elektronik wandelt den von den Photomultiplier erzeugten Elektronenstrom in ein digitales Signal um, das leichter zu verarbeiten und zu speichern ist.
Das Video unten zeigt eine künstlerische Darstellung dessen, was passiert, wenn ein Schauer vor einem Teleskop vorbei fliegt. Das Licht des Schauers dringt durch ein Fenster in das Gebäude ein und wird von einem 13 m² großen Spiegel auf eine aus 440 Fotosensoren bestehende Kamera reflektiert. Das Licht des Schauers beleuchtet mehrere Fotosensoren nacheinander, so dass ein Bild entsteht, das entlang einer Linie liegt.
Das Observatorium umfasst auch eine Reihe von Instrumenten zur Überwachung des Zustands der Atmosphäre. Wetterstationen und Wolkenkameras befinden sich an jedem der vier Fluoreszenzgebäude. Darüber hinaus sind in der Nähe jedes Gebäudes und in der Mitte des Detektorfelds Laser installiert, die Strahlen in die Atmosphäre schießen, die von den Fluoreszenzdetektoren aus gesehen werden können, so dass die Teleskope-Sensitivität überprüft werden kann.


Obwohl das Pierre-Auger-Observatorium für den Nachweis der energiereichsten kosmischen Strahlung konzipiert wurde, können auch Messungen der niederenergetischen kosmischen Strahlung durchgeführt werden, indem alle Teilchen gezählt werden, die auf die einzelnen Bodendetektoren treffen. Die meisten der von den einzelnen Detektoren erfassten Ereignisse sind auf einzelne Teilchen zurückzuführen, d.h. auf Überreste von Schauern, die von kosmischen Strahlen mit einer Energie zwischen 1010 eV und 1012 eV erzeugt wurden. Da der Fluss der kosmischen Strahlung, der auf der Erde bei diesen Energien beobachtet wird, durch die Sonnenaktivität moduliert wird, wird das Observatorium auch zur Untersuchung des Weltraumwetters eingesetzt, d.h. von Phänomenen, die sich in der Umgebung der Erde abspielen und von der Sonnenvariabilität über Zeiträume von Stunden bis zu einem Jahr beeinflusst werden.
Das Observatorium befindet sich in einer mittleren Höhe von etwa 1400 mNN, zwischen den Breitengraden 35,0°S und 35,3°S und zwischen den Längengraden 69,0°W und 69,4°W. Die Datenerfassung wurde am 1. Januar 2004 mit 154 Bodendetektoren und einem Fluoreszenzdetektor in Betrieb genommen. Die vollständige Installation wurde im Juni 2008 abgeschlossen, und der Betrieb wird seitdem fortgesetzt. Das Observatorium wird von einem Team von mehr als 400 Wissenschaftlern, Ingenieuren, Technikern und Studenten aus mehr als 90 Einrichtungen in 18 Ländern betrieben. Weitere Informationen über das Observatorium und die Zusammenarbeit sind auf der Auger-Website zu finden.

Datensätze

Die frei zugänglichen Daten des Pierre-Auger-Observatoriums aus dem Jahr bestehen aus drei verschiedenen Datensätzen. Die Daten zur kosmischen Strahlung umfassen 25086 Schauer, die mit dem Oberflächendetektor-Array (SD-Ereignisse) gemessen wurden, und 3156 Hybrid-Ereignisse, d.h. Schauer, die gleichzeitig von den Oberflächen- und Fluoreszenzdetektoren (FD) aufgezeichnet wurden. Die atmosphärischen Daten umfassen Messungen der Wetterstationen von Temperatur, Luftdruck, Luftfeuchtigkeit und Windgeschwindigkeit am Standort des Observatoriums. Die Scaler-Daten bestehen aus mehr als 1015 Ereignissen, die vom Teilchenzähler aufgezeichnet werden, der jede Sekunde die auf jeden der 1600 Oberflächendetektoren auftreffenden Teilchen zählt. Diese Daten können im Abschnitt 'Daten erforschen' bearbeitet werden.

Allen frei verfügbaren Daten des Observatoriums wird eine eindeutige DOI (Digital Object Identifier) zugewiesen, die bitte in allen Anwendungen oder Veröffentlichungen, in denen diese Daten verwendet werden, angegeben werden soll. Der DOI des Datensatzes lautet 10.5281/zenodo.4487612. Die Auger Collaboration bietet aber keine fachliche Betreuung bei wissenschaftlichen oder anderen Arbeiten, die mit diesen Daten erstellt werden, auch wenn sie auf diesem Portal verfügbar bzw. verlinkt sind.

Der Datensatz für die kosmische Strahlung besteht aus 10% der vom Pierre-Auger-Observatorium aufgezeichneten Ereignisse, die die gleichen hohen Qualitätskriterien erfüllen, die von der Auger-Kollaboration für ihre wissenschaftlichen Veröffentlichungen verwendet werden. Die Zeiträume der Datenaufzeichnungen reichen von Januar 2004 bis August 2018 für die SD-Ereignisse und von Januar 2004 bis Dezember 2017 für die Hybrid-Ereignisse.

Herunterladen der Zusammenfassungsdatei . Diese Datei enthält die Eigenschaften der gemessenen Schauer, wie Energie und Ankunftsrichtung, wie sie durch das von der Auger-Kollaboration verwendete Rekonstruktionsverfahren bestimmt wurden. Eine Beschreibung, wie ein Schauer rekonstruiert wird, ist weiter unten zu finden.

Den Inhalt der Datei erforschen
Variable Description
idevent identification number: YYDDDSSSSSXX
- YY : last 2 digits of year
- DDD : day number between 1 and 366
- SSSSS: second of the current DAY between 0 and 86399
- XX : order of the event at the current second
Time is expressed in UTC+12h., i.e., the day starting at noon
gpstimeGPS time
sdStandard
[0,1]		1: event is used in standard SD analysis
hdSpectrum
[0,1]		1: event used for hybrid energy spectrum analysis
hdCalib
[0,1]		1: event used for hybrid energy calibration analysis
hdXmax
[0,1]		1: event used for hybrid Xmax analysis
multiEye
[0,1]		1: a multi-eye event
sd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
sd_theta
[deg]		Zenith angle
sd_dtheta
[deg]		Uncertainty in the zenith angle
sd_phi
[deg]		Azimuth angle
sd_dphi
[deg]		Uncertainty in the azimuth angle
sd_energy
[EeV]		Energy
sd_denergy
[EeV]		Uncertainty in the energy
sd_l,sd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude
sd_ra,sd_dec
[deg]		Right ascension and declination
sd_x,sd_y,sd_z
[m]		Coordinate of the shower core (site coordinates system)
dx,dy
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core (site coordinates system)
sd_easting,sd_northing,sd_altitude
[m]		Eastward-,northward-coordinate and altitude of the shower core (UTM coordinates system)
sd_R
[m]		Radius of curvature of the shower
sd_dR
[m]		Uncertainty in the radius of curvature of the shower
sd_s1000
[VEM]		Expected signal at 1000 m from the core, S(1000), used as estimator of the energy
sd_ds1000
[VEM]		Uncertainty in S(1000)
sd_s38
[VEM]		Signal produced at 1000 m by a shower with a zenith angle of 38 deg
sd_gcorr
[%]		Geomagnetic correction to S(1000)
sd_wcorr
[%]		Weather correction to S(1000)
sd_beta,sd_gammaSlope parameters of the fitted LDF
sd_chi2Chi-square value of the LDF fit
sd_ndfNumber of degrees of freedom in the LDF fit
sd_geochi2Chi-square value of the geometric fit
sd_geondfNumber of degrees of freedom in the geometric fit
sd_nbstatNumber of triggered stations used in reconstruction
fd_gpsnanotime [ns]The GPS time of the event within its GPS second
fd_hdSpectrumEye
[0,1]		1: Eye used for the spectrum analysis
fd_hdCalibEye
[0,1]		1: Eye used for energy calibration analysis
fd_hdXmaxEye
[0,1]		1: Eye used for Xmax analysis
fd_theta, phi
[deg]		The zenith and azimuth angles
fd_dtheta, dphi
[deg]		Uncertainties in zenith and azimuth angles
fd_l, fd_b
[deg]		Galactic longitude and latitude of the event
fd_ra, fd_dec
[deg]		Right ascension and declination of the event
fd_totalEnergy
[EeV]		Total energy of the primary particle initiating the event
fd_dtotalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the total energy of the event
fd_calEnergy
[EeV]		Calorimetric energy of the event
fd_dcalEnergy
[EeV]		Uncertainty in the calorimetric energy of the event
fd_xmax
[g/cm2]		Position of the maximum of the energy deposition in the atmosphere
fd_dxmax
[g/cm2]		Uncertainty in the position of the maximum of the shower development in the atmosphere
fd_heightXmax
[m a.s.l.]		Height of Xmax above the ground
fd_distXmax
[m]		Distance of Xmax to FD eye
fd_dEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Maximum energy deposit
fd_ddEdXmax
[PeV/(g/cm2)]		Uncertainty in the maximum energy deposit
fd_x, fd_y, fd_z
[m]		Coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_dx, fd_dy, fd_dz
[m]		Uncertainty in the coordinates of the shower core projected at ground level (site coordinates system)
fd_easting, fd_northing
[m]		Eastward and Northward coordinate of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_altitude
[m]		Altitude of the shower core projected at ground level (UTM coordinates system)
fd_cherenkovFractionFraction of detected light from Cherenkov emission
fd_minViewAngle
[deg]		Light emission angle from the shower towards the FD eye
fd_uspL
[g/cm2]		Universal shower profile shape parameter L
fd_uspRUniversal shower profile shape parameter R
fd_duspL
[g/cm2]		Uncertainty in the Universal Shower Profile parameter L
fd_duspRUncertainty in the Universal Shower Profile parameter R
fd_hottestStationIdid of the SD station with the highest recorded signal
fd_distSdpStation
[m]		Distance of the hottest station to the plane that includes the shower axis and the eye position (SDP)
fd_distAxisStation
[m]		Distance of hottest station to the reconstructed shower axis in the shower plane

Wie findet man die Eigenschaften der hochenergetischen kosmischen Strahlung aus ausgedehnten Luftschauern
Alle Schauerteilchen bewegen sich mit einer Geschwindigkeit, die der des Lichts sehr nahe kommt, d.h. mit etwa 300.000.000 Metern pro Sekunde. In der Praxis bewegen sie sich daher alle 'zusammengepackt', so dass man sich einen Schauer als eine dünne, radial ausgedehnte und leicht gekrümmte Scheibe von Teilchen vorstellen kann, die sich in Längsrichtung mit Lichtgeschwindigkeit entlang der ursprünglichen Richtung des kosmischen Primärstrahls ausbreitet. Die Teilchendichte ist in der Mitte (oder im Kern) der Scheibe am größten und nimmt zu den Rändern hin ab. Die Scheibe erreicht die Wasser-Cherenkov-Detektoren, und die Teilchen durchlaufen sie in einer Folge und zu relativen Zeiten, die von der Ankunftsrichtung des kosmischen Primärstrahls abhängen. Der Durchgang des Schauers durch die Detektoren des Observatoriums ist in der unten stehenden Karte dargestellt.

Abbildung 1: Abdruck eines Schauers, der 30 Oberflächendetektoren getroffen hat.

Die farbigen Punkte entsprechen den 30 Stationen dieses Ereignisses, die von den Schauerteilchen getroffen wurden, wobei die Farben den Zeitpunkt ihrer Ankunft angeben (grün: früher Treffer; rot: später Treffer). Wenn der Schauer zum Beispiel senkrecht eintrifft, treffen die Teilchen des Schauers fast gleichzeitig auf die Detektoren. Ist die Ankunftsrichtung hingegen geneigt, so überstreicht die Scheibe die Detektoren mit Lichtgeschwindigkeit. Stellt man sich einen Schauer mit größtmöglicher Neigung vor, also aus einer Richtung, die 90 Grad von der Senkrechten abweicht, braucht er nur 5-Millionstel Sekunden (5 Mikrosekunden, μs), um die 1500 m zwischen zwei benachbarten Tanks zurückzulegen. Die Detektorelektronik muss also extrem schnell sein, um den Durchgang des Teilchenregens zu erkennen. Die von uns verwendete Elektronik ist in der Lage, die Zeit der Lichtsignale mit einer Genauigkeit von 25-Milliardstel Sekunden (d.h. 25 Nanosekunden, ns) aufzuzeichnen, so dass wir durch Triangulation der an jedem Tank aufgezeichneten Signalzeiten die Ankunftsrichtung senkrecht zur Scheibe mit einer Genauigkeit von etwa 1° bestimmen können. Der in Abbildung 1 gezeigte Schauer kam beispielsweise um 54,1° zur Senkrechten geneigt an, in einer Richtung, die durch den Pfeil, der 53,8° gegenüber Osten zeigt, angezeigt wird.
Viele digitalisierte Lichtsignale sind auf der Seite Daten-Visualisierung zu finden.

Abbildung 2: Digitalisierte Lichtsignale in zwei verschiedenen Stationen, die von einem Luftschauer getroffen wurden. Die verschiedenen Farben entsprechen den Signalen von den 3 Lichtsensoren. Die Signaleinheit (VEM) ist repräsentativ für die Energie, die von den durchfliegenden Teilchen in den Detektoren freigesetzt wird.

Zwei Beispiele sind in den beiden Tafeln in der nebenstehenden Abbildung zu sehen (Abbildung 2): Die Station im oberen Feld befindet sich viel näher am Zentrum des Schauers (etwa 500 m entfernt) als die Station im unteren Feld (mehr als 2500 m entfernt). Die höhere Teilchendichte in der Nähe des Scheibenzentrums und seine größere Kompaktheit spiegeln sich in der Signalform wider, die im oberen Feld viel größer und konzentrierter ist als im unteren. Die Abnahme der Signalstärke und damit der Teilchendichte als Funktion der Entfernung ist in Abbildung 3 deutlich zu erkennen, wo die Signalstärken aller Detektoren, die von dem in Abbildung 1 gezeigten Schauer getroffen wurden, als blaue Punkte dargestellt sind. Die Gesamtzahl der Teilchen im Schauer spiegelt die Energie der primären kosmischen Strahlung wider, die ihn ausgelöst hat. Bei einem verteilten Detektor-Feld, wie es beim Auger-Observatoriums der Fall ist, ist es jedoch unmöglich, die Teilchenzahl zu messen, da die Detektoren zu weit voneinander entfernt sind (aus praktischen Gründen wie etwa den Kosten).

Abbildung 3: Abnahme der Signalstärke als Funktion der Entfernung vom Zentrum der Schauer (blaue Punkte). Die gelbe Linie ist eine Interpolation der gemessenen Signale.


Glücklicherweise haben die Wissenschaftler herausgefunden, dass die Stärke des Signals in einer bestimmten Entfernung vom Zentrum des Schauers auch ein guter Indikator für die Energie der primären kosmischen Strahlung ist. Dieser optimale Abstand hängt nur von der Entfernung zwischen den Detektoren ab: Für das Oberflächen-Array des Auger-Observatoriums beträgt dieser Abstand 1000 m. Um das Signal in 1000 m Entfernung, genannt S(1000), zu finden, interpolieren wir die Verteilung der Signalstärken mit einer Formel, die die Abnahme der Signalstärke mit der Entfernung darstellt (gelbe Linie in Abbildung 3), und wir leiten den Wert in 1000 m vom Zentrum ab.
Camera view for Los Leones
Camera view for Coihueco

Abbildung 4: Spuren eines Luftschauers in zwei Teleskopen des Fluoreszenzdetektors.

Um S(1000) in Energie umzurechnen, verwenden wir Messungen mit den Fluoreszenz-Teleskopen, die es uns ermöglichen, die Schauer in klaren Nächten mit geringem Mondlicht gleichzeitig mit den Oberflächendetektoren zu beobachten. Die Schauerteilchen erzeugen während ihres Durchflugs durch die Atmosphäre Fluoreszenzlicht. Ein mit den Teleskopkameras aufgenommenes 'Schauerfoto' besteht somit aus einem Lichtsignal, das in einem der Photomultiplier beginnt, der in den Himmel blickt, und sich durch eine Reihe anderer Photomultiplier nach unten bewegt. Zwei dieser Bilder sind in der nebenstehenden Abbildung zu sehen: Sie wurden zur gleichen Zeit von zwei Teleskopen während des Durchgangs eines Schauers aufgenommen. Die Farben geben den Zeitpunkt an, zu dem das Licht den jeweiligen Photomultiplier erreicht (grün: früher Treffer; rot: später Treffer).

Abbildung 5: Entwicklungskurven eines mit zwei Teleskopen beobachteten Schauers (grüne und blaue Punkte). Der Schauer entwickelt sich von links (hohe Atmosphäre) nach rechts (niedrige Atmosphäre).


Anhand der Lichtmenge, die von jedem Photomultiplier aufgefangen wird, können wir feststellen, wie viel Energie der Schauer in die Atmosphäre abgibt, während er immer tiefer in sie eindringt. Dies ist in Abbildung 4 dargestellt, wo die grünen und blauen Punkte die vom Schauer an die Atmosphäre abgegebene Energie angeben, gemessen von den beiden Teleskopen in Los Leones (LL) und Coihueco (CO). Diese Detektoren befinden sich etwa 30 km vom Zentrum dieses Schauers entfernt. Die beiden Kurven zeigen das Längsprofil des Schauers, wie er sich hoch in der Atmosphäre zu entwickeln beginnt (links), ein Maximum erreicht (Mitte) und dann allmählich abnimmt (rechts). Da wir die gesamte Schauerentwicklung mit den Teleskopen beobachten können, lässt sich die in der Atmosphäre deponierte Gesamtenergie und damit die Energie der primären kosmischen Strahlung recht einfach bestimmen. Die Messung des Schauerprofils ist auch sehr nützlich, um auf die Masse der primären kosmischen Strahlung zu schließen, da die Tiefe des Schauermaximums in der Atmosphäre, das sogenannte Xmax, davon abhängt. 'Kleinere’ Kerne, wie die von Wasserstoffatomen mit nur einem Proton, können tiefer in die Atmosphäre eindringen, bevor sie einen Schauer auslösen, als 'größere' Kerne, die aus einer größeren Anzahl von Protonen bestehen.


Atmosphärische Daten

Die Auswirkungen der Atmosphäre auf die Entwicklung ausgedehnter Luftschauer entsteht durch lokale Veränderungen der atmosphärischen Parameter. Veränderungen des atmosphärischen Drucks führen zu Veränderungen in den Raten der registrierten Schauer. Erhöht sich der Druck, so gibt es mehr Material, das die kosmische Strahlung durchdringen muß, so dass die registrierte Rate abnimmt. Erhöht sich die Temperatur, während der Druck gleich bleibt, breiten sich die Teilchen im Schauer stärker aus, weil sich die zwischen den Streuungen zurückgelegte Strecke vergrößert. Dieser Effekt wird durch den Molière-Radius beschrieben, der eine Funktion sowohl der Temperatur als auch des Drucks ist. Dieser Radius hat beim Auger-Observatorium aufgrund der Höhe über NN einen Durchschnittswert von ~90 m und bestimmt die Ausbreitung der Elektronen in den Schauern. Änderungen der atmosphärischen Eigenschaften wie Luftdruck, Temperatur und Luftfeuchtigkeit haben erhebliche Auswirkungen auf die Stickstoff-Fluoreszenz-Emissionsrate und die Lichtdurchlässigkeit auf dem Weg zwischen der Lichtentstehung und dem Nachweis in den Teleskopen. Die atmosphärischen Bedingungen am Auger-Standort werden kontinuierlich von fünf meteorologischen Stationen aufgezeichnet, die sich am Standort ein zentralen Laser-Einrichtung (central laser facility - CLF), in der Mitte des Arrays, und an jedem FD-Standort befinden. Die Wetterstationen sind mit Sensoren für Temperatur, Druck, Luftfeuchtigkeit und Windgeschwindigkeit ausgestattet und zeichnen alle 5 oder 10 Minuten Daten auf.

Die Datei 'weather.csv' enthält die verarbeiteten Wetterdaten, die insbesondere für die Berechnung der Korrekturen des Energieschätzers benötigt werden, und enthält auch den Wert der Luftdichte.

Daten der Wetterstationen herunterladen

Den Inhalt der Datei erkunden

Files: wsCLF.csv, wsLL.csv, wsLM.csv, wsLA.csv, wsCO.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
humidityrelative humidity [%]
windSpeedaverage wind speed [km/h]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]

File: weather.csv

Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
temperatureair temperature [°C]
pressurebarometric Pressure [hPa]
densityair density [kg/m3]
avgDensity2HoursBeforevalue of air-density measured two hours earlier [kg/m3]

Scaler-Daten

Die frei zugänglichen Auger Scaler-Daten bestehen aus mehr als 1015 Ereignissen, die von März 2005 bis Dezember 2020 aufgezeichnet wurden. Sie wurden mit dem sogenannten 'Scaler-Modus' oder 'Teilchenzähler-Modus' aufgezeichnet, der die Teilchen zählt, die in einem Zeitintervall von einer Sekunde auf jeden der 1600 Wasser-Cherenkov-Detektoren treffen. Der Scaler-Modus wurde ab März 2005 in alle Auger-Oberflächendetektoren eingebaut und im September 2005 weiter verbessert. Die typische Rate pro Detektor beträgt etwa 2000 pro Sekunde (2 kHz) (vor September 2005 waren es 3,8 kHz). Bei den von den einzelnen Detektoren gezählten Ereignissen handelt es sich zumeist um Teilchen, die zu Schauern gehören, die von niederenergetischer kosmischer Strahlung (Energien von 10 GeV bis zu einigen TeV) erzeugt werden und zerfallen, bevor der Großteil der Teilchen den Boden erreicht. Mit dem Scaler-Modus kann man also nicht die Energie und die Richtung des Schauers rekonstruieren, sondern nur das zeitliche Verhalten der Zählungen untersuchen, das durch terrestrische und extraterrestrische Phänomene moduliert wird. Diese Scaler-Daten können z.B. zur Beobachtung von Sonneneruptionen oder des 11-jährigen Sonnenzykluses verwendet werden [JINST, 6 (2011) P01003 ; PoS(ICRC2015)074, PoS(ICRC2019)1147].

Die frei zugänglichen Scaler-Daten werden als 15-minütige Zählrate, gemittelt über die aktiven Detektoren, bereitgestellt. Da die Rate durch den schwankenden Atmosphärendruck verändert wird, ist sie entsprechend korrigiert.

Scaled-Daten herunterladen

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Variable Description
timeUnix time [s] (seconds since 1st Jan 1970)
rateCorrcorrected scaler rate [counts/m2/s]
arrayFractionfraction of array in operation [%]
rateUncorraverage detector scaler rate, uncorrected [counts/s]
pressurebarometric pressure [hPa]

   Daten erforschen

In diesem Abschnitt gibt es einige Python-Notebooks, die unsere Datensätze untersuchen.'' Der einfachste Weg, um mit Python zu beginnen, ist die Installation von Anaconda, einer Distribution von Python-Programmiersprachen für wissenschaftliches Rechnen (Data Science, Anwendungen für maschinelles Lernen, Big Data Processing, Predictive Analytics usw.), die die Paketverwaltung und -bereitstellung vereinfachen soll. Die Distribution enthält Data-Science-Pakete, die für Windows, Linux und macOS geeignet sind. Eine ausführliche Anleitung zur Installation von Anaconda ist auf der offiziellen Website zu finden.
Liste der in den folgenden Notebooks verwendeten Module

If some python libraries are not available in your anaconda environment, copy and paste the following line in an Anaconda terminal to install them :

pip install pandas matplotlib numpy pytz scipy datetime

  • pandas : data analysis and manipulation tool.
  • matplotlib : library for creating static, animated, and interactive visualizations.
  • numpy : library for large, multi-dimensional arrays and matrices, with a large collection of high-level mathematical functions to operate on arrays.
  • ipywidgets : interactive HTML widgets for Jupyter notebooks and the IPython kernel.
  • IPython : command shell for interactive computing in multiple programming languages.
  • pytz : library that allows accurate and cross platform timezone calculations.
  • scipy : software for mathematics, science, and engineering. It includes modules for statistics, optimization, integration, linear algebra, Fourier transforms, signal and image processing, ODE solvers, and more.
  • os : module that provides functions for interacting with the operating system.
  • zipfile : class to work directly with a ZIP archive. It supports methods for reading data about existing archives as well as modifying the archives by adding additional files.
  • collections : module provides a rich set of specialized container data types carefully designed to approach specific programming problems in a Pythonic and efficient way.
  • datetime : module taht supplies classes for manipulating dates and times.
  • locale : module that opens access to the POSIX locale database and functionality.
  • random : module that implements pseudo-random number generators for various distributions.

Tutorial

Die Oberflächendetektor-Daten erkunden

Die Hybrid-Daten untersuchen

Die Scaler-Daten erkunden

Die Daten der Wetterstationen erkunden

Die Schauerentwicklung erforschen

Tutorial: CSV-Dateien lesen und einfache Histogramme erstellen

Dieses Notebook ist eine Zusammenstellung von Beispielen, die es den Anwendern erlaubt, den Inhalt der Zusammenfassungsdatei zu erkunden und einige grundlegende Analysemethoden anzuwenden.

Insbesondere wird in den Beispielen erklärt, wie man folgende Übungen machen kann:

  • einfache Histogramme erstellen,
  • den Trend einer Variablen als Funktion der Zeit oder der Energie darstellen.
  • Karten von Landepunkten und Einfallsrichtungen kosmischer Strahlen erstellen,
  • die Werte zweier Variablen zueinander in Beziehung setzen.

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Die Oberflächendetektor-Daten erkunden

Die mit dem Oberflächendetektor gesammelten Daten können zur Berechnung der Anzahl der kosmischen Strahlen verwendet werden, die auf unsere Atmosphäre treffen. In diesem Notebook leiten wir den Fluss der kosmischen Strahlung bei Energien über 2.5·1018 eV ab und gehen auf die folgenden Fragen ein:
  • Wie hängen solche Energien mit Alltagserfahrungen zusammen?
  • Wie selten sind kosmische Strahlen bei diesen Energien?
  • Wie hoch ist der Energiefluss der kosmischen Strahlung am Standort des Pierre-Auger-Observatoriums?

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Die Hybrid-Daten untersuchen

Die von den Oberflächen- und Fluoreszenzdetektoren gleichzeitig erfassten Daten, die so genannten Hybrid-Ereignisse, können genutzt werden, um Informationen über die Zusammensetzung der primären kosmischen Strahlung zu erhalten. Das Ergebnis wird auf einer Himmelskarte in galaktischen Koordinaten dargestellt.

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Die Scaler-Daten erkunden

Die mit dem so genannten 'Scaler-Modus' gesammelten Daten können für die Weltraum-Wetter Wissenschaft genutzt werden. In diesem Notizbuch zeigen wir, wie die Scaler-Rate von Wetterbedingungen wie Druck, Temperatur und Windgeschwindigkeit abhängt.

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Die Daten der Wetterstationen erkunden

In dieser Notebook wird erläutert, wie die Daten der Wetterstationen zur Untersuchung der atmosphärischen Bedingungen am Pierre-Auger-Observatorium verwendet werden können und wie diese Daten zur Berechnung der Luftdichte in verschiedenen Zonen des Observatoriums genutzt werden können.

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Die Schauerentwicklung erforschen

Die einfachste Art, ein Schauerteilchen zu beschreiben, ist das sogenannte Heitler-Modell. Dieses Modell wird im Notebook zusammen mit einigen interaktiven Beispielen der Schauerentwicklung erklärt.

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