Jugend forscht Arbeit Mission Polarstern

Max – Steenbeck – Gymnasium
Elisabeth – Wolf – Straße 72
03042 Cottbus
Jugend forscht Arbeit
Physik
20010/2011
Betreuender Lehrer: Herr Dr. Skorubski
Mission Polarstern
Messung kosmischer Strahlung in Abhängigkeit vom Breitengrad
Alexander Enyedi, Sophie Koßagk
24.01.2011
~2~
Inhaltsverzeichnis
Seite
1. Kurzfassung
3
2. Einleitung/Zielstellung
4
3. Physikalischer Hintergrund
3.1. Kosmische Strahlung
5
3.2. Sonnenwind
7
3.3. Erdmagnetfeld
8
3.4. Breiteneffekt und geomagnetischer Cut-Off
10
4. Nachweismethoden
4.1. Photomultiplier
11
4.2. Szintillation
11
5. Polarstern
5.1. Das Schiff und seine Route
12
5.2. Aufbau des Versuchs
13
5.3. Auswerten der Messwerte
14
6. Literaturverweise
18
7. Anhang
19
~3~
1. Kurzfassung
Diese Facharbeit beschäftigt sich mit der Messung von sekundärer kosmischer Strahlung in
Abhängigkeit vom Breitengrad der Erde. Zum Anfang werden die Bedeutung der auf der Erde
ankommenden Teilchen und ihre Entstehung geklärt. Speziell interessiert dafür die Entstehung von
Luftschauern. Einen weiteren großen Einfluss auf die Rate der Strahlung hat der Sonnenwind. Dabei
werden Teilchen in der äußersten, extrem heißen Gasschicht der Sonne in Richtung Erde
beschleunigt. Jedoch verhindert das Magnetfeld der Erde, dass diese Strahlung mit maximaler
Intensität die Erde erreicht, denn es führt einen Teil der Strahlung zu den Polen ab, wobei sich das
Erdmagnetfeld verformt. Bei der Untersuchung der Rate spielen Gesetzmäßigkeiten wie der
Breiteneffekt und der geomagnetische Cut-off eine große Rolle, die wir im theoretischen Teil näher
erläutern.
Die Polarstern ist ein als Eisbrecher ausgelegtes Forschungs- und Versorgungsschiff, welches bei der
Fahrt von Deutschland nach Kapstadt mehrere Breitengrade überquerte und dabei Daten bezüglich
der sekundären kosmischen Strahlung aufnahm. An Bord befand sich der Versuchsaufbau zur
Messung der Rate. Elementar ist für die Messung dabei der Photoeffekt zur Verstärkung von
Lichtsignalen, welche in Szintillationsplatten beim Eintreffen von hochenergetischen Teilchen
entstehen. Durch diese Verstärkung wird ein Spannungssignal über eine Triggerbox an den Computer
weitergeleitet und dort als „Event“ registriert. Parallel wurde von der Wetterstation vom Schiff in
bestimmten Zeitabständen unter anderem der vorherrschende Luftdruck gemessen. Im letzten Teil
der Arbeit werden die Daten ausgewertet. Da bei einem höheren Luftdruck die Rate sinkt, musste
man den Luftdruck normieren, um eine Abhängigkeit vom Breitengrad zu erkennen.
~4~
2. Einleitung
Die vorliegende Facharbeit beschäftigt sich mit der Strahlungsintensität von Myonen in Abhängigkeit
vom Breitengrad der Erde. Wir schrieben sie während unseres Praktikums am Forschungsinstitut
Deutsches Elektronen Synchrotron (DESY) in Zeuthen. Als wir von der Möglichkeit erfuhren, eine
Jugend-Forscht-Arbeit am DESY zu schreiben, waren wir sofort interessiert. Das lag zum Einen daran,
dass wir einen Einblick in Themen bekommen konnten, welche außerhalb des Schulstoffes lagen,
zum Anderen wollten wir die Möglichkeit nutzen ein Institut kennenzulernen, welches sich auswärts
unseres Heimatortes befindet. Zuvor haben wir beim DESY schon Praktika durchgeführt und wollten
den schon vermittelten Stoff in dieser Jugend-Forscht-Arbeit vertiefen. Während des gesamten
Praktikums genossen wir die Betreuung durch Herrn Walter und wurden sehr engagiert von Carolin
Schwerdt unterstützt.
Im Rahmen unserer Praktika haben wir in den theoretische Grundlagen gefestigt. Vorwiegend haben
wir über Faktoren diskutiert und recherchiert, welche die Myonenrate beeinflussen könnten, wie
zum Beispiel der Luftdruck und die Temperatur an den Orten wo gemessen wurde, Sonnenwinde und
die Ablenkung der Strahlung durch das Erdmagnetfeld. Daraufhin haben wir Einflussfaktoren in
Rechnungen und Überlegungen berücksichtigen und die Daten vom Forschungsschiff „Polarstern“
auszuwerten und mit unseren Überlegungen zu kombinieren und eine sinnvolle Abhängigkeit der
Rate in Abhängigkeit vom Breitengrad der Erde zu schaffen.
In den folgenden Kapiteln wird auf physikalische Grundlagen und auf den Versuchsaufbau auf dem
Forschungsschiff zur Erforschung der kosmischen Strahlung eingegangen. Dazu versuchen wir die
Fragen zu beantworten, was kosmische Strahlung ist, wie Luftschauer entstehen und was Myonen
sind. Weiterhin werden die Messungen dargestellt und ausgewertet.
~5~
3. Physikalischer Hintergrund
3.1. Kosmische Strahlung
Aus dem Weltall erreichen etwa
1000
Teilchen pro m²/s die oberen Schichten unserer
Erdatmosphäre. Diese Teilchenstrahlung besteht unter anderem aus Protonen, Elektronen,
Positronen und Atomkernen. Sie weisen Energien auf, die mitunter um viele Zehnerpotenzen höher
sind als in den größten Teilchenbeschleunigern (z.B. LHC [1]). Die hochenergetische Strahlung wird
als kosmische Strahlung bezeichnet.
Sie wurde Anfang des 20. Jahrhunderts durch die Feststellung von Untergrundstrahlung entdeckt, als
Untersuchungen zur natürlichen Radioaktivität der Erde durchgeführt wurden. Denn auch wenn kein
radioaktives Material mehr in der Nähe war, konnte eine Reststrahlung gemessen werden. Daraufhin
untersuchte 1912 Victor Franz Hess die Abhängigkeit dieser Strahlung von der Höhe. Dazu flog er mit
einem Heißluftballon in Höhen von bis zu 5300 m [2]. Er stellte fest, dass die Strahlung ab einer
bestimmten Höhe zunimmt. Die erste resultierende Schlussfolgerung war, dass sie vom Licht
abhängig ist. Durch weitere Messungen am Tag und in der Nacht wurde festgestellt, dass die
Untergrundstrahlung unabhängig von der Sonnenstrahlung ist. Die Strahlung konnte also nur von
außerhalb kommen. Deshalb wurde sie kosmische Strahlung genannt.
Teilchen der kosmischen Strahlung können Energien bis zu 1020 eV erreichen. Allerdings ist noch nicht
völlig geklärt, woher sie kommen und nach welchen physikalischen Vorgängen ihre Beschleunigung
erklärbar ist. Es wird vermutet, dass die Teilchen ihren Ursprung in Supernovae, Pulsaren und aktiven
galaktischen Kernen haben. Allerdings steht im Interesse der Forschung nicht nur der Ursprung der
kosmischen Strahlung, sondern auch welche Mechanismen diese winzigen Teilchen auf derart hohe
Energien beschleunigen. Daraus könnten neue Erkenntnisse über die Entstehung des Universums
gewonnen werden.
Die kosmische Strahlung beeinflusst die Menschen in vielerlei Hinsicht. So verursacht sie vermutlich
Mutationen, trägt zur Wolkenbildung teil und ist damit auch für das Klima mitverantwortlich. Ebenso
soll die Erforschung dieser hochenergetischen Strahlung weitere Einblicke in die energiereichen
Vorgänge des Universums liefern.
~6~
Entstehung von Luftschauern
Beim
Eintritt
primären
eines
hochenergetischen
Teilchens
der
kosmischen
Strahlung in die Erdatmosphäre, kann es
dort mit einem Atom der Luft kollidieren.
Dabei entstehen neue Teilchen, wie z.B.
Protonen, Neutronen, leichte Kerne und
auch Pionen. Die Pionen zerfallen allerdings
schon nach kurzer Zeit. So entstehen aus
den ungeladenen Pionen Gammaquanten,
die auf ihrem weiteren Weg durch die
Atmosphäre Schauer von Elektronen und
Positronen erzeugen.
π0→γ+γ
Abb. 1: Entstehung von Luftschauern [3]
Die geladenen Pionen zerfallen in Myonen
und ihre Neutrinos bzw. Antineutrinos.
π+→μ++νμ
π-→μ-+νμ
Die Myonen haben eine längere Lebensdauer als die Pionen und können somit die Atmosphäre
durchqueren. Je nach Energie können sie den Erdboden erreichen oder zerfallen im Flug in ein
Elektron, ein Neutrino und ein Antineutrino.
μ+→e++νe+νμ
μ-→e-+νμ+νe
Diese Lawine von Teilchen der sekundären kosmischen Strahlung wird als Luftschauer (siehe Abb. 1)
bezeichnet, mit dem die kosmische Strahlung erforscht werden kann. Dazu wurde 1928 von Walther
Bothe und Werner Kohlhorsten ein Messverfahren der Koinzidenz entwickelt. Mit diesem Verfahren
können die Bahnrichtungen der Teilchen bestimmt werden. Dabei spricht ein Zählgerät nur dann an,
wenn zwei oder mehrere Detektoren innerhalb eines festen Zeitintervalls einen Impuls liefern. Dieses
Verfahren war sehr hilfreich bei der Erforschung der Elementarteilchen.
In unseren Versuchen werden wir somit die Teilchen messen, die auf der Erdoberfläche ankommen.
Dabei haben Myonen mit 80%[4] den größten Anteil.
~7~
3.2. Sonnenwind
Der Sonnenwind ist ein heißes Plasma, welches
in der Sonnenkorona entsteht und von dort
aus das ganze Sonnensystem durchflutet. Die
Korona ist die äußerste Schicht der Sonne und
besteht aus magnetisiertem Gas, mit einer
mittleren Temperatur von etwa ein bis zwei
Millionen Grad Kelvin. Aufgrund der hohen
Temperatur der Sonnenkorona können die in
ihr enthaltenen Teilchen eine so hohe Abb. 2: Ablenkung des Sonnenwindes am Magnetfeld [5]
Geschwindigkeit erreichen, dass sie dem Gravitationsfeld der Sonne entfliehen. Dieses Gas wird
Plasma genannt und ist fast vollständig ionisiert. Der Sonnenwind,
setzt
sich
aus
elektrisch
geladenen
Teilchen
zusammen.
Hauptsächliche Bestandteile sind Protonen, Elektronen und ein
kleiner Anteil (5%) an ionisiertem Helium, sowie einigen Ionen von
schwereren Elementen. Die Sonne verliert durch den Sonnenwind pro
Sekunde etwa eine Million Tonnen ihrer Masse. Das Plasma ist Träger
eines Magnetfeldes, dessen Feldlinien mit der Sonne verbunden
Abb. 3: Archimedesspirale [6]
bleiben und mit ihr rotieren. Aus diesem Grund haben sie die Form
einer Archimedesspirale (siehe Abb. 3). Die Feldstärke beträgt zwischen 10-9 T und 10-10 T, bei
ruhigem Sonnenwind in Erdnähe 5∙10-9 T. Weiterhin wird zwischen dem langsamen und den
schnellen Sonnenwind unterschieden. Die Geschwindigkeit des langsamen Sonnenwinds liegt bei
etwa
400
km/s.
Bei
erhöhten
solaren
Aktivitäten
(z.B.
Sonnenfleckenzyklen)
können
Geschwindigkeiten von 800–900 km/s (dies entspricht etwa drei Millionen Kilometer pro Stunde)
erreichet werden, bei denen vom schnellen Sonnenwind gesprochen wird. In Erdnähe hat der
Sonnenwind eine Dichte von etwa 5 · 106 Teilchen pro m² und tritt dort in Wechselwirkung mit der
Atmosphäre und dem Magnetfeld der Erde. Der Sonnenwind wird vom Magnetfeld der Erde
beeinflusst, so dass viele Teilchen nicht in die Erdatmosphäre eindringen können. Dabei wird das
Erdmagnetfeld verformt. Der Sonnenwind reicht weit bis über die äußeren Planetenbahnen hinaus.
Er treibt das interstellare Gas aus dem Sonnensystem hinaus und bildet eine Art Blase im Weltall,
welche Heliosphäre genannt wird. Die Grenze der Heliosphäre, an der die Teilchen des Sonnenwinds
abgebremst werden, heißt Heliopause. Sie wird oft als die Grenze unseres Sonnensystems
angesehen.
~8~
3.3. Erdmagnetfeld
Das Erdmagnetfeld ist das Magnetfeld, das die Erde umgibt. So wie alle geophysikalischen
Erscheinungen die unsere Umwelt beeinflussen, spielt es eine große Rolle. Schon in der frühen
Schifffahrt erkannten die Seeleute den Nutzen des Erdmagnetismus. Mithilfe eines Kompasses
konnten sie sich auf den weiten der Meere orientieren. Um 1600 gab es erstmals rationale Erklärung,
warum sich die Kompassnadel, in Nord-Süd-Richtung ausrichtet und es wurde erkannt, dass die Erde
selbst magnetisch ist. Eine fundamentale Theorie zum
Erdmagnetfeld war bereits 1840 von Gauss entwickelt
worden. Seit Anfang des 19. Jahrhunderts wird das
Erdmagnetfeld
kontinuierlich
in
magnetischen
Observatorien beobachtet. Derzeit sind über 200
Laboratorien weltweit aktiv. Wichtigstes Ziel ist dabei,
die zeitliche Entwicklung und kurzzeitige Variationen
des Magnetfeldes mit hoher Genauigkeit zu erfassen.
An der Oberfläche lässt es sich zurzeit zu 90% durch
ein Dipolfeld beschreiben, dessen Achse ca. 11,5°
gegen die Rotationsachse der Erde geneigt ist (siehe
Abb. 4). Die magnetischen Feldlinien treten im
Abb. 4: Aufbau des Erdmagnetfeldes [7]
Wesentlichen auf der Südhalbkugel aus und durch die Nordhalbkugel wieder in die Erde ein. Diese,
aus dem mittleren Feldlinienverlauf berechneten theoretischen Pole, werden als geomagnetische
Pole bezeichnet. Hierbei liegt der geomagnetische Südpol nahe dem geografischen Nordpol. Wegen
der verschiedenen Neigung der beiden Achsen,
unterscheiden
sich
auch
die
Breitengrade
des
Magnetfeldes von den geografischen Breitengraden.
Das Erdmagnetfeld kann mit einem Feldlinienmodell
beschrieben werden. Am Äquator sind die Feldlinien
parallel zur Erdoberfläche und an den Polen treten
senkrecht aus der Erde aus. Daraus ergibt sich eine
horizontale und vertikale Komponente der Feldlinien.
Die vertikale Komponente weißt demzufolge auf der
Nordhalbkugel nach unten und auf der Südhalbkugel
nach
oben.
Den
Winkel
zwischen
einer
zur Abb. 5: Feldlinienmodell des Erdmagnetfeldes [8]
Erdoberfläche parallelen Ebene und der Feldlinie wird als Inklinationswinkel bezeichnet. In
Deutschland beträgt er etwa 60° gegen die Horizontale, an den Polen 90° und am Äquator 0°. Ebenso
~9~
ändert sich auch die Stärke des Magnetfeldes. So beträgt sie am Äquator ca. 30 µT, an den Polen ca.
60 µT und in Mitteleuropa ca. 48 µT, wobei hier ca. 20 µT in der horizontalen und ca. 44 µT [10] in
der vertikalen Richtung auftreten. Ausschlaggebend für den Erdmagnetismus ist der flüssige Kern der
Erdkugel. Dieser Kern aus heißem Metall beginnt in einer Tiefe von 2900 km [11] und besteht aus
einem inneren und einem äußeren Teil. Der Innere
wird eher als ein Festkörper bezeichnet, im
Gegensatz dazu gestaltet sich die äußere Schale
flüssig. Die sogenannte Dynamotheorie sieht den
Erdkern als gewaltigen Geodynamo. Danach gibt es
eine elektrische Leitfähigkeit zwischen inneren und
äußeren Erdkern, sowie Ströme im Erdinneren,
Abb. 6: Lage der Pole [9]
wodurch
ein
Magnetfeld
erzeugt
wird.
Kleinräumige Magnetfeldanteile stammen überwiegend von magnetisierten Mineralien und werden
als Krustenfeld bezeichnet. Sie treten jedoch nur bis max. 20 km Tiefe auf. An der Erdoberfläche
erzeugen die Störkörper lokale geomagnetische Anomalien von einigen 100 bis 1000 nT Stärke, was
etwa 2 % zur Feldstärke beiträgt. Etwa den gleichen Einfluss haben die äußeren Anteile der
Ionosphäre und Magnetosphäre (oberhalb 100 km Höhe). Sie entstehen durch schnell variierende
elektrische Stromsysteme, die von Sonnenaktivität und Sonneneinstrahlung beeinflusst werden. Das
erdmagnetische Hauptfeld aus dem Erdkern trägt zu mehr als 95 % zur Feldstärke bei. Aus diesen
geringen lokalen Variationen des Hauptfeldes in Feldstärke und Richtung, ergibt sich auch eine
Abweichung der tatsächlich gemessenen magnetischen Pole von den theoretisch bestimmten
geomagnetischen Polen. So liegt im geografischen Süden der magnetische (65° Süd, 135° Ost) und
der geomagnetische (78° Süd, 110° Ost) Nordpol 1390 km voneinander entfernt, sowie im
geografischen Norden der magnetische (82,7° Nord, 114,4° West) und der geomagnetischen (79,74°
Nord, 71,78° West) Südpol 760km voneinander entfernt. Seitdem das Magnetfeld der Erde mit
Satelliten großräumig untersucht werden kann, ist bekannt, dass es auf der Sonnenseite die
Magnetfeldlinien zusammengestaucht sind. Auf der Nachtseite hingegen entsteht ein Schweif. So
können magnetische Stürme, die durch Sonneneruptionen und den Sonnenwind verursacht werden,
die Stärke des Feldes kurzzeitig in der Größenordnung von einigen 100 bis 1000 nT [12] verändern.
Die globale räumliche Verteilung des Erdmagnetfeldes wurde zunächst aus lokalen Beobachtungen
der Schifffahrt und zugeordneter geomagnetischer Observatorien gemessen, die das Erdmagnetfeld
kontinuierlich beobachten und so die zeitlichen und örtlichen Schwankungen erfassen und
dokumentieren. Zunehmend übernehmen diese Aufgabe spezialisierte Satelliten. Derzeit erreichen
Messungen des Erdmagnetfeldes in Stärke und Richtung eine überaus große Auflösung von 0,0002 %
(2 ppm), darüber hinaus können Echtzeitbeobachtungen durchgeführt werden.
~ 10 ~
3.4. Breiteneffekt und geomagnetischer Cut-Off
Der Breiteneffekt beschreibt die Abhängigkeit, der auf der Erde beobachteten Intensität der
sekundären kosmischen Strahlung von dem magnetischen Breitengrad. Dabei kann beobachtet
werden, dass sie vom Äquator zu den Polen um etwa 10 % [13] zunimmt. Die kosmische Strahlung
setzt sich aus hoch- und niederenergetischen Teilchen zusammen. Hierbei entstehen die Letzteren
vor allem in unserem Sonnensystem und sind größtenteils im Sonnenwind zu finden. Die
hochenergetischen Teilchen hingegen entstehen vor allem außerhalb unseres Sonnensystems,
beispielsweise in Pulsaren, Supernovae oder schwarzen Löchern. Aufgrund ihrer hohen Energien
werden sie vom Erdmagnetfeld kaum beeinflusst und können es leicht
überwinden. Allerdings ist die Intensität dieser Teilchen nicht sehr hoch.
Die
niederenergetischen
abgelenkt,
Abb. 7: Breiteneffekt und
geomagnetischer Cut-Off [14]
woraus
der
Teilchen
werden
Breiteneffekt
vom
Erdmagnetfeld
resultiert.
Mit
dem
Feldlinienmodell der Erde kann dieser Effekt erklärt werden. An den
Polen ist die vertikale Komponente des B-Feldes maximal und die
Horizontale minimal. Daraus ergibt sich, dass die Feldlinien des magnetischen Erdfeldes an den Polen
senkrecht zur Erdoberfläche stehen. Fällt ein Teilchen parallel dieser Magnetfeldlinien ein, ist deren
Geschwindigkeitsvektor parallel dem B-Feld-Vektor und die resultierende, auf das Teilchen wirkende
Lorentzkraft Null. Deshalb können selbst niederenergetische Teilchen die Erdoberfläche erreichen
und es kann eine hohe Intensität auf der Erde gemessen werden. Entgegengesetzt dazu verhält es
sich am Äquator. Dort sind die Feldlinien des Erdmagnetfeldes parallel zur Erdoberfläche und somit
senkrecht zur Geschwindigkeitsrichtung der Teilchen. Deshalb ist dort, die auf die Teilchen wirkende
Lorenzkraft, maximal. Sie werden zu den Polen hin abgelenkt (siehe Abb. 8), wo sich damit die
Intensität der gemessenen Teilchen zusätzlich erhöht. Nur die energiereichsten Teilchen erreichen
am Äquator die Erdoberfläche, an den Polen können auch immer mehr
Teilchen von geringerer Energie den Erdboden erreichen. Ab einem
bestimmten Punkt in Richtung Pole ist jedoch keine weitere
Intensitätszunahme mehr möglich, da die kosmischen Teilchen nicht nur
das Magnetfeld der Erde überwinden müssen, sondern in der
Abb. 8: Ablenkung eines Teilchens
Atmosphäre zusätzlich einen Energieverlust durch Ionisation erleiden. im Erdmagnetfeld [15]
Haben die Teilchen die zusätzlich zur Intensitätserhöhung beitragen würden, eine geringere Energie
als diese atmosphärische Abschneideenergie von 2 GeV, so können sie nicht auf der Erdoberfläche
registriert werden. An dieser Stelle wird somit der Intensitätszuwachs abgeschnitten (siehe Abb. 7).
Dieser Effekt wird geomagnetischer Cut-Off genannt.
~ 11 ~
4. Nachweismethoden
4.2. Photomultiplier
Der Photomultiplier wird als Sensor für Lichtimpulse eingesetzt. Der Photomultiplier wandelt den
Lichtimpuls (Photon) mithilfe einer Photokatode in ein elektrisches Signal um. Dazu kommt es, weil
die negativ geladene Metalloberfläche bei Bestrahlung mit Licht Elektronen abgibt. Diesen Effekt
entdeckte Einstein im Jahre 1905 und erhielt für seine Verdienste in der theoretischen Physik und
Abb. 9: Schematische Darstellung des Photomultipliers [16]
insbesondere für die Entdeckung des Gesetzes des photoelektrischen Effekts 1921 den Nobelpreis
der Physik. Nachdem das Photon ein Photoelektron aus der Kathode gelöst hat, kommen die
Dynoden zum Einsatz. Trifft das Photoelektron auf die erste von zehn Dynoden, so werden mehrere
Elektronen aus ihr herausgeschlagen, die wiederum auf die nächste Dynode treffen. So wird das
Signal verstärkt und führt zu negativen, messbaren Ausschlägen.
4.3. Szintillation
In den Szintillatorplatten werden durch geladene Teilchen Lichtblitze erzeugt, die über Totalreflexion
zum Photomultiplier geleitet werden. Diese entstehen wenn ein
geladenes Teilchen das
Szintillationsmaterial durchquert. Es regt ein Atom so an, dass ein Elektron ein höheres
Energieniveau erreicht. Aufgrund der Bestrebung von Teilchen, immer ein möglichst geringes
Energieniveau zu besitzen, springt das Elektron zurück in seinen
alten Zustand. Folglich wird Energie, in Form von Licht,
freigesetzt. Da die Platten mit direkter Lichteinstrahlung
dauerhaft nach dem eben beschriebenem Vorgang arbeiten
würden,
werden
diese
mit
Alufolie
umschlossen
und
anschließend mit schwarzer Folie und Klebeband lichtdicht
verpackt.
Abb. 10: Szintillattorplatten mit
Photomultiplier [17]
~ 12 ~
5. Die Polarstern
5.1. Das Schiff und seine Route
Die Polarstern ist ein als Eisbrecher ausgelegtes Forschungs- und Versorgungsschiff. Eigner des
Schiffes ist die Bundesrepublik Deutschland, vertreten durch das Bundesministerium für Bildung und
Forschung. Die Polarstern wird vom Alfred-Wegener-Institut für Polar- und Meeresforschung in
Bremerhaven betrieben und neben der Erforschung der Polarmeere auch für die Versorgung der
permanent besetzten Forschungseinrichtungen eingesetzt. Sie setzt damit die über 100-jährige
Tradition
der
deutschen
Antarktisforschung fort, die mit der
ersten
Südpolarexpedition
des
Expeditionsschiffs "Gauß" von 1901 bis
1903 eingeleitet wurde. Nach ihrer
Indienststellung war sie das modernste
Polarforschungsschiff
der
Welt.
Nachdem sie in den Jahren von 1998 bis
2002 auf den modernsten technischen
Abb. 10: Forschungsschiff Polarstern [18]
Stand gebracht wurde, gilt die Polarstern als eines der leistungsfähigsten Schiffe ihrer Art.
Ende Oktober 2010 hat das Forschungsschiff Polarstern
des Alfred-Wegener-Instituts Bremerhaven verlassen,
um seine jährliche Fahrt Richtung Neumayer-Station in
die Antarktis anzutreten. Mit an Bord bis Kapstadt war
Michael Walter, Astroteilchenphysiker bei DESY in
Zeuthen, der während dieser Zeit einen Detektor zur
Messung kosmischer Teilchen auf dem Schiff in Betrieb
genommen
hat.
Er
kontrollierte,
ob
die
Datenaufzeichnung richtig funktionierte und analysierte
die ersten Daten. Ab Kapstadt hat der Detektor dann für
die gesamte Fahrt, auch den Rückweg bis Bremerhaven,
automatisiert Daten aufgezeichnet. Bereits im November Abb. 11: Route der Polarstern (blau). Route
2009 war dieser Detektor auf dem schwedischen
Eisbrecher „Oden“ unterwegs.
der Oder (rot)
~ 13 ~
5.2. Aufbau des Versuchs
Das
Experiment
besteht
aus
zwei
Szintillatorsplatten,
einer
Triggerbox,
einer
Hochspannungsversorgung und einem GPS Empfänger. Alle diese einzelnen Teile werden an einen
Computer angeschlossen, der mittels Software verschiedene Messmethoden zulässt. In den
Szintillatorplatten
werden
durch
hochenergetische Teilchen verursachte
Lichtblitze
zum
Fotomultiplier
weitergeleitet.
Der
wandelt
Lichtimpuls
den
Fotomultiplier
in
ein
elektrisches Signal um, welches dann von
der
Computersoftware
werden
kann.
Der
verarbeitet
GPS-Empfänger
(Global Positionen System) dient der
genauen Ermittlung der Zeit zu der eine
Abb. 12: Versuchsaufbau [19]
Koinzidenz
aufgetreten
ist.
Die
Triggerbox empfängt die Signale der Szintillatorplatten bzw. des Photomultipliers und des GPSEmpfängers und gibt diese bei Koinzidenz an den PC weiter. Die Größe der Zeitabweichung für die
Koinzidenzen ist manuell einstellbar. Die Hochspannungsversorgung ist notwendig, um das aus dem
Fotomultiplier kommende Signal so verstärken zu können, dass es messbar wird.
Weiterhin ist es wichtig, dass der Versuchsausaufbau gut gelagert ist, damit er zum Beispiel bei
einem Sturm nicht zerstört wird. Deshalb ist er auf der Polarstern unter einem Tische befestigt und
die Anordnung ist mit Schaumstoff am
Boden ausgepolstert. Da neben der Rate
auch
die
Position
des
Schiffes
beobachtet werden muss, wird die
Route
stündlich
mit
Breiten-
und
Längengrad dokumentiert. Desweiteren
befindet sich auf dem Deck der
Polarstern eine Wetterstation,
die
unter anderem den Luftdruck misst. Die
Messdaten von zwei Beispieltagen sind
Abb. 2: Versuchsumgebung [20]
im Anhang beigefügt.
~ 14 ~
5.3. Auswerten der Messdaten
Wir möchten die Abhängigkeit der Rate vom Breitengrad
untersuchen. Um ein aussagekräftiges Ergebnis zu erhalten,
ist es jedoch erforderlich, dass die Rate von keinem anderen
Faktor beeinflusst wird. Dafür haben wir im Vorfeld
Messungen am Desy Zeuthen durchgeführt.
Abhängigkeit der Rate vom Luftdruck
Wir konnten aus Messungen der Rate bei konstantem
Breitengrad feststellen, dass die Rate auch noch von
anderen Faktoren beeinflusst wird. Dies ist unteranderem Abb. 14: Cosmic Trigger Hodoskop [21]
der Luftdruck. Um diese Abhängigkeit zu messen, haben wir Daten des Cosmic Trigger Hodoskop
genutzt, da diese bei konstantem Breitengrad und Winkel aufgenommen wurden. Es befindet sich in
der Experimentierhalle des Desy Zeuthen und besteht ebenso wie die Versuchsanordnung auf der
Polarstern aus vier Szintillatorplatten. Zusätzlich ist auf dem Schiffsmast eine Wetterstation
angebracht, mit der der Luftdruck beobachtet werden kann. Die Daten sind im Internet frei
zugänglich, wo sie in Diagrammen angezeigt werden können.
In dieser Profil-Darstellung des Luftdruck-Rate-Diagramms zeigt sich ein Abfall der Rate mit
Abb. 15: Luftdruck-Rate-Diagramm [22]
zunehmendem Luftdruck. Ebenso ist zu erkennen, dass die Rate mit sinkendem Luftdruck zunimmt.
~ 15 ~
Abb. 16: Luftdruck und Rate in gleichem Zeitintervall [23]
Dieses Diagramm zeigt, dass im gleichen Zeitintervall aus dem Datensatz von Januar und Februar
2009 die Rate bei hohem Luftdruck relativ niedrig ist und umgekehrt.
Normierung der Rate
Um nun die Abhängigkeit des Breitengrads auf die Rate messen zu können, muss die Rate auf einen
festen Luftdruck normiert werden. Hierbei ergibt sich die auf 1000hPa normierte Rate mit:
Abb. 17: normierte Rate [24]
Dieses Diagramm zeigt die normierte Rate aus dem Datensatz von Januar und Februar 2009.
Da die Messung des Luftdruck, der Position und der Rate auf der Reise der Polarstern möglich ist,
kann somit die Abhängigkeit der Rate vom Breitengrad ohne den Einfluss des Luftdruckes bestimmt
werden. Aus den Daten der Polarstern ergibt sich der im Folgenden beschriebene zeitliche Verlauf
der Rate.
~ 16 ~
Abhängigkeit der Rate von der Teilchenrichtung
Ein weiterer Faktor, von dem die Rate abhängig ist, ist die
Richtung aus der die Teilchen kommen. Zur Untersuchung
dessen haben wir die Szintillatorplatten in verschiedenen
Winkel zur Horizontalen aufgestellt. Da wir nur die Teilchen
messen, die auf der Erde ankommen, ist die Rate höher, wenn
sie die Atmosphäre senkrecht durchdringen. Die Rate der
horizontal Gemessenen ist wesentlich kleiner, da diese
Teilchen einen längeren Weg zurücklegen mussten, auf dem
sie mit Teilchen der Luft wechselwirken können. Diese
Abhängigkeit der Rate braucht bei der Polarstern jedoch nicht
berücksichtigt zu werden, da die Szintillatorplatten hier immer
Abb. 18: Richtungsbestimmung der
Teilchen [25]
parallel zur Erdoberfläche angeordnet waren. Schiffsbewegungen, die zum Beispiel durch Wellen
oder einen starken Sturm verursacht wurden, beeinflussen die Rate nur in geringem Maße, da sich
das Schiff relativ schnell bewegt und die Neigung rasch ausgleicht.
Abhängigkeit der Rate vom Breitengrad
Da nun die Rate in normierter Form unabhängig von stark störenden Faktoren ist, kann sie in
Abhängigkeit vom Breitengrad betrachtet werden.
Rate in Abhängigkeit vom Breitengrad
1800
1700
1600
1500
Rate (1/h) 1400
1300
1200
1100
1000
Rate
30 Periode gleit.
Mittelw. (Rate)
0
20
40
60
Breitengrad (Grad)
Abb. 39: Rate in Abhängigkeit vom Breitengrad [26]
In dem Diagramm ist die Rate in Abhängigkeit vom nördlichen Breitengrad dargestellt. Es zeigt also,
wie sich die Rate auf der Fahrt vom Äquator bis nach Bremerhaven hin verändert. An dem Diagramm
kann sehr gut erkannt werden, dass die Rate am Äquator, bei einem Breitengrad von 0°, am
niedrigsten ist und zum Pol hin zunimmt. Es ist hierbei ebenfalls gut zu sehen, dass die Rate bis 50°
nördlicher Breite stark ansteigt und dann annähernd konstant bleibt. Damit bestätigt sich unsere
~ 17 ~
Vermutung, dass die Rate am Äquator niedriger sein muss als an den Polen. Denn zu den Polen hin
nimmt die auf die Teilchen wirkende Lorenzkraft ab und somit können auch immer mehr
niederenergetische Teilchen in die Erdatmosphäre eindringen. Unsere Messergebnisse bestätigen
damit den Breiteneffekt. Weiterhin ist durch die Abflachung des Graphen der geomagnetische CutOff gut zu erkennen. Denn die zur Intensitätszunahme beitragenden Teilchen können die
Abschneideenergie von 2 GeV nicht überschreiten und die Rate kann nicht mehr zunehmen.
Zum Vergleich mit unserem erwarteten Verlauf, müssen zunächst die Einheiten umgerechnet
werden. Dazu ist bekannt, dass die Platten ca. eine Fläche von 600cm2 haben und in einem Abstand
von 50cm zueinander gelagert waren. Aus diesen Daten lässt sich ein Raumwinkel von 0,898 sr
berechnen. Damit ergibt sich für die Einheiten der Rate:
Rate in 10-3∙s-1∙cm-2∙sr-1
0,9
0,85
0,8
0,75
Rate mit Raumwinkel
0,7
0,65
30 Periode gleit. Mittelw. (Rate
mit Raumwinkel)
0,6
0,55
0,5
0
10
-3 -1
20
-2
30
40
50
60
-1
Abb. 20: Rate in 10 ∙s ∙cm ∙sr [27]
Wir konnten somit den Verlauf der Kurve bestätigen. Die Messgrößen weichen jedoch um einen
Faktor 10 ab. Dies kann mit anderen Messeinstellungen zurückzuführen sein, um dies jedoch
eindeutig sagen zu können, wären weitere Messungen notwendig. Des Weiteren nimmt die Rate zu
den Polen hin im theoretischen Verlauf um 14,3 % zu und im Experimentell ermittelten Verlauf um
22 %. Somit konnten wir auch hier unsere Vorüberlegung bestätigen.
~ 18 ~
6. Literaturverweise
[1] http://lhc.web.cern.ch/lhc/ stand Mai 2009
[2] http://www.physik.uni-mainz.de/lehramt/kanne/material/staatsexamensarbeit.pdf
[3] http://www.weltderphysik.de
[4] „Astroteilchenphysik; Das Universum im Licht der kosmischen Strahlung“; Claus Grupen
[5] http://de.wikipedia.org
[6] http://de.wikipedia.org
[7] http://www.leifiphysik.de
[8] http://www.leifiphysik.de
[9] http://de.wikipedia.org
[10] http://de.wikipedia.org
[11] http://www.raumfahrer.net
[12] http://de.wikipedia.org
[13] „Astroteilchenphysik; Das Universum im Licht der kosmischen Strahlung“; Claus Grupen
[14] „Astroteilchenphysik; Das Universum im Licht der kosmischen Strahlung“, Claus Grupen
[15] „Astroteilchenphysik; Das Universum im Licht der kosmischen Strahlung“, Claus Grupen
[16] Abb.9: : http://www.physik.uni-mainz.de/lehramt/kanne/material/staatsexamensarbeit.pdf
[17] eigenes Bild, fotografiert von Sophie Koßagk
[18] http://breitschuh.name/polarstern/bilder/polarstern.jpg
[19] eigenes Bild, fotografiert von M. Walter
[20] eigenes Bild, fotografiert von M. Walter
[21] eigenes Bild, fotografiert von Sophie Koßagk
[22] http://schlab.ifh.de/trigger/analysis.html
[23] http://schlab.ifh.de/trigger/analysis.html
[24] http://schlab.ifh.de/trigger/analysis.html
[25] http://schlab.ifh.de
[26]eigenes Diagramm
[27]eigenes Diagramm
~ 19 ~
7. Anhang
1750
1020
1700
1015
1010
1650
1005
1600
1000
1550
995
1500
990
1450
985
30.10.10 0:00
30.10.10 9:36
Rate
30.10.10 19:12
31.10.10 4:48
normierte Rate
Messwerte und Normierung für zwei Beispieltage
31.10.10 14:24
Luftdruck
1.11.10 0:00