Kosmische Strahlung

aus Wikipedia, der freien Enzyklopädie

Du hast neue Nachrichten (Unterschied zur vorletzten Version).

Die Kosmische Strahlung, früher auch Höhenstrahlung genannt, ist eine hochenergetische Strahlung aus dem Weltall. Genau genommen bezeichnet kosmische Strahlung die galaktische kosmische Strahlung (engl. Galactic Cosmic Rays, GCR). Das ist der Teil der Strahlung, der uns aus dem intergalaktischen Raum jenseits des Sonnensystems erreicht. Manchmal dient die Bezeichnung auch als Oberbegriff für die Strahlung im Weltraum.

Victor F. Hess postuliere die kosmische Strahlung 1912, um die bei einem Ballonflug gemessene höhere elektrische Leitfähigkeit der Atmosphäre mit zunehmender Höhe zu erklären.

Inhaltsverzeichnis

1 Einteilung und Ursprung
2 Zusammensetzung
3 Geschichte der Erforschung
4 Wechselwirkung mit Materie
5 Wechselwirkung mit der Erdatmosphäre
6 Intensität und Nachweis
7 Bedeutung in der Wissenschaftsgeschichte
8 Siehe auch
9 Literatur
10 Videos
11 Weblinks

Einteilung und Ursprung

Wenn Kosmische Strahlung als Oberbegriff dient, unterscheidet man folgende Komponenten:

Galaktische kosmische Strahlung (GCR). Kennzeichen: geringe Teilchenflussdichten, hohe Energien von 10^20 eV und mehr (im Mittel 1 GeV), Anteil schwerer Ionen
Anormale kosmische Strahlung, engl. Anomalous Cosmic Rays (ACR). Entsteht wahrscheinlich durch Wechselwirkung des Sonnenwinds mit der galaktischen kosmischen Strahlung im Bereich des Termination Shock nahe der Heliopause. Kennzeichen: energieärmer als GCR, mehr Alphateilchen als Protonen, mehr Sauerstoffionen als Kohlenstoff.
Strahlung der Sonne
- Sonnenwind. Kennzeichen: Teilchenstromdichten um 10^7/(cm²*s), Energien <500 MeV (im Mittel um 10 MeV), vorwiegend Protonen und Alphateilchen. Teilchendichte um 5/cm³.
- Sonnenflares, engl solar energetic particle events (SEP, SPE). Kennzeichen: Zunahme der Teilchenstromdichte innerhalb weniger Stunden und Tage auf 10^8-10^10 /cm², Teilchendichte bis 50/cm³, Ausbreitungsgeschwindigkeit 200 - 800 km/s.
Manchmal auch den Van-Allen-Strahlungsgürtel, obwohl seine Strahlung die Erde nicht erreicht.

Der genaue Ursprung der galaktischen kosmischen Strahlung ist unbekannt. Kandidaten hierfür sind unter anderem Schockfronten von Supernovaexplosionen, kosmische Jets von schwarzen Löchern oder Pulsaren. Für Teilchenenergien kleiner als 10¹⁸ eV wird ein Ursprung innerhalb der Milchstraße angenommen, während für größere Energien andere Galaxien oder Quasare wahrscheinlicher sind.

Zusammensetzung

Die galaktische kosmische Strahlung besteht ungefähr zu 87 % aus Protonen, 12% Alpha-Teilchen und 1% schweren Atomkernen. Einen geringen Anteil stellen Elektronen, Neutrinos und Gammastrahlung. Die Häufigkeit der Atomkerne entspricht in etwa der solaren Elementhäufigkeit. Ausnahmen sind zum Beispiel Li, Be und B, die in der Kosmischen Strahlung als Folge von Spallationsreaktionen beim Durchqueren galaktischer Materie häufiger sind als in solarer Materie. Durch Wechselwirkung mit der Atmosphäre beobachtet man auf der Erde nicht die ursprüngliche Strahlung, sondern die Reaktionsprodukte aus der Wechselwirkung mit der Atmosphäre, insbesondere Stickstoff und Sauerstoff.

Die Verteilung N(E) der Teilchenzahl N in Abhängigkeit von der Energie E folgt einem Potenzgesetz:

N(E) ~ E^-γ

mit:

γ = 2,7 für E < 4*10^15 eV

γ = 3 für 4*10^15 < E < 5*10^18 eV

für E> 10^18 eV Abnahme von γ

Bei 5x10¹⁹ Elektronenvolt müsste eigentlich aufgrund von Wechselwirkungen mit der kosmischen Hintergrundstrahlung der so genannte GZK-Cutoff auftreten, der sich aber nicht eindeutig nachweisen lässt. Die Obergrenze bildet sicherlich die Planck-Energie von E= 10^28 eV.

Geschichte der Erforschung

1912 entdeckte Victor Franz Hess die Kosmische Strahlung mithilfe von Ballonflügen in der Erdatmosphäre. Er veröffentlichte die Entdeckung in der Physikalischen Zeitschrift 13 (1912), 1084.

Bereits 1949 postulierte Enrico Fermi einen möglichen Beschleunigungsmechanismus, der eine statistische Beschleunigung an magnetisiertem Plasma („Magnetwolken“) bzw. ebenen Schockfronten beinhaltet. Eine Schockfront kann zum Beispiel durch ein sich im Vergleich zur Umgebung sehr schnell propagierendes Gas gegeben sein. Schockfronten treten vor allem nach Supernovaexplosionen in der abgestoßenen Hülle der Supernova auf. Bei dieser statistischen Beschleunigung wird über längere Zeit mittels „Stößen“ die Energie des Gases auf das Teilchen übertragen. Dabei entsteht ein Potenzspektrum, jedoch mit einem von den Messdaten abweichenden Spektralindex γ.

Scott E. Forbush wies 1946 nach, dass bei Sonneneruptionen Teilchen bis in den GeV-Bereich erzeugt werden.

Walther Bothe und Werner Kolhörster machten sich daran, den Nachweis dafür zu erbringen, dass die Kosmische Strahlung eine hochenergetische Gammastrahlung sei. Für ihre Experimente verwendeten sie eine Messanordnung, die im wesentlichen aus zwei Geiger-Müller-Zählrohren bestand, zwischen die man verschieden dicke Absorber in Form von Eisen- oder Bleiplatten bringen konnte. Sie gingen davon aus, dass ein Gammaquant nur dann mit einem Geiger-Müller-Zählrohr nachgewiesen werden kann, wenn es zuvor ein Elektron aus einem neutralen Atom schlägt. Dieses Elektron würde dann vom Zählrohr nachgewiesen. Die sekundären Elektronen wollten Bothe und Kolhörster untersuchen, und dazu verwendeten sie die Zählrohre. Tatsächlich entdeckten sie sehr bald Koinzidenzen, das bedeutet Ereignisse, die in beiden Zählrohren zu gleichen Zeit stattfanden. Das wies darauf hin, dass ein Elektron, das von einem Gammaquant aus einem Atom geschlagen wurde, im raschen Flug beide Zählrohre durchquert haben musste.

Als nächstes bestimmten sie die Energie dieser vermeintlichen Elektronen, indem sie immer dicker werdende Absorber in Form von Metallplatten zwischen die beiden Zählrohre einbrachten, bis keine Koinzidenzen mehr eintreten würden. Bothe und Kolhörster stellten zu ihrem Erstaunen fest, dass 75 % der Koinzidenzen nicht einmal durch einen vier Zentimeter dicken Goldbarren zu verhindern waren. Tatsächlich waren die Teilchen, durch welche die Geiger-Müller Zählrohre ausgelöst wurden, gerade so durchdringend, wie die Kosmische Strahlung selbst. Dies führte zu dem Schluss, dass die Kosmische Strahlung selbst entgegen der allgemeinen Annahme keine Gammastrahlung war, sondern zumindest zu einem Teil aus geladenen Teilchen sehr hoher Durchdringungskraft bestand. Sie konnten zeigen, dass die sekundäre Strahlung, die von der primären Kosmischen Strahlung in der Wechselwirkung mit unserer Atmosphäre erzeugt wurde, aus elektrisch geladenen Teilchen bestand.

Wechselwirkung mit Materie

Kosmische Strahlung löst beim Durchdringen von Materie Spallationsreaktionen aus. Durch Messung der Häufigkeiten der Spallationsprodukte in Meteoriten kann so zum Beispiel deren Aufenthaltsdauer im Weltall bestimmt werden (Bestrahlungsalter). Auch konnte so festgestellt werden, dass sich die mittlere Intensität der galaktischen Kosmischen Strahlung seit mindestens 100 Millionen Jahren höchstens um einen Faktor zwei geändert hat.

Wechselwirkung mit der Erdatmosphäre

Beim Eintreten in die Erdatmosphäre erzeugt die kosmische Strahlung Sekundärstrahlung, insbesondere durch Spallation von Stickstoff- und Sauerstoffatomen. Es entstehen Neutronen, Protonen, geladene (π⁺, π^-), und neutrale (π⁰) Pionen. Die neutralen Pionen zerstrahlen, die geladenen zerfallen in Myonen:

$\pi^0 \rightarrow \gamma + \gamma$

$\pi^+ \rightarrow \mu^+ + \nu_\mu$

$\pi^- \rightarrow \mu^- + \bar {\nu}_\mu$

Die Myonen sind ebenfalls instabil und zerfallen in Elektronen und Neutrinos:

$\mu^+ \rightarrow e^+ + \nu_e + \bar {\nu}_\mu$

$\mu^- \rightarrow e^- + \nu_\mu + \bar {\nu}_e$

Ein Schauer besitzt

eine weiche elektromagnetische Komponente, u.a. durch den Zerfall von π⁰ und der Zerstrahlung von Positron-Elektronen Paaren
eine harte myonische sowie
eine hadronische Komponente, die vorwiegend Protonen und Neutronen enthält.

Die Komponenten lassen sich unabhängig voneinander auf der Erde registrieren und dienen dem Nachweis der kosmischen Strahlung.

Die kosmische Strahlung und ihre Zerfallsprodukte tragen zur Entstehung einer Reihe von kosmogenen Radionukliden in der Erdatmosphäre und Erdkruste bei. Oft ist die Produktion durch die kosmische Strahlung die größte natürliche Quelle für diese Radionuklide, was eine Reihe von Anwendungen für die Isotopenuntersuchung bringt. Zu diesen kosmogenen Radionukliden gehören zum Beispiel ¹⁴C, ³H, ¹⁰Be, ²⁶Al und ³⁶Cl.

Intensität und Nachweis

Zum Nachweis der kosmischen Strahlung werden unterschiedliche Ansätze verfolgt. Während der Fluss der Teilchen bei niedrigen Energien noch groß genug ist, um mit Ballon- und Satellitendetektoren direkte Beobachtungen durchführen zu können, sind bei höheren Energien großflächige Detektorarrays zum Nachweis der ausgedehnten Luftschauer nötig (KASCADE-Grande, AUGER). Um die höchsten Energien detektieren zu können, versucht man, das Fluoreszenzlicht (Fluoreszenz) von Stickstoffmolekülen welches ein Teilchenschauer verursacht, zu beobachten. Mit Hilfe dieser Methode wurde 1991 vom Flye's-Eye-Teleskop in Utah (USA) die höchste bisher gemessene Teilchen-Energie beobachtet. Sie lag bei 3,2*10 ²⁰ eV. Ein aktuelles Experiment zur Beobachtung hochenergetischer kosmischer Strahlung ist das Pierre-Auger-Observatorium, das sich über eine Fläche von 3000 km² erstreckt.

Abgesehen von der langfristigen Konstanz gibt es kurzfristige periodische und nichtperiodische Schwankungen der Intensität der Kosmischen Strahlung. So schwankt die Intensität in Abhängigkeit vom elfjährigen Sonnenfleckenzyklus; je mehr Sonnenflecken vorhanden sind, desto geringer die Intensität der galaktischen kosmischen Strahlung. Daneben gibt es noch eine 27-tägige Schwankung, die mit der Sonnenrotation verknüpft ist. Von erdgebundenen Detektoren werden auch schwache ganz- und halbtägige Schwankungen beobachtet. Sonnen-Flares oder sonstige Sonnenaktivitäten können auch plötzliche vorübergehende Intensitätsabfälle hervorrufen, welche nach ihrem Entdecker Scott E. Forbush als Forbush-Ereignisse bezeichnet werden. Seltener wird auch ein plötzlicher Anstieg der Intensität beobachtet.

Für eine ganze Reihe von physikalischen Experimenten, speziell für den Nachweis von Neutrinos stellt die kosmische Strahlung einen störenden Hintergrund dar, der die Durchführung dieser Experimente an der Erdoberfläche unmöglich macht. Daher gibt es in vielen Teilen der Welt in Minen und Autobahntunneln Untergrund-Laboratorien, in denen abgeschirmt von der kosmischen Strahlung solche Experimente durchgeführt werden können.

Bedeutung in der Wissenschaftsgeschichte

Da man in Kosmischer Strahlung nur geringe Spuren von Antimaterie nachweisen konnte, die vermutlich komplett in Wechselwirkungen der geladenen Teilchenstrahlung mit interstellarem Gas entstanden sind, wird dies als entscheidendes Indiz angesehen, dass in unserem Universum keine natürliche Antimaterie vorkommt und es somit seit dem Urknall zu einer Asymmetrie von Materie und Antimaterie gekommen ist.

Siehe auch

Matroschka (Strahlungsmessung) Experiment zur Strahlungsmessung
Strahlenbelastung

Literatur

A. Unsöld, B. Baschek, Der neue Kosmos, Springer-Verlag, ISBN 3-540-42177-7
C. Grupen, Astroteilchenphysik, Springer-Verlag, ISBN 3-540-41542-4
Gerhard Börner, Matthias Bartelmann: Astronomen entziffern das Buch der Schöpfung. Physik in unserer Zeit 33(3), S. 114 - 120 (2002), ISSN 0031-9252
Werner Hofmann: Die energiereichste Strahlung im Universum. Physik in unserer Zeit 33(2), S. 60 - 67 (2002), ISSN 0031-9252

Videos

Aus der Fernsehsendung Alpha Centauri:

Weblinks

Ionisierende Strahlung

Von „http://de.wikipedia.org../../../k/o/s/Kosmische_Strahlung_3cd0.html“

Kategorien: Ionisierende Strahlung | Astrophysikalischer Prozess