I want to thank the organisers of this wonderful meeting for inviting me
and giving me the chance to talk about recent work I've done.
It's quite different from what was involved in being awarded the Nobel Prize,
but in some sense it has some similarity in the sense that going from using accelerators,
I've decided to try to study natures accelerators.
And in so doing one uses the same techniques that one uses in accelerator physics,
but just taking and making an apparatus that looks up in the sky rather than is on a dingy accelerator floor looking at beams.
And so the title of my talk is Cosmic Rays, The most energetic -and you have to inject "atomic" - particles in the Universe,
because a hard thrown baseball has more energy than these cosmic rays that I'm going to study, however not that much more.
And I'd like to begin by a little prelude talking about how cosmic rays were discovered.
In the late 19th century Crookes and others showed that if you have a charged object in a bulb filled with air,
like a gold leaf electrometer, this will gradually discharge.
And people wondered how that happened.
Perhaps air ionised spontaneously.
Then with the discovery in about 1895 by Becquerel of radioactivity, one began to understand that everything is a bit radioactive,
the ground is radioactive and that's probably the source of the discharge of an electrometer
or the source of detection of radiation.
Now most physicists said this is just background, let's not worry about it.
But there were a small group of physicists that worried in detail, could we account for this ionisation by radioactivity.
And this was about at the turn of the century and the idea was if the radioactivity is coming from the ground,
then if I take my detector, whatever it is, and take it high into the atmosphere, the radiation should go down.
And the first very dramatic example of this was a Jesuit priest, Theodore Wolf from Holland, Valkenburg,
who took a beautiful detector that he designed and climbed up the Eiffel tower which in itself is a bit of a feat.
And so he began, this is the ionisation rate 22 ion pairs per cubic centimetre per second.
He goes to Paris, it's a little different, that shows that the natural radioactivity is perhaps a little different.
And then he climbs up the Eiffel tower and makes several measurements, comes back to the ground and goes back home.
And you can see that there's perhaps weak evidence, I think we'd be very, it would not be accepted in physical review letters,
but in any case there was a small decrease in the ionisation when his detector was at the top of the Eiffel tower.
Now this suggested then that you want to go higher.
And so Victor Hess, proceeded by a Swiss balloonist, went up in a balloon to see if the radioactivity,
if that's what it was, decreased further.
And this is from his paper, his last flight in 1912, where here is the height,
he had 3 detectors measuring this ionisation and as he went up in height,
the one he liked the most was one up in the air,
and you had to correct it and one went from about 20 to 35 ion pairs per cc per second.
And this was discovered, this was essentially recognised later on by the Nobel Prize, but only in 1936.
He had to wait a long time, 1912 to 1936.
I think the mean time maybe between the discovery and the award is probably 12 years.
Well, this was a little fluctuation on the long side.
And then in 1913, 1914 another physicist, who I really admire, Werner Kolhörster, took a balloon flight up to 9000 meters.
Had to breath oxygen and the balloon was filled with hydrogen to get enough lifting power.
And so you can see that as one went up to 9000 meters, the effect went up by nearly a factor of 10.
So there's just no question that radiation was coming from outer space.
Now let´s fast forward about 90 years, and this is now what we knew maybe 10 years ago about cosmic rays.
And this is the spectrum of cosmic rays in energy and you can see it spans something like 10 orders of magnitude or so,
And it's a simple spectrum following not many features.
There's a feature right here, which is the knee right there, and then there's some more features down here.
And just to put some perspective, the beam of the LHC is about 7, 10 to the 12th electron volts,
but by cleverly colliding beams you get the equivalent energy in the centre mass
which is something a little above 10 to the 17th electron volt.
Nevertheless there's significant number of cosmic rays well above what one can make with manmade accelerators.
So this is quite interesting to study.
And for example now if we take a 10 to the 20th eV proton that has 16 Joules of energy,
this is about the kinetic energy of Roger Federer's second serve.
So that's why we have it microscopic and macroscopic,
same energy scale and there's really no known astrophysical sources that seem able to produce such enormous energies.
So here's a scientific imperative.
Is something worth investigating and all you can do as a physicist is measure as best you can all the attributes of these showers.
And the rate however at this highest energy, which I'll show you in a moment is really where we may learn something,
is 1 per square kilometre per century.
But physicists, especially coming from a background of high energy physics think big.
So if you make something big, say cover 3000 square kilometres with detectors,
then you're going to get 30 events per year above 10 to the 20th.
So this is the motivation.
And nature provides us some analytical tools.
Well, the first is that there are magnetic fields outside our galaxy, in our galaxy.
This is just a little exercise done in 2 dimensions,
what happens when you have 10 to the 18th eV protons in a random nanogas field with sort of 1 megaparsec.
And you can see that what you're looking at here is a diffusive process,
so that if you see a cosmic ray like here you think it´s coming from over here but of course it originated at the centre.
So there's no way of looking at where cosmic rays come from, as you observe them, that is related to the source.
However let´s go up, same calculation, but let's go up by a factor of 100 in energy and this is what you get.
So there's some hope, if we look at the highest energy cosmic rays we may be able to see where they come from.
Now there's a second analytical tool of nature which is the cosmic microwave background which has been discussed extensively here.
Great discovery of 1965 and awarded again a Nobel Prize.
Now, what happens is a proton of 10 to the 20th eV interacts with a microwave background photon which is 10 to the minus 3 eV,
so this extreme application of special relatively, because in the centre mass of that collision you have several hundred MeV,
which means that this proton interacting with the microwave background will make pions and hence lose energy.
And this little diagram shows: If I have a source whose energy is 10 to the 21 eV
and here we have a plot of 1, 10, 100 megaparsecs of distance,
as it propagates it loses energy by interacting with microwave background.
And if it started at 10 to the 22, same thing,
but what you can roughly see is that if you see a cosmic ray in excess of 10 to the 20th eV,
it cannot have come from very far away because it loses energy.
So this is the effect of the microwave background which means,
if you look at the highest energies they cannot come from very far away,
that means the number of possible sources is smaller and also means having a shorter path distance,
the effects of the magnetic field would be less.
So it's a thought, that it might be useful to build an apparatus sensitive enough
to see a significant number of cosmic rays of very high energy,
because you have a chance to move from random directions to an astronomy, if you like, of cosmic rays.
Now a little more detail, let´s not worry too much about this, but it turns out,
when you propagate in the microwave background heavy nuclei, they photodisintegrate.
And if we take protons, they interact with microwave background as I describe, iron photodisintegrates,
but the lighter elements - because they have a higher Lorentz factor - are more easily photodisintegrated.
So this is a plot of, if you see a particle greater than 6 x 10 to the 19th eV, it will have come from,
But the intermediate elements are essentially absorbed by this factor.
So it´s more than an ansatz, which cosmic ray people use,
is if I have a mixed composition at the atmosphere the assumption is protons and iron, if they're coming from 10, 20 megaparsecs,
is more than ansatz, it´s close to reality.
So we can think in trying to understand, is the beam of cosmic rays either protons or iron,
it´s not perfect but it's a good way to think and not too, too wrong.
Now, how do we detect these things at this higher energy?
The flux is so low you cannot send up a satellite, however when a 10 to the 20th eV proton hits here,
it´s first interaction may produce 1000, 5000 particles, each of those may produce 50, each of those 10.
So you have a cascade that builds up,
so 1 particle of 10 to the 20th will produce on the ground something like 10 to the 10th secondary particles,
and they spread out over many kilometres.
So the way to detect them is to put particle detectors on the ground and measure coincidences over several tanks,
and then you pick out and select the highest energy cosmic rays, and by timing one can get the direction.
There's a second far more elegant technique which is air fluorescence, nitrogen fluorescence,
when charged particles pass through it and although it's weak, maybe 4 ultra violet photons per metre,
still if you have 10 to the 10th particles,
you get quite a bit of light so you can build a segmented telescope with photo detectors
to see directly the light of the cosmic rays.
So these are 2 techniques that have been used.
And 6 years ago the status of the cosmic spectrum at the highest energies, that's where we want to concentrate,
that's where I try to explain, we have some chance of doing some astronomy, there were 2 experiments:
A Japanese one in red, which saw a spectrum that continued without stopping,
and a second experiment using fluorescence detectors which showed this bend over here.
Now this bend over here isn't really what you'd expect from the effect of the cosmic microwave background,
because it's removing a lot of sources from your beam at the highest energies, because of loss of energy.
So there were these 2.
Now this red curve would have been extremely exciting, because it defied normal expectation,
normal laws of physics and lots of papers were written,
invented to have extraordinary phenomenon to account for this extension of the spectrum.
I can give you all these details this afternoon, if you come to the Altes Rathaus,
because I can have ample time to talk about all of this.
So with colleagues and a great deal of effort starting in 1992,
we tried to organize and were successful in organizing a large international collaboration running from Portugal to Vietnam
and settled on a site in Western Argentina, just up against the Andes.
And just the story of getting that all done and successfully completing,
it is an interesting tale to relate as well but I don't have time.
So what we designed, is in a site in Argentina, an array of 1600 water detectors, which I'll describe in a moment,
surrounded by 4 of these telescopes, which recognize the fluorescence of the cosmic rays.
And we decided to choose and work both techniques together and the 2 in combination are much more powerful than either one alone.
And here shows the 2 detectors, here is the surface detector which is a tank of water, 12 metric tons of water,
and here is one of the 4 telescopes.
I'll show you a little more about this in a moment.
The tanks are quite large and they're stretched out and so it's very hard, if you're at one to see the other,
but I think you can see 1, 2, 3, 4 in this zoomed view.
So it's an immense experiment and anybody who really wants to understand this, it´s not little points on a computer screen,
it's a huge thing over 100's and 100's of square kilometres.
Now, just a little bit about the tank, it uses Cherenkov effect, and we put the tanks out in the field.
There's no place to plug them in, there are no mains so we use solar power, we use for timing the GPS system,
batteries to accumulate the solar power.
There are 3 phototubes and then there's a small Yagi antenna, which sends the data of this tank, if it thinks it has something,
to one of the centres which are concentrators at the 4 fluorescence detectors.
This just shows a little bit about the detection.
Shrink off light is very easy, water tanks are very cheap.
However they're not so easy installed.
At least in the site we had a lot of streams and rivers,
so here's one tank being dragged across on a trailer to the other side of the stream,
and there's a water truck here with a pipe to fill it with water once it gets across.
They're not all like this, this is just an extreme.
And then we share this land with the cows and other animals, which just is our friends in the physicists.
Now, the surface detector, when you have a large shower,
many of the tanks are excited and this is anarray of about 10 tanks that are hit.
This is the lateral distribution where you reconstruct to get the core of the shower,
and then you can see that the effects of the shower are more than 3 kilometres away from the centre,
and this little red dot represents 1000 metres.
And that is the number that really characterizes the energy as seen by the tank.
The signals are recorded in a time recorder and spread out over several microseconds.
There's a lot of information in a plot like that.
And what's the strength of the signal?
We calibrate the tanks with single muons that go through, which deposit a few hundred MeV,
and that's what we call vertical equivalent muon.
So all our signals are calibrated in terms of how many equivalent muons that went through.
These are details not too important but can be explained adequately this afternoon.
The other detector is a fluorescence detector.
There are 4 buildings like this, and they have 6 bays looking out and the fluorescence detectors see in altitude of 30 degrees,
in azimuth 30 degrees.
More details: they have a spherical mirror which focuses the sky on to an array of photomultipliers, 440 of them,
here are the photomultipliers, here's the entrance aperture and it´s kind of a crude Schmidt optics, with a Schmidt corrector that roughly works.
You have to know the fluorescence efficiency, and if you do and a few other details,
you can get absolutely the energy of the shower by measuring the amount of light.
So experiments have been done,
which are probably pioneering or the best in measuring the nitrogen fluorescence spectrum excited by electrons.
We have to measure, characterize the atmosphere, many things we do, this is just an example of balloon flights,
which measure the temperature, humidity and pressure of the atmosphere as you go up.
You need this to do the fluorescence measurement.
Fluorescence measurement is beautiful, there's one fault:
it only works on dark moonless nights, which means that only 10% of the time is it working.
But as you'll see we use the fluorescence detector to calibrate the ground detector.
This is just a view of a beautiful hybrid event, where we see here the shower axis comes in here,
and makes the shower hitting about 20 tanks, and then with the fluorescence detector you can see the development of the shower,
it´s beginning, rises to a peak and then dies out.
If you integrate the area under here and have the right constants you get directly the energy of the shower.
On May of 2007 we saw our first event, all 4 fluorescence detectors saw this shower.
This was a nice PR piece.
And now I'm going to talk about 3 things quickly.
The spectrum: you measure the spectrum by calibrating the signal in the ground detector plotted here
versus the signal or the energy measured in the fluorescence detectors.
And you see there's a beautiful correlation.
So we use the fluorescence detector to calibrate the surface detector.
And this is now the spectrum that we see just up until fairly recently.
You can see there are several features, and this is now about 3.5 years of exposure, huge exposure,
as these things go for events whose zenith angle is less than 60 degrees.
Now this is just a plot of the number of events,
but the detector is uniform in its response from 10 to the 18th to wherever the data die out.
You see 3 features, you see the upper part is a steeper spectrum and then there's a point right here...
The battery is dead, I can't see it on the screen...
Anyway, you see that the spectrum then flattens out
and is linear for a long time and then falls off quite dramatically, above 19.5.
This is the evidence of the effect of the microwave background.
Dramatically and beautifully demonstrated by loss of a factor of 10.
There's 55 EeV, sort of a mark of where we might want to look at those events, which might have a chance to point,
because that's the point where the spectrum has dropped off by a factor of 2 from its normal slope.
Ok, so now let's look at those events that are greater than 55 EeV.
Here they are half way through the experiment,
up to now and the little red dots are a catalogue of AGN's and the little circles are the directions of our cosmic rays.
This is a plot of our galaxy, this is a galactic plain along here and we found a correlation up to August of 2007 of about 80%.
A correlation between the direction of cosmic rays.
They have a finite size because that's an estimate of what the resolution in angle might be, because of the detector,
but more probably an estimate of what the magnetic field might do.
We don't know that exactly but anyway, we found correlation and we have our science...
Not just see elegance, we have our beautiful cover, which you can´t really see anything,
because artists insist on making it too fancy, destroying information.
But the information was inside the article of course.
Now, what has happened since then?
Here's a plot where the red are the accumulation of these high energy events, greater than 55 EeV.
And the blue is the number that correlate with the catalogue of the AGNs.
This red marker right there is when we published our paper.
Having done that, that forced nature to say, maybe you're not so right, for the next 200 days not a single correlation came,
although the data kept mounting and finally started to recover but our correlation dropped from 80% to about 40%.
And the chance correlation is 20%.
So our argument that we have a correlation with AGNs, which is really what we're looking for is not as strong as it was now,
but what can I do, what can we do, nature, she tells the story.
And now the last thing is something called elongation rate.
And roughly in words, if I have a heavy nucleus like iron,
it will interact higher in the atmosphere and produce a shower which is on the average higher in the atmosphere.
If it's a proton it will penetrate more deeply, and the shower will peak lower in the atmosphere.
So if you do a little sort of simulation, this is what you get.
Blue is an ensemble of iron showers, iron induced showers, and the red are proton showers.
You see 2 things, first what I mentioned that the iron is higher in the atmosphere, plotting the atmosphere depth from bottom.
But there's another thing you see is the fluctuations,
the iron is much less than the fluctuations of protons and this is just if you have a small cross section,
it's going to fluctuate more in the depth and a larger cross section less so.
And then you can essentially plot what you would expect for the, what was called elongation rate, here protons,
and as you go up in energy, the mean maximum of the shower grows with energy logarithmically.
And this is protons and this is iron, and photons, if we had photons in the beam, would be even deeper.
So this is a way of measuring, at least crudely, what the primary composition is.
And I told you that roughly speaking it's either protons or iron.
Now what we see is, these are 2 plots, the first plot on the left is the mean depth of maximum of the shower,
and you can see it´s climbing a bit and then flattens off.
And as we go closer to blue it means the primary energy, primary composition is getting lighter.
But what's more informative is the fluctuations which get very, very narrow and this suggests that whatever you have,
that either it´s iron or it´s something that interacts much more strongly than what we expected, is clearly indicated.
However fluorescence detector having only 10% duty cycle, the overlap with number of events above 55 EeV is a little bit,
almost none existent.
Ok, so I'm ending now, so what we have at the present time is a conflict perhaps between the correlation which, with the AGNs,
which really means that you don't have too much effect from magnetic field and the composition, if it gets heavy,
these are highly, all the nuclei are fully ionised, it´s going to be highly effected by the magnetic field.
If it´s iron 26 times as much, so any correlation would be totally wiped out if you had heavy nuclei.
So this is the tension between these 2 results, that's what nature is presenting us with.
And it leads to the possibility, that the proton air interaction cross section becomes much larger, above 10 to the 19th eV,
which would be a magnificent result in particle physics.
there's no comparison of what the LHC can do and the few modest things we can do here.
Ok, so this is a summary, there are many other measurements and many neutrino limits, photon limits, all that,
but there are 3 things we've done is the spectrum and shows clearly the fall of the spectrum,
flux suppression of the high energy cosmic rays.
Here's another correlation which is pretty impressive of another AGN catalogue with sort of weighted things.
You see the cosmic rays which are black dots correlate pretty well.
And finally, what I just alluded to, the puzzling composition.
So we have a lot of work to do, we'd love to build another array 7 times bigger in Colorado:
We're fighting with the DOE, I hope they're here to listen to me and we'll see how it goes.
So that's it, thank you so much.
Ich möchte den Organisatoren für diese wundervolle Veranstaltung danken,
dafür, dass Sie mich eingeladen und mir die Gelegenheit gegeben haben, darüber zu sprechen,
womit ich mich in der letzten Zeit beschäftigt habe.
Das ist etwas ganz anderes als das, wofür ich den Nobelpreis bekam,
aber in mancher Hinsicht hat es auch Ähnlichkeit, in der Hinsicht, dass ich mich entschieden habe,
anstelle Beschleuniger zu verwenden, nun zu versuchen, natürliche Beschleuniger zu erforschen.
Und dabei verwendet man dieselben Techniken, die man auch in der Beschleunigerphysik anwendet,
aber man nimmt und baut einen Apparat, der in den Himmel schaut,
anstatt sich in einer düsteren Beschleunigeretage zu befinden und Strahlen zu beobachten.
Und so lautet die Überschrift meiner Rede
denn ein fest geworfener Baseball hat mehr Energie als diese kosmischen Strahlen, die ich erforsche, wenn auch nicht viel mehr.
Und ich fange mit einem kleinen Vorwort an und erzähle Ihnen, wie kosmische Strahlen entdeckt wurden.
Im 19. Jh. zeigten Crookes and andere, dass sich ein geladenes Objekt in einem mit Luft gefüllten Kolben,
wie einem Goldblatt-Elektroskop, allmählich entlädt.
Und man wunderte sich, wie das vor sich geht.
Vielleicht ionisierte sich die Luft spontan.
Mit der Entdeckung der Radioaktivität 1895 durch Becquerel begann man dann zu verstehen,
dass alles ein bisschen radioaktiv ist, der Erdboden ist radioaktiv,
und das ist vermutlich die Quelle der Entladung eines Elektroskops oder die Quelle der Entdeckung von Strahlung.
Nun, die meisten Physiker sagten, das sei nur Hintergrund, kein Grund sich darüber Gedanken zu machen.
Aber es gab eine kleine Gruppe Physiker, die sich genauer darüber Gedanken machte,
ob wir diese Ionisierung durch Radioaktivität erklären könnten.
Und das war etwa um den Jahrhundertwechsel und die Idee war, wenn Radioaktivität vom Erdboden kommt, dann sollte,
wenn ich meinen Detektor nehme, was auch immer das ist, und ihn hoch in die Atmosphäre bringe, die Strahlung abnehmen.
Und das erste, sehr dramatische Beispiel dafür war der deutsche Physiker und Jesuitenpater, Theodor Wulf,
der in Holland, Valkenburg, lehrte, und der einen wunderschönen,
von ihm selbst entwickelten Detektor nahm und auf den Eiffelturm stieg, was an sich schon eine Leistung ist.
Und so fing er an, dies ist die Ionisierungsrate 22 Ionenpaare pro Kubikzentimeter pro Sekunde.
Er geht nach Paris, dort ist es ein bisschen anders,
das zeigt, dass die natürliche Radioaktivität vielleicht ein bisschen anders ist.
Und dann besteigt er den Eiffelturm und unternimmt mehrere Messungen, kehrt auf den Boden zurück und geht nach Hause.
Und Sie können erkennen, dass es einen vielleicht nur schwachen Beweis gab…, ich glaube, wir wären sehr…,
es würde in physikalischen Veröffentlichungen nicht anerkannt,
aber auf jeden Fall gab es eine kleine Abnahme bei der Ionisierung als sich sein Detektor auf der Spitze des Eiffelturms befand.
Nun, das wies damals darauf hin, dass man etwas höher gehen sollte.
Und so stieg Viktor Hess, dem ein Schweizer Ballonfahrer vorausging, in einem Ballon auf,
um festzustellen, ob die Radioaktivität, falls es sich darum handelte, weiter abnehmen würde.
Und dies stammt aus seiner Schrift, sein letzter Flug 1912, hier ist die Höhe,
er hatte 3 Detektoren, um die Ionisierung zu messen, und als er weiter in die Höhe stieg, war die, die er am besten fand,
eine hoch in der Luft, und man musste sie korrigieren und eine ging von etwa 20 bis 35 Ionenpaare pro cm3 pro Sekunde.
Und dies wurde entdeckt, es wurde im Wesentlichen später durch den Nobelpreis anerkannt, aber erst 1936.
Er musste lange warten, von 1912 bis 1936.
Ich meine, die mittlere Zeit zwischen der Entdeckung und der Auszeichnung liegt wahrscheinlich bei 12 Jahren.
Nun, das war eine kleine Abweichung zur langen Seite.
Und dann, 1913, 1914 unternahm ein weiterer Physiker, den ich wirklich bewundere,
Werner Kolhörster, einen Ballonflug auf 9000 Meter.
Er musste Sauerstoff atmen und der Ballon war mit Wasserstoff gefüllt, um genug Auftrieb zu erhalten.
Und man kann erkennen, dass sich bei einer Höhe von 9000 Metern der Effekt um beinahe den Faktor 10 erhöht.
Das machte es ganz einfach offensichtlich, dass die Strahlung aus dem Weltraum stammt.
Spulen wir jetzt im Schnelldurchlauf 90 Jahre vor und das ist jetzt das,
was wir vor ungefähr 10 Jahren über kosmische Strahlung wussten.
Das ist das Energiespektrum der kosmischen Strahlung und Sie können erkennen,
dass es sich über etwa 10 Größenordnungen erstreckt, 30 Größenordnungen für 10 Größenordnungen bei der Energie.
Und es ist ein einfaches Spektrum ohne viele Merkmale.
Es gibt ein Merkmal gleich hier, das ist das Knie gleich hier, und dann gibt es ein paar weitere Merkmale hier unten.
Und um Ihnen eine Perspektive zu geben, der Strahl des LHC liegt bei ungefähr 7 mal 10 hoch 12 Elektronenvolt,
aber durch geschicktes Kollidierenlassen von Strahlen erhalten Sie die entsprechende Energie in der zentralen Masse,
die bei etwas über 10 hoch 17 eV liegt.
Nichtsdestotrotz gibt es eine erhebliche Anzahl kosmischer Strahlen, die weit über dem liegen,
was mit vom Menschen gebauten Beschleunigern erreicht werden kann.
Sich damit zu beschäftigen ist also ziemlich interessant.
Und wenn wir jetzt z.B. ein 10-hoch-20-eV-Proton mit einer Energie von 16 Joules nehmen,
entspricht das in etwa der kinetischen Energie von Roger Federers zweitem Aufschlag.
Daher haben wir mikroskopisch und makroskopisch dieselbe Energieskala
und es gibt wirklich keine bekannten astrophysikalischen Quellen, die in der Lage zu sein scheinen,
solch enorme Energien zu erzeugen.
Hier gibt es also eine wissenschaftliche Notwendigkeit.
Es ist eine Erforschung wert, und alles, was Sie als Physiker tun können,
ist alle Attribute dieser Schauer so gut es geht zu messen.
Jedoch ist die Rate bei dieser höchsten Energie, die ich Ihnen gleich zeigen werde,
der Punkt, an dem wir wirklich etwas erfahren könnten, sie beträgt 1 pro km2 pro Jahrhundert.
Aber Physiker, insbesondere wenn Sie aus der Hochenergiephysik kommen, denken in großen Dimensionen.
Wenn Sie also etwas Großes bauen, sagen wir, Sie bedecken 3.000 km2 mit Detektoren,
dann erhalten Sie 30 Ereignisse pro Jahr über 10 hoch 20.
Das also ist die Motivation.
Und die Natur versorgt uns mit einigen Analysewerkzeugen.
Nun, zuerst gibt es magnetische Felder außerhalb unserer Galaxie, in unserer Galaxie.
Das ist nur eine kleine Übung in 2 Dimensionen zu dem, was geschieht,
wenn Sie 10-hoch-18-eV-Protonen in einem Gauss’schen Nanozufallsfeld von etwa 1 Megaparsec haben.
Und Sie erkennen, dass das, was Sie hier sehen, ein sehr diffuser Vorgang ist,
wenn Sie also einen kosmischen Strahl wie hier sehen, denken Sie, er kommt von hier,
aber natürlich ist er in der Mitte entstanden.
Es gibt also keine Möglichkeit zu betrachten, woher kosmische Strahlung kommt,
während Sie sie beobachten, das einen Bezug zur Quelle hat.
Lassen Sie uns aber etwas höher gehen, die gleiche Berechnung,
aber lassen Sie uns energetisch um den Faktor 100 höher gehen und Sie erhalten das.
Es gibt also ein wenig Hoffnung, dass wir, wenn wir die energiereichste kosmische Strahlung betrachten,
in der Lage sein könnten, zu erkennen, woher sie stammt.
Nun gibt es ein weiteres Analysewerkzeug der Natur, nämlich die kosmische Mikrowellen-Hintergrundstrahlung,
die hier bereits ausführlich diskutiert wurde.
Große Entdeckung 1965 und wieder mit dem Nobelpreis belohnt.
Nun, was geschieht ist, dass ein Proton von 10 hoch 20 eV mit einem Photon des Mikrowellenhintergrunds
in Wechselwirkung tritt, das 10 hoch minus 3 eV hat, das ist eine extreme Anwendung der speziellen Relativität,
denn im Zentrum dieser Kollision haben wir mehrere Hundert MeV, was bedeutet,
dass dieses Proton, das mit der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung in Wechselwirkung tritt, Pionen freisetzen
und daher Energie verlieren wird.
Und dieses kleine Diagramm zeigt:
Wenn ich eine Quelle mit einer Energie von 10 hoch 21 eV habe
und hier haben wir eine Fläche von 1, 10, 100 Megaparsec Entfernung,
verliert sie durch die Wechselwirkung mit dem Mikrowellenhintergrund während der Ausbreitung an Energie.
Und wenn es bei 10 hoch 22 anfinge, das Gleiche, aber was Sie ungefähr erkennen können ist, dass,
wenn Sie eine kosmische Strahlung über 10 hoch 20 eV entdecken, diese aus nicht allzu großer Entfernung kommen muss,
denn sie verliert Energie.
Das ist der Einfluss der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung, der bedeutet, wenn Sie die höchsten Energien betrachten,
müssen diese nicht sehr weit entfernt entstanden sein, das bedeutet, die Anzahl möglicher Quellen ist kleiner,
und es bedeutet auch, dass die Pfadstrecke kürzer ist, es weniger Einflüsse des magnetischen Feldes gäbe.
Daher hatten wir den Gedanken, dass es sinnvoll sein könnte, ein Gerät zu bauen, das empfindlich genug wäre,
eine erhebliche Menge kosmischer Strahlung mit sehr hoher Energie zu erkennen, denn dann bestünde die Chance,
von zufälligen Richtungen auf eine, wenn Sie so wollen, Astronomie kosmischer Strahlung zuzusteuern.
Jetzt ein paar Einzelheiten, auch wenn wir uns darüber nicht zu sehr den Kopf zerbrechen sollten, aber es stellt sich heraus,
dass es bei schweren Kernen zur Photospaltung kommt, wenn Sie diese sich im Mikrowellenhintergrund ausbreiten lassen.
Und wenn wir Protonen nehmen, die so wie ich es beschrieben habe mit der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung wechselwirken,
tritt Photospaltung bei Eisen auf, bei den leichteren Elementen jedoch, da sie einen höheren Lorentzfaktor haben,
tritt die Photospaltung leichter auf.
Das also ist ein Graph, aus…, wenn man ein Teilchen mit über 6 x 10 hoch 19 eV findet,
ist dieses gekommen aus…, 50 % werden aus einer Entfernung von etwa 50 Megaparsec gekommen sein.
Aber besonders die mittleren Elemente werden von diesem Faktor absorbiert.
Es ist also mehr als ein Ansatz, den Erforscher der kosmischen Strahlung verwenden,
wenn ich eine gemischte Zusammensetzung in der Atmosphäre habe, ist die Annahme Protonen und Eisen,
wenn sie aus einer Entfernung von 10, 20 Megaparsec stammen, es ist mehr als ein Ansatz, es ist nahe an der Realität.
So können wir versuchen zu verstehen, der Strahl kosmischer Strahlung besteht entweder aus Protonen oder Eisen,
das ist nicht perfekt, aber es ist eine hilfreiche Art zu denken und nicht zu, zu falsch.
Jetzt, wie entdecken wir diese Dinge bei dieser höheren Energie?
Der Fluss ist so gering, man kann keinen Satelliten hochschicken, wenn jedoch ein 10-hoch-20-eV-Proton hier auftrifft,
erzeugt seine erste Wechselwirkung 1.000/5.000 Teilchen, jedes davon erzeugt vielleicht 50, jedes davon 10.
Es entsteht also eine Kaskade, ein Teilchen mit 10 hoch 20 erzeugt an der Erdoberfläche
so etwas wie 10 hoch 10 Sekundärteilchen und die verteilen sich über viele Kilometer.
Diese entdeckt man, indem man Teilchendetektoren auf dem Erdboden aufstellt und Koinzidenzen über mehrere Tanks misst,
und dann suchen und filtern Sie die energiereichste kosmische Strahlung heraus
und durch Zeitmessung kann man die Richtung ableiten.
Es gibt eine zweite, sehr viel elegantere Technik, die Luftfluoreszenz, Stickstofffluoreszenz,
wenn geladene Teilchen hindurch fliegen, und auch wenn sie schwach ist, vielleicht 4 ultraviolette Photonen pro Meter,
erhalten Sie bei 10 hoch 10 Teilchen dennoch eine ganze Menge Licht,
daher können Sie ein in Segmente unterteiltes Teleskop mit Photodetektoren bauen,
um das Licht der kosmischen Strahlung direkt zu sehen.
Dies sind also zwei Techniken, die eingesetzt wurden.
Und vor 6 Jahren bestand der Status des kosmischen Spektrums bei den höchsten Energien, auf die wir uns konzentrieren wollen,
bei denen wir, wie ich versucht habe zu erklären, die größten Chancen haben,
so etwas wie Astronomie zu betreiben, aus 2 Experimenten:
ein japanisches in rot, das ein sich ohne Unterbrechung fortsetzendes Spektrum ergab,
und ein zweites Experiment, bei denen Fluoreszenzdetektoren zum Einsatz kamen, das diesen Knick hier drüben ergab.
Nun, dieser Knick hier entspricht nicht wirklich dem,
was Sie vom Einfluss der kosmischen Mikrowellen-Hintergrundstrahlung erwarten würden,
denn diese nimmt Ihrem Strahl aufgrund des Energieverlusts eine Menge Quellen für die höchsten Energien weg.
Es gab also diese Zwei.
Diese rote Kurve wäre sehr spannend gewesen, weil sie der normalen Vorstellung vollkommen widersprach,
auch den Gesetzen der Physik.
Und viele Forschungsartikel wurden geschrieben,
die dieses ungewöhnliche Phänomen für die Ausdehnung des Spektrums verantwortlich machten.
Ich kann Ihnen die Details heute Nachmittag geben, wenn Sie zum alten Rathaus kommen,
denn da habe ich jede Menge Zeit, über all das hier zu sprechen.
So begannen wir 1992 mit der Hilfe von Kollegen und unter großem Einsatz, wir versuchten und schafften es auch erfolgreich,
eine große internationale Zusammenarbeit zu organisieren, diese reichte von Portugal bis Vietnam
und wir schlugen unsere Zelte an einem Ort in Westargentinien auf, direkt gegenüber der Anden.
Und allein die Geschichte der ganzen Organisation und des erfolgreichen Abschlusses wäre interessant zu erzählen,
aber ich habe dazu keine Zeit.
So, was wir an diesem Standort in Argentinien entwerfen ist eine Anordnung von 1.600 Wasserdetektoren,
die ich gleich beschreiben werde, umgeben von 4 dieser Teleskope, die die Fluoreszenz der kosmischen Strahlung erkennen.
Und wir entschlossen uns, beide Techniken zusammen zu verwenden
und die 2 in Kombination sind sehr viel leistungsfähiger als eine alleine.
Das hier zeigt die 2 Detektoren, hier ist der Oberflächendetektor,
der aus einem Wassertank mit 12 Tonnen Wasser besteht, und hier ist eines der 4 Teleskope.
Ich zeige Ihnen gleich noch ein bisschen mehr.
Die Tanks sind recht groß und sie sind weitflächig verteilt, und daher ist es sehr schwierig,
wenn Sie sich bei einem davon befinden, den anderen zu sehen,
aber ich glaube, sie können 1, 2, 3, 4 davon in dieser Weitwinkelansicht erkennen.
Es ist ein immenses Experiment und jeder, der das wirklich verstehen möchte…,
es besteht nicht aus kleinen Punkten auf einem Computerbildschirm, es ist eine riesige Anlage,
die sich über Hunderte und Hunderte von Quadratkilometern erstreckt.
Jetzt ein bisschen mehr zu den Tanks, sie nutzen den Tscherenkow-Effekt,
und wir stellten die Tanks draußen unter freiem Himmel auf.
Es gab keine Möglichkeit, sie anzuschließen, es gab keine Steckdosen, daher verwendeten wir Sonnenenergie,
für das Timing des GPS-Systems verwenden wir Batterien zur Ansammlung der Sonnenenergie.
Es gibt 3 Photoröhren und dann diese kleine Yagi-Antenne, die die Daten dieses Tanks,
wenn dieser meint, etwas entdeckt zu haben, an eines dieser Zentren sendet,
bei denen es sich um Konzentratoren an den 4 Fluoreszenzdetektoren handelt.
Dies zeigt ein bisschen was über die Entdeckung.
Licht zu entnehmen ist sehr einfach, Wassertanks sind sehr günstig.
Sie sind aber nicht so leicht aufzustellen.
Zumindest gab es im ausgesuchten Gebiet jede Menge Bäche und Flüsse, hier sehen Sie einen Tank,
der auf einem Anhänger auf die andere Seite des Flusses gezogen wird,
und dort ist der Wasserwagen mit einem Schlauch, um ihn mit Wasser zu füllen, nachdem er drüben angekommen ist.
Es war nicht bei allen so, das ist ein extremes Beispiel.
Und dann teilen wir uns dieses Land mit den Rindern und anderen Tieren, die einfach unsere Freunde, Freunde der Physiker sind.
Jetzt zu den Oberflächendetektoren, bei einem größeren Schauer werden viele der Tanks angeregt
und das ist eine Anordnung von etwa 10 Tanks, die getroffen wurden.
Dies ist die laterale Verteilung, aus der Sie den Kern des Schauers rekonstruieren,
und dann können Sie erkennen, dass sich die Auswirkungen des Schauers über 3 Kilometer vom Zentrum entfernt manifestieren,
und dieser kleine rote Punkt steht für 1.000 Meter.
Und das ist die Zahl, die die Energie, wie sie vom Tank gesehen wird, wirklich beschreibt.
Die Signale werden von einem Zeitschreiber aufgenommen und über mehrere Mikrosekunden ausgebreitet.
Sie können so einer Darstellung sehr viele Informationen entnehmen.
Und welche Stärke hat das Signal?
Wir kalibrieren die Tanks mit einzelnen Myonen, die diese vertikal durchdringen,
und die ein paar Hundert MeV deponieren, und das nennen wir ein vertikales Äquivalenzmyon.
Alle unsere Signale sind dahingehend kalibriert, wie viele Äquivalenzmyonen durchgegangen sind.
Das sind weniger wichtige Details, die aber heute Nachmittag hinreichend erklärt werden können.
Der andere Detektor ist ein Fluoreszenzdetektor.
Es gibt 4 Gebäude wie dieses, und sie haben 6 herausschauende Erker
und das Gesichtsfeld der Fluoreszenzdetektoren beträgt in der Höhe 30 Grad, in Azimuth 30 Grad.
Weitere Details:
Sie haben einen sphärischen Spiegel, der den Himmel auf eine Anordnung aus Photomultipliern konzentriert,
und sie besteht aus einer Art einfacher Schmidt-Optik mit einer Schmidt-Korrektur, die ungefähr funktioniert.
Man muss die Fluoreszenzausbeute kennen, und wenn Sie diese und ein paar andere Details kennen,
erhalten Sie absolut die Energie des Schauers durch die Messung der Lichtmenge.
Es fanden also Experimente statt, die vermutlich bahnbrechend waren
oder zumindest das Beste beim Messen des Stickstoff-Fluoreszenzspektrums nach Anregung durch Elektronen.
Wir müssen messen, die Atmosphäre beschreiben, wir machen viele Dinge,
das ist nur ein Beispiel mit Ballonflügen zum Messen der Temperatur,
der Feuchtigkeit und des Drucks der Atmosphäre beim Aufsteigen.
Das braucht man, um die Fluoreszenzmessungen durchzuführen.
Fluoreszenzmessung ist etwas Wunderbares, aber es gibt einen Nachteil:
sie funktioniert nur in dunklen, mondlosen Nächten, was bedeutet, dass sie nur etwa 10 % der Zeit funktioniert.
Aber wie Sie sehen werden, verwenden wir die Fluoreszenzdetektoren, um die Bodendetektoren zu kalibrieren.
Das ist die Darstellung eines tollen Hybridereignisses, auf der wir hier die Schauerachse hereinkommen sehen,
die ungefähr 20 Tanks trifft, und dann können Sie mit dem Fluoreszenzdetektor die Entwicklung des Schauers sehen,
er beginnt, steigt bis zum Höhepunkt an und ebbt dann ab.
Wenn Sie die Fläche hier drunter integrieren und die richtigen Konstanten verwenden,
erhalten Sie direkt die Energie des Luftschauers.
Im Mai 2007 sahen wir unser erstes Ereignis, alle 4 Fluoreszenzdetektoren sahen diesen Schauer.
Das war gute PR.
Und jetzt gehe ich schnell auf 3 Dinge ein.
Das Spektrum:
man misst das Spektrum durch Kalibrierung des hier dargestellten Signals des Bodendetektors
gegen das Signal der in den Fluoreszenzdetektoren gemessenen Energie.
Und man erkennt eine wunderschöne Korrelation.
Wir verwenden also den Fluoreszenzdetektor, um den Oberflächendetektor zu kalibrieren.
Und dies ist jetzt das Spektrum, das wir erst vor relativ kurzer Zeit aufgestellt haben.
Sie erkennen dort mehrere Merkmale, und das sind jetzt etwa 3,5 Jahre Integrationszeit, eine extrem lange Integrationszeit,
denn diese Dinge gelten für Ereignisse mit einem Zenithwinkel von unter 60 Grad.
Nun, das hier ist einfach ein Graph der Anzahl der Ereignisse,
aber der Detektor gibt eine gleichförmige Antwort von 10 hoch 18 bis dahin, wo auch immer die Daten aufhören.
Sie erkennen 3 Merkmale, Sie erkennen, dass der obere Abschnitt ein steileres Spektrum ist,
und dann gibt es einen Punkt genau hier… die Batterie ist leer, ich kann es auf dem Bildschirm nicht zeigen...
egal, Sie erkennen, dass das Spektrum dann abflacht und lange Zeit linear verläuft
und dann ziemlich dramatisch abfällt, über 19,5.
Das ist der Beweis für den Einfluss der Mikrowellen-Hintergrundstrahlung.
Dramatisch und eindrucksvoll durch einen Verlust um den Faktor 10 gezeigt.
Es gibt eine 55-EeV-artige Markierung, bei der wir uns diese Ereignisse anschauen sollten,
die möglicherweise auf etwas hinweist, denn das ist der Punkt,
an dem das Spektrum um den Faktor 2 von der normalen Steigung abfällt.
OK, dann lassen Sie uns jetzt die Ereignisse betrachten, die über 55 EeV liegen.
Hier haben sie die Hälfte des Experiments hinter sich, bis jetzt,
und die kleinen roten Punkte sind ein Katalog von AGNs und die kleinen Kreise sind die Richtungen unserer kosmischen Strahlung.
Dies ist eine graphische Darstellung unserer Galaxis, hier entlang läuft die galaktische Ebene
und bis August 2007 fanden wir eine Korrelation von etwa 80 %.
Eine Korrelation zwischen der Richtung kosmischer Strahlung.
Sie haben eine endliche Größe, denn dies ist eine Schätzung dessen, auf was sich die Winkelauflösung belaufen könnte,
aufgrund des Detektors, aber wahrscheinlicher eine Schätzung dessen, was die Auswirkungen des magnetischen Feldes sein könnten.
Wir wissen das nicht genau, aber egal, wir haben eine Korrelation gefunden und wir haben unsere Science…
Nicht nur die Eleganz sehen, wir haben unser wunderschönes Deckblatt, auf dem Sie nicht sehr viel erkennen können,
denn die Künstler bestehen darauf, es zu schick zu machen und vernichten dabei Informationen.
Aber die Informationen waren natürlich im Artikel enthalten.
Nun, was ist seitdem geschehen?
Hier ist eine Darstellung, bei der das Rote die Anhäufung dieser hochenergetischen Ereignisse über 55 EeV ist.
Und das Blaue ist die Anzahl, die mit dem Katalog der AGNs korreliert.
Diese rote Markierung genau hier zeigt, wann wir unseren Artikel veröffentlicht haben.
Und das zwang wohl die Natur zu sagen, vielleicht habt Ihr ja doch nicht so recht,
denn in den nächsten 200 Tagen ergab sich nicht eine einzige Korrelation, obwohl sich die Daten anhäuften
und schließlich begannen, sich zu erholen, aber unsere Korrelation sank von 80 % auf 40 %.
Und die Zufallskorrelation liegt bei 20 %.
So unsere Behauptung, dass es eine Korrelation mit den AGNs gibt, was ja genau das ist,
wonach wir Ausschau halten, ist jetzt nicht mehr so sicher wie zuvor,
aber was kann ich tun, was können wir tun, die Natur, sie erzählt die Geschichte.
Und das Letzte ist jetzt etwas, das Dehnrate genannt wird.
In Worten bedeutet das grob, wenn ich einen schweren Kern wie Eisen nehme,
tritt dieser höher in der Atmosphäre in Wechselwirkung und erzeugt einen Luftschauer,
der im Durchschnitt weiter oben in der Atmosphäre stattfindet.
Handelt es sich um ein Proton, dringt dieses tiefer ein und der Schauer erreicht seinen Höhepunkt weiter unten in der Atmosphäre.
Wenn Sie jetzt so eine Art kleiner Simulation durchführen, erhalten sie dieses Ergebnis.
Blau ist eine Ansammlung von Eisenschauern, durch Eisen ausgelöste Luftschauer, und das Rote sind die Protonenschauer.
Sie erkennen 2 Dinge, zum einen, was ich erwähnt habe,
dass das Eisen weiter oben in der Atmosphäre ist, die Atmosphärentiefe wird grafisch unten dargestellt.
Aber Sie sehen noch etwas, nämlich die Fluktuationen, beim Eisen gibt es weit weniger Fluktuationen als bei den Protonen,
und das liegt einfach daran, dass, wenn Sie einen kleinen Wirkungsquerschnitt nehmen, dieser in der Tiefe mehr schwankt,
und ein großer Wirkungsquerschnitt weniger.
Und dann können Sie im Wesentlichen darstellen, was Sie erwarten würden für das, was Dehnrate genannte wurde, hier Protonen,
und wenn Sie zu höheren Energien gehen, wächst das mittlere Maximum des Schauers logarithmisch mit der Energie.
Und das hier sind Protonen und dies hier ist Eisen, und Photonen,
wenn wir Photonen im Strahl hätten, wären diese sogar noch tiefer.
Das ist also eine zumindest grobe Möglichkeit, die primäre Zusammensetzung zu messen.
Und ich habe bereits gesagt, dass es sich grob gesagt, entweder um Protonen oder um Eisen handelt.
Nun, was wir hier sehen, ist, dies sind 2 Graphen, der erste Graph links ist die mittlere Tiefe des Maximums des Schauers,
und Sie erkennen, er steigt ein wenig und flacht dann ab.
Und wenn wir uns Blau nähern, bedeutet das, die primäre Energie, primäre Zusammensetzung wird leichter.
Informativer sind jedoch die Fluktuationen, die sehr, sehr eng werden, und das lässt vermuten,
dass, was immer wir hier haben, dass es sich entweder um Eisen handelt oder um etwas,
das sehr viel stärker wechselwirkt als wir erwartet hätten, das wird klar deutlich.
Da der Fluoreszenzdetektor jedoch nur 10 % der Zeit eingesetzt werden kann,
ist die Überschneidung mit der Anzahl der Ereignisse über 55 EeV ein bisschen…, beinahe nicht vorhanden.
OK, ich komme jetzt zum Ende, was wir also im Moment haben ist vielleicht ein Konflikt zwischen der Korrelation mit den AGNs,
was tatsächlich bedeuten würde, dass der Einfluss des magnetischen Feldes gering ist, und die Zusammensetzung,
wenn sie schwer wird…, dies sind stark..., alle Kerne sind vollständig ionisiert...,
wird der Einfluss des magnetischen Feldes sehr stark.
Wenn er bei Eisen 26 Mal so stark ist, würde die Korrelation bei schweren Kernen vollständig aufgehoben.
Das also ist die Spannung zwischen diesen beiden Ergebnissen, das ist das, was uns die Natur präsentiert.
Und das ergibt die Möglichkeit, dass der Wirkungsquerschnitt der Proton-Luft-Wechselwirkung weit größer wird,
über 10 hoch 19 eV, was ein hervorragendes Ergebnis in der Teilchenphysik wäre.
was mit dem LHC möglich ist, und den paar bescheidenen Dingen, die für uns hier möglich sind.
OK, das ist eine Zusammenfassung, es gibt noch viele weitere Messungen und viele Neutrinolimits, Photonlimits,
all das, aber wir haben 3 Dinge getan, das Spektrum zeigt deutlich den Abfall des Spektrums,
die Flussunterdrückung der hochenergetischen kosmischen Strahlung.
Hier sehen Sie eine weitere, ziemlich beeindruckende Korrelation eines anderen AGN-Katalogs mit einer Art Gewichtung.
Sie erkennen, dass die kosmische Strahlung, die aus schwarzen Punkten besteht, ziemlich gut korreliert.
Und schließlich, worauf ich gerade angespielt habe, die verwirrende Zusammensetzung.
Es liegt also eine Menge Arbeit vor uns, wir würden gerne ein weiteres, 7 Mal größeres Feld in Colorado bauen.
Wir kämpfen noch mit dem DOE (US-Energieministerium), Ich hoffe, sie sind hier, um mir zuzuhören,
und wir zeigen ihnen, wie es geht.
Das war’s, vielen Dank.
