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Neutrino Astronomie
Christian Sailer
Universität Karlsruhe
Inhalt
Neutrinos Warum Neutrino-Astronomie?
Das Rätsel der höchstenergetischen kosmischen Strahlung
Neutrinos als Analysewerkzeug für die Quellen der ultra-hochenergetischen Kosmischen Strahlung
erwartete und garantierte Neutrinoflüsse Detektion von hochenergetischen Neutrinos
Detektionsprinzip Experimente zur Detektion hochenergetischer
Neutrinos Ergebnisse und Ausblick
Einleitung
Neutrinos
Neutrino - Wechselwirkungen
Lepton, das nur schwach oder gravitationell inter-agieren kann, z.B. ein Elektronneutrino
charged current (CC) neutral current (NC)
Neutrino - Wechselwirkungen
Wirkungsquerschnitt äußerst gering, z.B. für ein Elektronneutrino auf ein festes Eisentarget ist
was (bei E=1MeV) einer Wechselwirkungslänge
entspräche! Mit steigenden Energien steigt auch die schwache
Kopplungskonstante Erde ist für ein PeV-Neutrino nicht mehr transparent!
GeV
Ecmtot
241107,1
lyn
L 301
Astronomie mit Neutrinos
Photonen können absorbiert werden
Geladene Teilchen werden von kosmischen Magnetfeldern abgelenkt
Ihre Herkunft ist nicht mehr ermittelbar
Nur Neutrinos geben sicher Auskunft über ihre Herkunft und über Vorgänge in dichten, für andere Teilchen nicht-transparente Regionen
Bild: Super-Kamiokande und SOHO
Bisherige Beobachtungen
Beobachtung solarer Neutrinos, z.B. mittels Wasser-Cerenkov-Detektoren wie Super-Kamiokande
Bild: Super-Kamiokande und SOHO
Bisherige Beobachtungen
Nachweis, für Fusion im Innern der Sonne
Bestätigung der Sonnenmodelle
Entdeckung der Neutrino-Oszillation
Bisherige Beobachtungen
1987 wurde in der Großen Magellanschen Wolke eine Supernova beobachtet
~20 Neutrinoereignisse am KAMIOKANDE-II konnten später dieser Supernova zugeordnet werden
kamen früher an als Licht, da sie der Supernova früher entkamen
Bestätigung der Supernova-Modelle
Bild: Hubble Space Telescope
Motivation
Warum (Hochenergie-) Neutrino-Astronomie?
Kosmische Strahlung bis ~1015 eV
Diagramm nach S. Swordy, Univ. Chicago
Etwa bis zum Knie ist Kosmische Strahlung (KS) mit Supernova-Überresten (SNR) erklärbar
Kosmische Strahlung bis ~1018 eV
Diagramm nach S. Swordy, Univ. Chicago
Darüber sind Energien erklärbar durch Beschleunigung z.B. in Binärsystemen, Neutronensternen,…
Ab 1018 eV wird Übergang von galaktischen zu extragalaktischen Quellen vermutet, da gyromagnetischer Radius größer als Galaxis wird
Höchstenergetische KS
Bei sehr hohen Energien ist die Herkunft mit konventionellen Modellen nur noch schwer erklärbar
Höchstenergetische KS (UHECR) wurde aber von zwei Experimenten beobachtet
AGASA
Diagramm: AGASA Kollaboration
Woher stammen p mit E>EeV?
sogenannte „Bottom-Up“-Modelle, d.h. Teilchen werden durch Schock-beschleunigung auf höhere Energien gebracht
In Bereich mit Magnetfeld B, Ausdehnung L und Geschwindigkeit der Schockfront sc können Teilchen mit Ladung ze maximal auf Emax~szBL
beschleunigt werden. Mögliche Quellen werden
in Hillas-Diagrammen aufgetragenDiagramm: H.Blümer, Univ. Karlsruhe
Greisen-Zatsepin-Kuzmin cutoff
pp
np
0
Protonen mit Energien > 50 EeV können mit Photonen der kosmischen Hintergrundstrahlung wechselwirken, wobei Pionen entstehen
=> Höchstenergetische Protonen haben nur eine beschränkte Reichweite (~10 Mpc für ein Proton mit 100 EeV)=> Quellen müssen in unserem Supercluster sein
GZK - Effekt
Simulation des Energieverlustes hochenergtischer Protonen durch GZK
Protonen mit unterschiedlichen Energien werden nach ca. 100 Mpc auf die GZK-Schwellenenergie „abgebremst“
Bild: F.A. Aharonian, J.W. Cronin, Univ. Chicago
E0 = 1022 eV
E0 = 1021 eV
E0 = 1020 eV
Sehen wir einen GZK cutoff?
HiRes beobachtet Abfallen des Flusses konform mit einem GZK-cutoff
Nach AGASA setzt sich das Spektrum hingegen ohne Cutoff fort
HiRes-Collaboration
Top-Down Modelle
Top-Down Modelle umgehen das GZK-Problem, weil die Quellen lokal wären
Kosmische Strahlung ist Zerfallsprodukt aus kosmologischen Überresten MGUT ~ 1024 eV, z.B. X-Teilchen aus GUT topologische Defekte Z-bursts
Neutrinos als weitere Observable
Sowohl Bottom-Up als auch Top-Down-Modelle sagen einen begleitenden Fluss hochenergetischer Neutrinos voraus!
Messungen des assoziierten Neutrino-Flusses können die verschiedenen Modelle überprüfen
Protonen werden in Region mit hohem Magnetfeld beschleunigt
Einige Protonen interagieren mit Photonen oder anderen Protonen zu Pionen
zerfallen zu zwei und einem e, 0 in zwei Photonen
Energie in etwa gleich verteilt zwischen KS, Gammastrahlung und Neutrinos
Neutrinos aus Bottom-Up-Modellen
pp 0
Korrelation zwischen Spektrum der KS mit dem der Neutrinos
Vorhergesagter -Fluss (Waxman-Bahcall) ist relativ gering: ~10-50 pro km² und Jahr
Detektoren mit km³ Volumen
Waxman-Bahcall-Fluss
pp 0
Beispiel: Gamma Ray Bursts
GRBs sind gewaltige Energieausbrüche (~1045J/s), v.a. im Gammabereich
Eigenschaften von GRBs
Die hohe Helligkeit führte zur Annahme, dass die Quellen in unserer Galaxie liegen
Wurde widerlegt durch die sehr gleichmäßige Verteilung der beobachteten GRBs
Strahlung wird nur in kleinen Raumwinkel abgegeben
GRBs sind kurz (Zeitskala: Millisekunden bis Minuten)
Veränderungen im Spektrum treten innerhalb von Millisekunden auf
=> Kompakte Quelle mit R ~ 100km
GRBs: Feuerball-Modell
Ähnlich wie frühes expandierendes Universum: Strahlungsdominierte Suppe aus Leptonen,
Photonen und einige Baryonen Heiß genug für freie Paarbildung Photonen sind im Feuerball gefangen
Strahlungsdruck treibt relativistische Expansion an
GRBs: Feuerball-Modell
Leptonen und Baryonen werden mitbeschleunigt
Bei genügend großer Ausdehnung wird Medium transparent, d.h. Strahlung wird freigelassen und die Beschleunigung endet
Forderungen an die Beschleunigungszeit und die Stärke der Beschleunigung führen auf mögliche Protonenenergien von 1020 eV
Neutrinos werden v.a. bei Wechselwirkungen zwischen Protonen mit Photonen des Feuerballs erzeugt
Vorausgesagter -Fluss: ~ 25 pro km² und Jahr
Beispiel: Aktive Galaktische Kerne
Aktive galaktische Kerne (AGN) sind viel versprechende Kandidaten als Quelle
Bestehen in der Kernregion aus einem supermassiven Schwarzen Loch, das von einer Akkretionsscheibe umgeben ist
Senkrecht dazu bildet sich ein hochrelativistischer Jet aus
Könnte Quelle für höchst-energetische Protonen sein
Vorausgesagter -Fluss: ~ 1-70 pro km² und Jahr
M87 Bild: Hubble Space Telescope
Neutrinos aus Top-Down-Modellen
Bei Top-Down-Modellen entstehen Neutrinos aus Zerfällen von kurzlebigen Vorgängerteilchen
Top-Down-Modelle sagen relativ hohe Flüsse bei hohen Energien voraus
Dia
gra
mm
: G
.Sig
l, Inst
itut
d’A
stro
physi
que
Pari
s
GZK-Neutrinos als garantierter Fluss
Der GZK-Effekt erzeugt auch Neutrinos
Erwartete Flüsse sind aber gering: ~ 0,1 bis ~ einige pro km² und Jahr
np
ee
Atmosphärische Neutrinos
Eine hohe Anzahl an Neutrinos wird in der Atmosphäre bei Luftschauern erzeugt, z.B. beim Zerfall geladener Pionen in Myonen und bei deren weiterem Zerfall in Elektronen
Erzeugen hohen -Fluss, v.a. bei „niedrigen“ bis mittelhohen Energien
Résumé: erwartete -Flüsse
Garantierte Flüsse: Atmosphärische Neutrinos Neutrinos aus Wechselwirkungen der KS mit
interstellarer Materie, Spektrum sollte dem der KS entsprechen
GZK-Neutrinos Modellrechnungen liefern Flüsse für mögliche
Quellen aus: Bottom-up-Modellen, wie AGNs und GRBs Top-Down-Modellen
Résumé: erwartete -Flüsse
1 pp core AGN (Nellen)2 p core AGN Stecker & Salomon)3 p „maximum model“ (Mannheim et al.)4 p blazar jets (Mannh)5 p AGN (Rachen & Biermann)6 pp AGN (Mannheim)7 GRB (Waxman & Bahcall)8 TD (Sigl)
Diagramm: Mannheim, Learned
Zusammenfassung
UHECRs existieren! Sie wurden beobachtet! Die Quellen sind aber noch unklar.
Es gibt zwei Erklärungsansätze für ihre Herkunft: bottom-up: Beschleunigung in klassischen Quellen,
Problem ist eventuell der GZK-cutoff top-down: UHECRs sind Zerfallsprodukt aus
exotischen Teilchen, Quellen in der Nähe könnten GZK-cutoff umgehen
In beiden Fällen müssen UHECRs mit einem Neutrino-Fluss assoziiert sein
mit Neutrino-Astronomie könnte man die Quellen beobachten und die Mechanismen für die Erzeugung von UHECRs untersuchen
Detektion
Detektion von hochenergetischen
Neutrinos
Optischer Cerenkov-Effekt
Geladene Teilchen mit Überlichtgeschwindig-keit in einem Medium strahlen Licht entlang eines Machkegels aus
Abstrahlwinkel gegeben durch
Strahlung ist sehr breitbandig, hier wird nur im optischen Bereich mit Photomultiplier (PMT) detektiert
Bild: Wikipedia
Anforderungen an das Medium
Es gibt einige Bedingungen die das Medium erfüllen muss: möglichst transparent Brechungsindex n groß muss in großer Menge vorhanden sein Sollte idealerweise an einem Ort sein, der
von atmosphärischen Myonen gut abgeschirmt ist
Geeignet: Wasser und Eis
Technische Probleme
In Eis Schwierige Verhältnisse in Antarktis Streuung im Eis (Schichtung, Lufteinschlüsse) Nur Tiefen bis ca. 2500 m möglich
In Wasser Biolumineszenz im Meerwasser Verschmutzung der Photomultiplier durch Pflanzen Licht von radioaktiven Zerfällen (v.a. 40K in
Salzwasser) Für Wasser und Eis
Hoher Untergrund durch atmospärische Myonen und Neutrinos
Prinzip eines Cerenkov-Detektors
Cerenkov-Strahlung wird detektiert mit dreidimensionalem Array aus PMTs in ~2-4 km Tiefe
Abstand der PMTs ist einige Meter
Abstand der Stränge ~ 50m
PMTs müssen eine Zeitauflösung von <5ns besitzen
Graphik: ANTARES Collaboration
Nachweis von Myon-Neutrinos
Myon-Neutrinos erzeugen in CC-Prozess Myonen
Myonen haben sehr hohe Reichweite (einige km im PeV-Bereich
Auch außerhalb des Detektors erzeugte m können nachgewiesen werden
Effektives Detektionsvolumen À tatsächl. Volumen
Myon-Neutrinos
Myon erzeugt kontinuierlich entlang seiner Bahn elektromagnetische Schauer v.a. durch Bremsstrahlung und Paarerzeugung
Geladene Teilchen des Schauers und Myon erzeugen Cerenkov-Licht
Richtung des Myons aus zeitlicher Verzögerung des Signals an den PMTs bestimmbar
Es ist möglich von oben kommende (meist atmosphärische) und von unten ankommende Myonen zu unterscheiden
Allerdings ist Energie der Myonen nur indirekt aus Schauer messbar
Das BAIKAL-Experiment
Gebaut 1993 im Baikal-See
192 Photomultiplier an 8 Trossen
Sammelte als Erster Neutrinolicht von atmosphärischen Neutrinos
Nachweis der Machbarkeit
Bild: BAIKAL Collaboration
Unterwasserexperimente
Zur Zeit werden weitere Unterwasserexperimente aufgebaut bzw. geplant, die BAIKAL an Größe übertreffen
ANTARES NEMO NESTOR
AMANDA
Südpol
2000 m
1500 m
AMANDA
Was sieht Amanda?
viele Neutrino-Ereignisse – welchen Ursprungs?
Gra
fik:
AM
AN
DA
Colla
bora
tion
Fluss atmosphärischer Neutrinos
Der gemessene Fluss entspricht den Modellen und steht im Einklang mit anderen Messungen
Man sieht keine Abweichungen die auf nicht-atmosphärische Neutrinos hinweisen
AMANDA Collaboration
Limits für Punktquellen
Noch kein Hinweis auf einen statistisch signifikant erhöhten Fluss!
Obere Limits (90% CL) für Neutrinofluss in 10-8cm-2s-1 bei angenommenem E-2-Spektrum
Die Suche nach GRBs
Da GRBs kurze und lokalisierte Ereignisse sind, sucht man nach Neutrinoereignissen, die in zeitlicher und räumlicher Koinzidenz mit dem Ausbruch sind
Untergrund kann sehr stark unterdrückt werden Bei den bisher untersuchten Ausbrüchen wurde
kein signifikanter Anstieg gefunden Es kann eine obere Grenze für den Fluss
angegeben werden:
Limit für Dunkle Materie
Am Beispiel von Neutralinos Neutralinos könnten in der Erde oder der Sonne
gravitationell gefangen sein und dort paarweise annihilieren
Neutrinos wären ein mögliches Zerfallsprodukt Solche Neutrinos sollten senkrecht von unten
oder aus Richtung der Sonne kommen Untergrund stark reduziert Es wurden keine Hinweise darauf gefunden
Warum noch größere Detektoren?
Bisherige Größe reicht nicht aus, um die erwarteten Flüsse messen zu können
Detektoren mit km³-Volumen sind notwendig!
Diagramm: F. Halzen, Univ. Wisconsin
Zukunft: IceCube
Detektor am geographischen Südpol mit 1 km³ Detektor-volumen
80 Stränge an denen jeweils 60 Photomultiplier (PMT) hängen, also insgesamt 4800 PMTs
Luftschauer-Detektor IceTop direkt über IceCube
17 m Abstand zwischen PMTs, 125 m zwischen Strängen
Wird bis 2010 aufgebaut
typische -Events
Eµ= 10 TeVErzeugt ca. 90 Hits auf den PMTs Eµ= 6 PeV
Erzeugt ca. 1000 Hits
Elektron-Neutrinos
Durch einen CC-Prozess wird ein hochenergetisches e- erzeugt, welches einen elektromagnetischen Schauer erzeugt
Schauer ist im Vergleich zum Abstand der PMTs relativ klein Quasi-Punktquelle von Cerenkov-Strahlung Reichweite dieser Strahlung ist ein gutes Maß für die Energie
des ursprünglichen Neutrinos Radius beträgt 130m für E= 10 TeV in Eis und wächst um
ca. 50m pro Dekade
10m
Typisches e-Event
e mit E = 375 TeV
Tau-Neutrinos
Erzeugung von in Beam Dumps ist gegenüber den anderen Neutrinos um Faktor 105
unterdrückt. Aufgrund der Neutrinooszillation erwartet man aber ein Verhältnis e:: = 1:1:1
sind die einzigen Neutrinos, die auch mit höchsten Energien die Erde durchqueren können, da nach einem NC- oder CC-Prozess wieder mit niedrigerer Energie entstehen
verlieren bis in PeV-Bereich abgestuft Energie, danach ist die Erde für wieder „durchsichtig“
Tau-Neutrinos
Prägnanteste Signatur ist der „Double Bang Event“.
erzeugt durch CC-Prozess ein zerfällt
Schauer
Typisches -Event
PeV - (300m)
decays
Unterwasserexperimente -> KM3NeT
Geplant: Wissenschaftler von ANTARES, NESTOR und NEMO arbeiten zusammen an einem Unterwasserdetektor: KM3NeT
Soll ebenfalls km³-Volumen besitzen Aufteilung der Hemisphäre unter IceCube
(Südhalbkugel) und KM3NeT (Nordhalbkugel)=> 4-Abdeckung des Himmels
Erwartete Ergebnisse km3-Detektoren
Baikal
IceCube& km3 in sea
Amanda-B
AMANDA-II & ANTARES
AUGER
NT-214
Diagramm: Learned & Mannheim; Spiering
Erwartete Ergebnisse km3-Detektoren
Baikal
IceCube& km3 in sea
Amanda-B
AMANDA-II & ANTARES
AUGER
NT-214
Diagramm: Learned & Mannheim; Spiering
Die Sensitivität der zukünftigen Neutrinodetektoren reicht aus,
um die vorhergesagten Flüsse zu messen!
Bisherige und erwartete Ergebnisse
Als Beispiel: Limits auf Neutralino-Annihilation aus Messung des Flusses vom Kern der Erde
Dia
gra
mm
: A
MA
ND
A C
olla
bora
tion
Ausblick: Radiodetektion
Durch hochenergetische Neutrinos ausgelöste Luftschauer emittieren kohärente Radio-Cerenkov-Strahlung
Ist v.a. für Neutrinos mit Energien im EeV-Bereich geeignet
Bisher z.B. im Rahmen von AMANDA durch RICE umgesetzt
Sch
em
a:
C. Spie
ring,
DESY Z
euth
en
Der RICE-Detektor
Radiodetektion mit ANITA
Ballonexperiment, das Radio-Cerenkov-Strahlung misst
Kann durch seine Höhe (~35km) ein riesiges Gebiet überwachen
Geeignet für Energien ~EeV und mehr!
Limits für ANITA
ANITA hat enormes Potential!
Ausblick: Akustische Detektion
Hochenergie-Teilchenschauer deponieren durch Ionisationsverluste Energie im Medium, welche in Hitze umgewandelt wird
Schnelle Ausdehnung des Mediums Akustischer Puls; in Wasser oder Eis ca. 10µs lang Bei 20kHz ist Abklinglänge im km-Bereich Das Netz an Detektoren muss nicht so eng sein Riesige Detektionsvolumen könnten erreicht
werden
Zusammenfassung
Herkunft der höchstenergetischen kosmischen Strahlung ist noch nicht verstanden
mit Neutrinomessungen könnten Bottom-Up- oder Top-Down-Modelle bestätigt oder ausgeschlossen und die Quellen identifiziert werden
Ebenso erhält man Informationen über AGNs, GRBs, andere kosmische Beschleuniger Dark Matter weitere „exotische“ Physik
Mit bisherigen Detektoren ist es noch nicht möglich etwaige Punktquellen zu sehen
Zukünftige Detektoren wie IceCube und KM3NeT sollten in der Lage sein die aus bottom-up und top-down-Modellen errechneten Flüsse zu messen
Quellen
Artikel: F. Halzen: Lectures on High-Energy Neutrino Astronomy C. Spiering: High Energy Neutrino Astronmy: The Experimental Road F. Halzen: High-Energy Neutrino Astronomy: The Cosmic Ray
Connection E. Waxman, J. Bahcall: High Energy neutrinos from astrophysical
sources: An upper bound und Referenzen die großteils auf http://www.arxiv.org/ zu finden
waren
Webseiten: http://antares.in2p3.fr/ Homepage von ANTARES http://icecube.wisc.edu/ Homepage von IceCube http://amanda.uci.edu/ Homepage von AMANDA http://icrc2005.tifr.res.in/ Homepage der ICRC 2005 …