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 …