Neutrino Astronomie

Sebastian Göller

Nachteile der „klassischen Astronomien“

Beobachtung im Radio-, Infrarot-, Optischen, Ultraviolett-, Röntgen- oder -Bereich

Rasche Absorption in Materie nur Oberflächenbeobachtung möglich Absorption

durch kosmischen Staub energiereicher -Quanten durch

diffuse Infrarotstrahlung 3K Hintergrundstrahlung

Teilchen gleich Antiteilchen

Nachteile geladener und neutraler Primärteilchen

Protonen < 1020 eV Ablenkung durch Magnetfelder keine

Richtungsinformation > 6 1019 eV Greisen-Zatsepin-Kuzmin Cut-off der Photoproduktion von

Pionen an Schwarzkörper-Photonen + p p + und + p n +

Neutronen

zerfallen auf dem Weg zur Erde

ist Energieschwelle. (ECMB= 6 10-4 eV

CMB Dichte von nCMB = 400 cm-3 ergibt mittlere freie Weglänge von 6 Mpc Typischer Energieverlust von 20% per Streuung max. Entfernung der Quelle 50 bis 100

Mpc

eVE

mmm

ECMB

p191062

Bsp: E = 1019 eV Neutron= 887 s Neutron= 300 000 Lichtjahre

Die Neutrino Eigenschaften

Ladung 0 unendliche Lebensdauer sehr geringe Masse

bewegt sich fast mit c winziger

Wirkungsquerschnitt

Wirkungsquerschnitt für solare Neutrinos im Bereich einiger

100 keV

(eN) 10-45 cm2 / Nukleon

Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit der Erde

NA d 4 10-12

Solarer Fluss

j 7 · 1010 cm-2 s-1

Neutrino Quellen

e

e

epn

nep

Kosmologische Neutrinos

Atmosphärische Neutrinos

Solare Neutrinos Supernova

Doppelsternsysteme Aktive Galaktische Kerne

(AGN) Gamma Ray Bursts (GRB)

Atmosphärische Neutrinos

Wechselwirkung der primären kosmischen Strahlung (Protonen) mit den Atomkernen der Luft

.

Es entstehen also pro – Zerfall insgesamt 2 Myon-Neutrinos und 1 Elektron-Neutrino.

(Störender Untergrund, jedoch interessant für den elementarteilchenphysikalischen Aspekt der Astroteilchenphysik.)

ee

ee

Super Kamiokande

50 000 t ultrareines Wasser e + e-e + e-

e + Ne-+ N‘

+ N-+ N‘

GeV Leptonen erzeugen Cherenkow Licht e-, e+ - elektromagnetische

Kaskaden kurzer Reichweite + - lange, gerade Spuren

11 200 Photomultiplier (Kathodendurchmesser 50cm)

Energieschwelle bei 7 MeV Myon Defizit: R = 0,69 ± 0,06

Neutrino Oszillation

TeilchenmischzuständeLeptoneigenzustände der schwachen Wechselwirkung e ,

sind Überlagerung von Masseneigenzuständen

2-Neutrino-Mischung: m 0 e = cossin

m1 m2 = -sincos

yL

xxP

ee

22 sin2sin1)(

meVmm

MeVELy ])[(

48,222

221

E

xmxP

ee

222 27,1sin2sin1)(

3

2

1

Ne

allg.:

Erklärung des Defizits

Umwandlung in Neutrinos haben zu wenig Energie zur Erzeugung (m1,77 GeV)

keine Wechselwirkung im Detektor

R=0,69 m2 3 10-3 eV2

maximale Mischung sin2 2 =1 entsprechend = 45º

Bei Leptonen-ähnlicher Massenhierarchie mnt 0,05 eV

ZenitwinkelabhängigkeitS = (aufwärts) / (abwärts)

= 0,54 ± 0,06

Solare Neutrinos

Fusions Kernreaktor: Wasserstoff wird zu Helium verbrannt.

Solare Neutrinos

p + p d + e+ + e 85 %

7Be + e- 7Li + e 15 %

8B 8Be + e+ + e 0,02 %

Solarer Fluss:

j 7 · 1010 cm-2 s-1

Messung des solaren Neutrino Fluss

Das Chlor-Experiment von R. Davis Detektor in 1500 m Tiefe in der Homestake-

Mine in South Dakota 380 000 Liter Perchlorethylen (C2Cl4) Energieschwelle 810 keV (8B-Neutrinos) e + 37Cl 37Ar + e- 27% der erwarteten solaren Neutrinos

Die Gallium-Experimente GALLEX und SAGE Gran Sasso in Italien und Kaukasus Energieschwelle 233 keV (pp-

Neutrinos) e + 71Ga 71Ge + e- 52% der erwarteten solaren Neutrinos Neutrinoeinfangrate des Galliums mit

Neutrinos aus einer 6 1016 Bq starken 51Cr-Quelle überprüft

Messung des solaren Neutrino Fluss

Kamiokande (1982) 3000 l ultrareines Wasser, 1000 PM Energieschwelle: 5 MeV 40% der erwarteten solaren

Neutrinos Super Kamiokande (1996)

Nobelpreis 2002 für Masatoshi Koshiba

Sudbury Neutrino-Observatorium Kanada Wasserstoffisotop Deuterium

Nachweis von e und Oszillation bestätigt

Supernova Neutrinos

Normaler Stern Sanduleak (1987A) mit 10mS und TO=15 000K

Wasserstoffbrennen, Steigerung der Leuchtkraft auf das 70 000fache der Sonnenluminosität

Roter Überriese Heliumbrennen 600 000 Jahre

Gravitationskontraktion Kohlenstoffbrennen 740 Mio. K und 240 kg/cm3

Rasch abfolgende Kontraktions- und Fusionsphasen führen über das Sauerstoff-, Neon-, Silizium- und Schwefelbrennen schließlich zum Eisen

Kollaps unter eigener Schwerkraft Neutronenstern 20 km Durchmesser

Supernova Neutrinos

• Deleptonisation verursacht Neutrinoburst ungeheurer Intensität

• Thermische Photonen bilden Elektron-Positron-Paare bei T = 10 MeV

(alle drei Neutrino Flavours werden in gleicher Zahl erzeugt)

,,,,0

eeZee

enep

1058 Neutrinos mit Egesamt=(6±2) 1046 Joule wurden in 10 Sekunden erzeugt.

Der Weltenergieverbrauch beträgt 1021 Joule pro Jahr. Sanduleak strahlte während des etwa 10 Sekunden andauernden Neutrinobursts mehr Energie ab als das gesamte restliche Universum zusammen, und hundert mal mehr als die Sonne in ihrer gesamten Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren.

Aktive Galaxien Kerne (AGN)

Galaxien, von denen bipolare Jets ausgehen Schockwellen und starke Magnetfelder in den

Jets Supermassive schwarze Löcher im Zentrum als

„Antrieb“ vermutet

Fermi Beschleunigung

1. Ordnung:wiederholte Streuung geladener Teilchen an bewegtem magnetisierten Plasma (ebene Schockwellen)

E = E En = E0 (1 + n

(V - Geschwindigkeit des Gases hinter Schockfront)

V / c = E / E 4 / 3

Energiegewinn nicht von der absoluten Geschwindigkeit sondern vom Kompressionsverhältnis der Schockwelle abhängig!

2. Ordnung Beschleunigung an zufällig verteilten magnetischen „Spiegeln“ im bewegten Plasma

= E / E 4 / 3 Energiegewinn nicht sehr effektiv!

Doppelsternsystem: Pulsar und normaler Stern

Hochenergetische Protonen treffen auf die Atmosphäre des Begleitsterns

Gleiche Anzahl von Neutrinos und Photonen werden erzeugt

p + Kern Rest

c

Doppelsternsystem: Pulsar und normaler Stern

Absorption der Photonen durch die Sternatmosphäre

abhängig von lokaler Dichte Säulendicke

dxx x

Neutrino Detektoren

Geringe Wechselwirkungswahrscheinlichkeit und kleine Neutrinoflüsse erfordern ein großes Volumen und eine hohe Masse

transparent - kostengünstig - tief Cherenkow Zähler

Ozean Biolumineszenz und Kalium-40-

Radioaktivität sind störender Untergrund Eis

hohe Transparenz, einfache Instrumentierung

Luftblasen unter Druck Klathdrate

Detektorvolumen

Neutrinospektrum einer Punktquelle in der Galaxis

Integraler Fluss(E > 100 TeV) = 2 10-11 [cm-2 s-1]

Wirkungsquerschnitt hochenergetischer Neutrinos

(eN) 6,7 10-39 E[GeV] cm2 / Nukleon

E = 100 TeV (eN) 6,7 10-34 cm2 / Nukleon

WNA d 4 10-5

(NA - Avogado Zahl, d = 1 km = 105 cm, (Eis)g cm

Gesamtzahl der Ereignisse

N = W Aefft = 250 Ereignisse

(effektive Sammelfläche Aeff = 1 km2, Messzeit t = 1 Jahr)

112

211 100102 TeVscm

TeVE

TeV

dE

dN

Cherenkow Zähler

Neutrino Myon Myon erzeugt über Paarerzeugung und

Bremsstrahlung elektromagnetische Teilchenkaskaden

Intensität 1/

Meßgenauigkeit: 1-5 ns

TeVE

o

1

Geschichte der Cherenkow Zähler

DUMAND (Deep Underwater Muo and Neutrino Detector) Hawaii 1975-1996 4,5 km tief

BAIKAL (Baikalsee in Sibirien) 1993: 96 PM an 3 Trossen weltweit erste räumliche Rekonstrunktion von Myon-Spuren! 1998: 192 PM an 8 Trossen Energieschwelle bei 10 GeV

NESTOR (Neutrino Extended Submarine Telescop with Oceanografic Research) Griechenland 1000 PM auf 30 000 m2

12 hexagonale Ebenen im Abstand von 20 m mit 32 m Durchmesser ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss

environmental Research) Frankreich 2004 - 2 km tief 1 000 PM, Aeff=10 000 m2, später 1 km3

AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array)

AMANDA-A 1994: 86 PM an 4 Trossen 1997: weitere 216 PM an 6

Trossen AMANDA-B10

ab 1998: 19 Trossen mit 676 PM Aeff = 30 000 m2 für E > 1 TeV Energieschwelle bei 50 GeV

AMANDA - erste Ergebnisse

1997: 109 Ereignisse in 117 Tagen 119 „Neutrino-Kandidaten“

nur Atmosphären-Neutrinos Rekonstruktion nahe des Horizonts

problematisch - Detektor relativ dünn (120x400m)

wie erwartet keine punktförmigen extraterrestrischen Neutrino Quellen gefunden - Detektor zu klein

ICECUBE

ab 2008 in Betrieb 5 000 PM in 1 km3 Eis 50 Millionen Dollar Szintillatorplatten messen

Richtung von Luftschauern