neutrino astronomie sebastian göller. nachteile der klassischen astronomien beobachtung im radio-,...
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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