Suche nach kosmischen Neutrinos auf dem Grund des Mittelmeeres

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1 Suche nach kosmischen Neutrinos auf dem Grund des Mittelmeeres Physikalisches Institut -Nürnberg Kosmische Strahlung Kosmische Neutrinos Das Neutrino-Teleskop ANTARES Zukünftige Neutrino-Teleskope

2 kosmische Strahlung Erstmals 1912 von Victor Hess während eines Ballonexperiments beobachtet Besteht bei hohen Energien dominant aus: Protonen und α-teilchen Kosmische Strahlung < 1 TeV Satelliten / Ballonexp. > 1 TeV Luftschauerdetektoren (u.a. KASCADE, AGASA, Pierre-Auger) 2

3 kosmische Strahlung Suche nach Quellen von hochenergetischer kosmischer Strahlung für E < ev wegen Ablenkung im galaktischen Magnetfeld keine Richtungsinformation in diesem Energiebereich keine Identifikation von Quellen möglich bei Energien E > ev begrenzte Reichweite durch Wechselwirkung mit Mikrowellenhintergrund 3

4 kosmische Strahlung Kosmische γ-strahlung H.E.S.S. Čerenkov-Teleskope (Namibia) RXJ 1713 with H.E.S.S.: (Galaktischer Supernovarest) Erste TeV γ-quelle mit aufgelöster Morphologie Struktur in guter Übereinstimmung mit der im Röntgenbereich Demonstriert eindeutig Beschleunigung in Supernova-Hülle Quelle lokalisierbar nur geringe Reichweite (100 Mpc für E 10 TeV) unterscheidet nicht zwischen Hadron- und Elektron-Beschleunigung 4

5 kosmische Neutrinos Kosmische Neutrinos Neutrinos als Botenteilchen: keine Ablenkung in Magnetfeldern Identifikation der Quelle Beweis für Hadronbeschleunigung (fast) keine Wechselwirkung mit Materie große Reichweite schwer nachweisbar große Detektoren erforderlich Produktion: Reaktion beschleunigter Protonen mit interstellaren Medium, 3K Mikrowellen-Hintergrundstrahlung oder Synchrotronstrahlung p + p(γ) π + X µ + ν µ ν e : ν µ : ν τ 1 : 2 : 0 e + ν e + ν µ N (ν) N (ν) Neutrino-Oszillation führt zu ν e : ν µ : ν τ 1 : 1 : 1 5

6 kosmische Neutrinos Nachweis von kosmischen Neutrinos Nachweis erfordert große Detektoren Nutzung natürlich vorkommender Medien (Eis, Wasser) Nachweis über Čerenkov-Strahlung von µ oder Schauerteilchen 6

7 kosmische Neutrinos Allgemeines Nachweisprinzip 7

8 kosmische Neutrinos Neutrino-Teleskope weltweit Dumand (Hawaii) Medium: Salzwasser; Pionierexperiment 1995 eingestellt ANTARES (Mittelmeer) Medium: Salzwasser; im Aufbau NESTOR (Mittelmeer) Medium: Salzwasser; im Aufbau AMANDA (Südpol) Medium: Eis; Daten seit 1997 Baikal (Baikal-See) Medium: Süßwasser; Daten seit 1991 Forschungs- und Entwicklungsprojekt für km 3 : NEMO (Mittelmeer) Zukunftsprojekte (km 3 ): IceCube (Südpol), KM3NeT (Mittelmeer) 8

9 kosmische Neutrinos Messung des hochenergetischen atmosphärischen Neutrino-Spektrums durch AMANDA 9

10 kosmische Neutrinos Physik mit Neutrino-Teleskopen Identifikation und Vermessung von Neutrino-Quellen Diffuser Neutrino-Fluß Suche nach kalter dunkler Materie in Form von Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs) guter Kandidat: Neutralino (mχ 50 GeV 1 TeV) Einfang in Gravitationspotential (z.b.: Erde, Sonne, Galaktisches Zentrum) χ + χ ν + X Suche nach exotischen Teilchen: z.b. Nukleorite, magnetische Monopole Entdeckung von bisher Unbekanntem 10

11 kosmische Neutrinos Beispiel: Suche nach Punktquellen Bis jetzt noch keine Quelle hochenergetischer kosmischer Neutrinos entdeckt 11

12 ANTARES Warum ein Teleskop auf dem Grund des Mittelmeers? Himmelsabdeckung komplementär zu AMANDA Vorteil: Wasser ist gutes Čerenkov-Medium homogen geringe Lichtstreuung Nachteil: optischer Untergrund durch 40 K-Zerfall + Biolumineszenz Abschirmung des Tageslichts (Absorptionslänge 50 m) Abschirmung von atmosphärischen Myonen 12

13 ANTARES ANTARES Kollaboration 20 Institute aus 6 europäischen Ländern 13

14 ANTARES Der ANTARES-Detektor Herausforderungen: Druck: 240 bar Salzwasser schwer zugänglich 14

15 ANTARES Stockwerk Der ANTARES-String Befestigung String-Kabel 15 akustischer Auslösemechanismus

16 ANTARES optisches Modul Optisches Modul Hamamatsu 10 PM Quanteneff.: >20% (360<λ<460 <460 nm) B-Abschirmung Amplitudenauflösung (Labormessung) ø 43 cm, 600 bar 16

17 ANTARES See-Operationen Dezember 2002 Installation der Verzweigungsbox Februar 2003 Installation der Prototyp-Strings März 2003 Verkabelung mit U-BootU Juli 2003 Bergung der Strings 17

18 ANTARES Daten von den Prototyp-Strings Erfolgreiche Tests der Installationsprozeduren Langzeit-Daten des optischen Untergrunds aufgenommen Baseline rate 0.4 Sekunden 3.5 Monate aber auch Probleme: beschädigte Glasfaser + Wasserleck keine Myon-Rekonstruktion möglich + Ausfall eines Stockwerks 18

19 ANTARES Vom Photomultiplier-Signal zum Physik-Ergebnis 19

20 ANTARES Vom Photomultiplier-Signal zum Physik-Ergebnis Online: Umwandlung der Čerenkov-Photonen in elektrische Signale mit Photomultipliern Digitalisierung der elektrischen Signale Transport an Land Verarbeitung auf Computerfarm: Kalibration der Daten (Amplitude, Zeitpunkt, Ort) Filterung der Daten Speichern der Daten Rechenzentrum Lyon Offline: Klassifizierung der Ereignisse Rekonstruktion der Ereignisse Physik-Analyse 20

21 ANTARES Online-Filter: Teilchen- und Untergrund-Raten Teilchenraten Myonen aus Neutrinos O(10-5 / s) atmosph. Myonen O(10 3 / s) Untergrundraten 40 K-Zerfall, Biolumineszenz Rate pro PM: khz Datenrate durch Untergrund dominiert 21

22 ANTARES Online-Filter: Datenraten und Strategie Datenrate vom Detektor ( all-data-to-shore ): ~ 1 GB / s Datenratenlimit: ~ 1 MB / s (30 TB pro Jahr) Prozessierung der Daten auf Computerfarm ( ~ 100 PCs) Aufgabe des Filters: Reduktion des Untergrunds bei möglichst hoher Signaleffizienz Filterstrategie: Signalereignisse: PM-Signale zeitlich und räumlich korreliert Untergrund: PM-Signale zeitlich und räumlich statistisch verteilt 22

23 ANTARES Online-Filter: Filterstufen Stufe 1: Koinzidenzen auf einem Stockwerk ( t < 20 ns) oder großes Einzelsignal (> 2.4 SPE) Stufe 2: Kausalitätsbedingung t < n / c x Stufe 3: akzeptiert wenn genügend kausal verknüpfte Treffer Effizienz cos θ c 1 / n 23

24 ANTARES Optimierung des Online-Filter Kausalitätsbedingung: t < n / c x x min = Minimum der Abstände aller Trefferpaare in einem akzeptierten Ereignis Myonen E > 10 GeV Untergrund 100 khz Schnitt x min < 60 m: Untergrundunterdrückung 97%, Effizienzverlust 1.5% 24

25 ANTARES Signatur: Ereignisrekonstruktion: Myonen Čerenkov-Photonen von µ-spur Informationen: Photomultiplier-Ort und -Ausrichtung, Signalamplitude und Zeit, Eigenschaften der Čerenkov-Strahlung Spur-Rekonstruktion Energie-Rekonstruktion θ < 0.3 o (E > 10 TeV) (log E) = 0.3 (E > 1 TeV) 25

26 ANTARES Signatur: Ereignisrekonstruktion: Schauer Punktquelle von Čerenkov Photonen Informationen: PM Ort / Ausrichtung, Signalamplitude / Zeit, Eigenschaften der Čerenkov-Strahlung Winkelauflösung: Energieauflösung: (log E)

27 ANTARES ANTARES: weitere Planung Modifikationen des Designs zur Behebung der Schwachstellen vorgenommen Anfang 2005 Test von Mechanik + Kabel mit vollem String ohne Elektronik Installation des Detektors ab Frühjahr 2005 Anfang 2007 Massive Beiträge der Erlanger Gruppe bei Aufbau und Betrieb 27

28 zukünftige ν-teleskope IceCube (Südpol): km 3 - große Čerenkov-Teleskope km 3 -Detektoren nötig, um Physikpotential von Neutrino-Teleskopen voll auszuschöpfen Gelder bewilligt Einfrieren der ersten 4 Strings diesen Polarsommer Installation des gesamten Detektors bis 2010 KM3NeT (Mittelmeer): Gemeinsames Projekt der europäischen ν-teleskop-gruppen Start einer 3-jährigen EU-finanzierten Design Study (Gesamtvolumen 25 MEuro) in etwa einem Jahr Koordination in Erlangen Geplanter Baubeginn kurze Zeit nach Abschluß der Design Study 28

29 zukünftige ν-teleskope Alternative Teilchendetektion Neutrinos mit E > 1 EeV mit klassischen Konzepten nicht erreichbar Alternativen: u.a. Radio-Detektion, akustische Detektion Akustische Teilchendetektion: thermoakustisches Modell lokale Wassererhitzung durch Teilchenschauer erzeugt Druckpuls Bipolare Form mit Amplitude O(1 µpa E / PeV) in 400 m Abstand Reichweite von Schall in Wasser etwa 10 mal größer als von Licht 29

30 zukünftige ν-teleskope F&E zur akustischen Teilchendetektion in Erlangen Zielsetzung: Entwicklung eines tragfähigen Konzepts für die akustische Neutrino-Detektion bei Energien > 1 EeV Erlangen einer der weltweit führenden Gruppen Mittelfristig: Bestückung von ANTARES mit akustischen Modulen Aktivitäten: Entwicklung/Test von Hydrophonen Testmessungen am Protonenstrahl Kalibrationsquellen Signalfilter und Korrelationsalgorithmen Detektorsimulation... 30

31 zukünftige ν-teleskope Testmessungen am Protonenstrahl Protonenstrahl erzeugt in Wasser ähnlichen Schauer wie Neutrino Ziel: Test von Hydrophonen, detaillierte Vermessung des Schallsignals z.b.: Signalamplitude sollte bei 4 o C Wassertemperatur verschwinden 180 MeV Protonen Beweis für thermoakustische Signalerzeugung 31

32 Zusammenfassung Neutrino-Astronomie wichtiges Instrument zur Klärung fundamentaler astrophysikalischer Fragestellungen Das ANTARES-Neutrino-Teleskop ist zur Zeit im Aufbau und wird seine Endausbaustufe 2007 erreichen Erfolgreicher Test der Installations- / Bergungsprozeduren + wichtige Daten mit Prototyp (finales Detektordesign) genommen Entscheidende Beiträge der Erlanger ANTARES-Gruppe: Online-Filter, Rekonstruktion, Simulation, Aufbau & Betrieb km 3 Neutrino-Teleskope in Planung (KM3NeT) / Aufbau (IceCube) akustische Teilchendetektion vielversprechende Alternative zu optischen Teleskopen für E ν > 1 EeV 32