Neutrino-Astronomie: Neutrinoteleskope am Südpol und im Mittelmeer

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1 Neutrino-Astronomie: Neutrinoteleskope am Südpol und im Mittelmeer Seminar SS06: Neutrinos, rätselhafte Bausteine des Mikrokosmos RWTH-Aachen Joaquin Calvo 18. August

2 Inhaltsverzeichnis 1 Neutrino-Astronomie 3 2 Astronomische Neutrinoquellen Supernova-Neutrinos Hochenergetische astronomische Neutrinos Gamma Ray Bursts (GRBs) Active Galactic Nuclei (AGNs) Neutrino-Teleskope und Detektionsprinzip Der Cherenkov-Effekt Die Photomultiplier (PMT) Varianten von Neutrino-Teleskopen Experimente am Südpol: Beispiel Amanda Aufbau Eigenschaften Sensitivität Winkelauflösung Optische Eigenschaften von Eis Messungen Atmosphärische Neutrinos Astronomische Neutrinos SN-Monitor Experimente im Mittelmeer: Beispiel Antares Aufbau Erwartete Eigenschaften Winkelauflösung Effektive Fläche Sensitivität Untergrund Biofouling Messungen Überblick über andere und zukünftige Projekte Baikal-Teleskop Ice-Cube Nemo Nestor KM3NET Zusammenfassung 30 2

3 1 Neutrino-Astronomie Um die Wichtigkeit der Neutrino-Astronomie zu verstehen, müssen zuerst die Eigenschaften der kosmischen Strahlung und ihre verschiedenen Komponenten betrachtet werden. Die primäre kosmische Strahlung besteht zu 98 Prozent aus ionisierten Kernen (87 Prozent Protonen, 12 Prozent α-teilchen und 1 Prozent schwerere Elemente) und zu 2 Prozent aus Elektronen, das Energiespektrum überstreicht einen sehr großen Energiebereich (10 8 ev bis zu über ev, siehe Abb. 1). Abbildung 1: Das Spektrum der kosmischen Strahlung. Die drei wichtigen Strahlungsarten der kosmischen Strahlung sind geladene Teilchen, Photonen und Neutronen. Jede dieser Strahlungsarten hat Nachteile, die sie für die Astronomie ungünstig machen: 3

4 Die geladenen Teilchen werden in intergalaktischen Magnetfeldern abgelenkt und wechselwirken auch mit der Hintergrundstrahlung. Deshalb kann in diesem Fall (vor allem für niederenergetische Teilchen) die Untersuchung nicht zu nutzbaren Richtungsinformationen führen. Die Photonen werden in Materie rasch absorbiert und können außerdem auch mit dem Hintergrundlicht wechselwirken. Die Neutronen sind im Gegensatz zu den Protonen instabil und zerfallen deswegen auf dem Weg zur Erde. Dagegen erfüllen die für uns wichtigen Neutrinos die Anforderungen an eine optimale Astronomie. Die Neutrinos haben keine Ladung und werden deshalb nicht durch Magnetfelder beeinflusst, sie haben eine unendliche Lebensdauer, sie sind hinreichend durchdringend, werden weder durch interstellaren Staub noch durch Photonen absorbiert und besitzen eine sehr geringe Masse ( d.h. sie bewegen sich mit einer Geschwindigkeit v c). Leider hat die Neutrino-Astronomie auch einen sehr großen Nachteil, nämlich den winzigen Wirkungsquerschnitt der Neutrino-Strahlung, der für die enorme Schwierigkeit des Neutrinonachweises verantwortlich ist. Es werden vor allem zwei verschiedene Szenarien für die Prozesse der Neutrinoerzeugung (hochenergetische Neutrinos, s.u.) berücksichtigt, die so genannten Bottom-Up- und Top-Down-Modelle. Im Bottom-Up-Modell werden geladene Teilchen durch kosmische Beschleuniger (wie z.b. schwarze Löcher) auf sehr hohe Energien beschleunigt. Die aus der Wechselwirkung der Teilchen mit den Feldern um die Quelle enstandenen Pionen zerfallen dann in Neutrinos (Abb. 2): N +X π ± (K ±...)+Y µ ± +ν µ (ν µ )+Y e ± +ν e (ν e )+ν µ (ν µ )+ν µ (ν µ )+Y Im Top-Down-Modell werden Neutrinos als Zerfallsprodukte von massiven kosmologischen Überresten (sehr hypothetisches Szenario) oder den sog. WIMPs mit hohen Energien erzeugt. Diese WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles) sind noch hypothetische Kandidaten für die dunkle Materie, die durch die supersymmetrische Erweiterung des Standardmodells begründet sind. Diese Teilchen werden vermutlich durch die Gravitation in der Sonne und anderen massiven kosmischen Objekten akkumuliert. Die Annihilation würde dann z.b. gemäß χ 0 1 χ 0 1 νν zu der Erzeugung von Neutrinos führen, die dann später mit Hilfe von Detektoren auf der Erde nachgewiesen werden könnten (siehe Abb. 3). Im folgenden wird aber nur das Bottom-Up-Modell berücksichtigt. 4

5 Abbildung 2: Skizze für das Bottom-up Modell. Abbildung 3: Akkumulation und Annihilation von WIMPs. 5

6 2 Astronomische Neutrinoquellen Es gibt zwei Arten von astronomischen Neutrinos, die hoch- und die niederenergetischen Neutrinos, die Energien im MeV- bzw. TeV-Bereich besitzen. Quellen der niederenergetischen astronomischen Neutrinos sind nur zwei, die Sonne und die Supernova-Explosionen, die außerdem die einzige zur Zeit bestätigten astronomischen Neutrinoquellen sind. Die durch das Bottom-Up-Modell erklärten hochenergetischen astronomischen Neutrinos haben dagegen viele vermutete Quellen. Die wichtigsten sind die Gamma Ray Bursts (GRBs), die Active Galactic Nuclei (AGNs), die Supenova Überreste (SNRs), die Doppelsternsysteme und, allgemeiner, die schwarzen Löcher. 2.1 Supernova-Neutrinos Da Supernova-Neutrinos viele Informationen über die Spätphase der Sternentwicklung tragen, sind sie besonders wichtig für die Neutrino-Astronomie. Zusätzlich können die als Folge einer Supernova-Explosion enstandenen und auf der Erde registrierten Neutrinos zur Bestimmung einer Massengrenze für das Elektronneutrino ν e benutzt werden. Leider bedeutet die niedrige Häufigkeit dieser Ereignisse (etwa eine Supernova-Explosion alle 50 Jahre in unserer Galaxie) einen sehr limitierenden Nachteil. Bis heute wurde daher nur eine einzige Supernova-Explosion registriert. Zuerst müssen die Prozesse, die zu einer Supernova-Explosion führen, behandelt werden. In seiner Endphase kann ein Stern durch Fusionsprozesse keine Energie mehr gewinnen, er wird deswegen instabil und kollabiert unter seiner eigenen Schwerkraft. Das führt zu der Enstehung eines Neutronensterns, dessen Durchmesser nur einige Kilometer betragen kann. Dann erfolgt der Prozess der Deleptonisation, wobei aus Elektronen und Protonen Neutronen und Neutrinos entstehen: e + p n + ν e Als Folge davon erfolgt ein Neutrino-Burst einer sehr hoher Intensität. Die Energie wird in Form von Neutrinos über die Reaktion e + e + Z 0 ν α + ν α aus dem Kern heraustransportiert. Im Gegensatz dazu werden die im Kern erzeugten geladenen Teilchen sofort absorbiert. Die Masse eines Neutrinos lässt sich theoretisch aus den Abweichungen in der Flugzeit bei unterschiedlichen Energien erkennen. Diese Abweichung t ist zu der Differenz r v 1 r v 2 äquivalent, wobei r der Abstand und v die Geschwindigkeit der Teilchen ist. Nach einigen Umrechnungen gilt: t = r v 1 r v 2 = r c ( 1 β 1 1 β 2 ) = r c β2 β 1 β 1 β m2 0c 4 r c E2 E 1 E 1 E 2 6

7 Daraus folgt für die Massengrenze m 0 : 2 t m 0 = rc 3 E1 2 E2 2 E2 2 E2 1 Die SN1987A ist die einzige bis jetzt mit Hilfe von Neutrino-Teleskopen registrierte Supernova-Explosion. SN 1987A ereignete sich am in einer Entfernung von etwa 50 kparsec in der Großen Magellanschen Wolke. Damals wurden zum ersten Mal Neutrinos beobachtet, die weder solaren noch terrestrischen Ursprungs waren. Der gesamte Neutrinoburst enthielt insgesamt niederenergetische Neutrinos und setzte eine Energie von E tot = 6 ± Joule frei. Daraus konnte gefolgert werden, dass Supernovae fast ihre ganze Bindungsenergie in Form von Neutrinos abgeben. Die mit Hilfe der gerade besprochenen Methode ermittelte Neutrino-Massengrenze ergab einen Wert von m 0 < 10eV. Als Folge von diesem Ereignis wurde ein weltweites Netzwerk zur Beobachtung von SN-Explosionen (SNEWS) errichtet. 2.2 Hochenergetische astronomische Neutrinos Da die Analyse der hochenergetischen astronomischen Neutrinos zu einem besseren Verständnis der Quellen der kosmischen Strahlung führt, stellt die Messung hochenergetischer Neutrinos eine wichtige experimentelle Herausforderung dar. Die wichtigsten und deswegen auch intensiver untersuchten Quellen hochenergetischer Neutrinos sind vor allem die GRBs und die AGNs Gamma Ray Bursts (GRBs) Die GRBs sind sehr kurze Gammastrahlenexplosionen, deren Dauer von wenigen Sekunden bis maximal einige Minuten betragen kann. Die Ursache dieser Explosionen ist bis jetzt leider nicht abschließend geklärt, es gibt aber unterschiedliche Theorien, wie z.b. die Kollisionen von Neutronensternen. Diese GRBs setzen mehr Energie frei als die Sonne in Milliarden von Jahren, trotzdem sind sie aufgrund ihrer kurzer Dauer sowie ihrer totalen Unvorhersagbarkeit sehr schwer zu beobachten (in Abb. 4 ist eines von diesen Ereignissen zu sehen). Außerdem haben sie, wie es in Abb. 5 dargestellt ist, eine isotrope Verteilung (dabei wurden die von dem BATSE-Experiment nachgewiesenen GRBs gegen die Deklination aufgetragen). Diese Phänomene sind die wichtigsten und üblichsten kurzlebigen Quellen von hochenergetischen Neutrinos Active Galactic Nuclei (AGNs) Die Active Galactic Nuclei sind kompakte Objekte in Zentren von Galaxien, von denen bipolare Jets ausgehen (Skizze in Abb. 6), die sehr hohe Leuchtkräfte aufweisen können und in denen starke Magnetfelder und Schockwellen (Abb.7) entstehen können. Diese durch die Jets ausgestrahlten Leuchtkräfte werden vermutlich durch die Akkretion von Materie auf ein zentrales und extrem massereiches Supermassives Schwarzes Loch erzeugt. 7

8 Abbildung 4: Ein durch das Hubble-Teleskop registrierter GRB. Abbildung 5: Isotrope Verteilung der GRBs[1]. 8

9 Abbildung 6: Schematische Zusammensetzung eines AGNs. Abbildung 7: Entstehung von Schockwellen innerhalb der Jets. 9

10 3 Neutrino-Teleskope und Detektionsprinzip Mit Hilfe von Neutrino-Teleskopen lassen sich drei Sorten von Ereignissen nachweisen (Abb. 8). Die in der Erdatmosphäre enstehenden atmosphärischen Myonen, deren Fluss Φ E 3.7 ist, die Myonen, die von atmosphärischen Neutrinos erzeugt werden, und letztendlich die gesuchten astronomischen Neutrinos, deren Fluss Φ E 2 ist (Hierbei ist das übliche Modell von Waxmann und Bahcall [2] sehr wichtig, welches besagt, dass E 2 Φ = GeV/cm 2 s sr ist). In den zwei letzten Fällen durchdringen die Neutrinos die Erde, so dass sie sozusagen von unten kommen. Der Nachweis erfolgt mit Cherenkov-Zählern, die das durch die (atmosphärische oder durch die durch die Erde fliegenden Neutrinos in der Nähe des Detektors erzeugten) Myonen emittierte Cherenkov-Licht registrieren (siehe Abb. 9). Die Energiespektren der verschiedenen Myonen sind wegen der verschiedenen Energie-Exponenten γ unterschiedlich, wie in Abb. 10 gezeigt wird, d.h. die gesuchten Daten können mit Hilfe dieser Eigenschaft vom Untergrund unterschieden werden. Abbildung 8: Die drei durch Neutrino-Teleskope möglichen Ereignissorten. Die Neutrino-Teleskope müssen aufgrund des sehr schwierigen Nachweises der Neutrinos sehr spezielle Eigenschaften besitzen. Vor allem sollen diese Detekto- 10

11 Abbildung 9: Detektion der durch Neutrinos entstehenden Myonen durch Cherenkov-Zähler. Abbildung 10: Energiespektren für verschiedene Exponente γ, wobei Φ E γ. 11

12 ren eine enorme Targetmasse und ein sehr großes Volumen enthalten. Außerdem sollen lange Messzeiten möglich sein, da sonst zu wenige Ereignisse nachgewiesen werden. Schliesslich ist es auch besonders wichtig, dass die Cherenkov-Zähler tief unter der Erdoberfläche liegen, um auf diese Weise die Untergrundstrahlung wegzufiltern. 3.1 Der Cherenkov-Effekt Der Cherenkov-Effekt entsteht, wenn die Geschwindigkeit eines Teichens grösser als die Lichtgeschwindigkeit im Medium ist. Dann erzeugt das Teilchen das sogenannte Cherenkov-Licht, das sich gemäss: cos(θ) = 1 n β verbreitet (Abb. 11), wobei n gleich der Brechungsindex des Mediums ist. Die in diesen Fällen am häufigsten verwendete Cherenkov-Materie ist Wasser (Eis oder Meereswasser), dessen Brechungsindex n 1.3 zu einem Wert θ 41 0 führt. D.h. die Analyse der durch Cherenkov-Licht registrierten Ereignisse ermöglicht eine dreidimensionale Rekonstruktion der Bahn der Myonen (und deswegen auch der Neutrinos). Außerdem ergibt die Formel Abbildung 11: Cherenkov-Effekt. die Anzahl der emittierten Photonen. d 2 N dλdx = 2π α sin2 ( θ λ 2 ) Außer den normalen Ereignissen, die durch die von Myon-Neutrinos erzeugten Myonen verursacht werden, gibt es zusätzlich weitere Ereignisarten, die durch die Entstehung von elektromagnetischen Schauern charakterisiert sind (Abb. 12). Diese Schauer werden von Tau- oder Elektron-Neutrinos verursacht. Aufgrund von Neutrino-Oszillationen auf dem Weg zu Erde gibt es (natürlich nur 12

13 im Fall von astronomischen Neutrinos) die selbe Rate von Tau-, Myon- und Elektron-Neutrinos. Abbildung 12: Zwei verschiedene Ereignissorten. Links: Die durch ein Myon erzeugte Cherenkov-Strahlung. Rechts: Durch hochenergetische Elektronen (Taus) erzeugter elektromagnetischer Schauer 3.2 Die Photomultiplier (PMT) Die Photomultiplier registrieren das durch die Teilchen erzeugte Cherenkov- Licht. Da sie die durch die Erde fliegenden Neutrinos (Myonen) nachweisen sollen, werden die PMTs i.a. so positioniert, dass sie nach unten schauen. Sie werden normalerweise in eine Kettenstruktur eingestellt, um Arrays oder Strings von PMTs zu formieren, wobei die Abstände zwischen den PMTs von der Absorptions- und Streulänge des Cherenkov-Lichts im Medium abhängt. Da die Einfallsrichtung der Neutrinos aus der Ankunftszeit des Cherenkov-Lichts an den Photomultipliern bestimmt wird, ist für solche Experimente eine sehr hohe Zeitauflösung notwendig. Eine schematische Skizze eines PMTs ist im Abb. 13 dargestellt. Es wird zuerst durch das Cherenkov-Licht ein Elektron aus der Photokathode ausgesendet. Dieses Elektron wird sofort durch die Elektrode fokussiert und das Signal wird dann mit Hilfe von vielen verschiedenen Dynoden verstärkt, bis es schliesslich die Anode erreicht. Die PMTs liegen innerhalb von sphärischen Behältern, die die ganze Elektronik enthalten und deren Name Optical Module (OM) ist. Die PMTs werden so in den OMs eingestellt, dass das Cherenkov-Licht durch die verschiedenen Brechungsindizes von Luft, Cherenkov- und OM-Material fast nicht verzerrt wird (dabei wird ein spezielles Gel benutzt, siehe Abb.13). 3.3 Varianten von Neutrino-Teleskopen Bis jetzt gibt es nur zwei Varianten von Neutrino-Teleskopen, die Wasser- und die Eis-Neutrino-Teleskope. Jede Variante hat natürlich Vorteile und Nachteile. 13

14 Abbildung 13: Phomultiplier und Optical Module. Die Vorteile der Eis-Cherenkov-Zähler sind die hohe Transparenz und eine relativ einfache Instrumentierung, während die Nachteile eine kleinere Himmelsabdeckung und ein ungünstiger Standort (der Südpol) sind. Die Experimente dazu sind Amanda und Ice-Cube. Die Vorteile der Wasser-Cherenkov-Zähler sind eine bessere Himmelsabdeckung (inklusive galaktisches Zentrum) und ein günstiger Standort (das Mittelmeer), während der durch die Biolumineszenz und die 40 K-Radioaktivität verursachte Untergrund einen wichtigen Nachteil darstellt. Die Experimente dazu sind Nemo, Nestor, Baikal, Antares und KM3NET. Hierbei ist aber die sehr deutliche (siehe Abb. 14) Komplementarität der Himmelsabdeckungen am Südpol und im Mittelmeer besonders wichtig, weil sie die Beobachtung des gesamten Universums ermöglicht. Abbildung 14: Komplementarität der Himmelsabdeckung. 14

15 4 Experimente am Südpol: Beispiel Amanda 4.1 Aufbau AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array) ist ein im Südpol befindliches Teleskop zum Nachweis hochenergetischer galaktischer und extragalaktischer Neutrinos, das durch eine internationale Zusammenarbeit von Instituten aus den USA, Deutschland, Schweden, Belgien und Venezuela errichtet wurde. Das im Jahre 1997 in Betrieb gegangene Teleskop befindet sich an der Amundsen-Scott-Südpolstation in der Antarktis, wie es in den Abb. 15 und 16 dargestellt wird. Die bei diesem Experiment benutzten OMs befinden sich in einer Tiefe von ca bis 2000 m im Eis, nicht nur um die Untergrundstrahlung wegzufiltern, sondern auch weil bei geringeren Tiefen die Entstehung von kleinen Luftblasen zu einer Verfälschung der von den OMs aufgenommenen Daten führt (s.u.). Abbildung 15: Das Amanda-Experiment am Südpol. Das Amanda-Experiment besteht aus drei verschiedenen Teildetektoren (Amanda- A, Amanda-B10 und Amanda-II), die unterschiedliche Eigenschaften haben und von denen nur zwei, nämlich Amanda-B10 und Amanda-II, erfolgreich Daten registriert haben. Der Amanda-B10-Detektor ist seit dem Jahr 1997 im Betrieb und besteht aus 10 Strings (oder Arrays) mit insgesamt 302 OMs, die eine Höhe von 500m und einen Durchmesser von 100m abdecken. Der Amanda-II-Detektor ist erst seit dem Jahr 2000 in Betrieb, verfügt aber über 677 OMs und hat eine Struktur, die eine Höhe von ca. 1000m und ein Durchmesser von ca. 200m hat. Um die OM-Strings zu installieren, müssen zuerst die 60cm-Durchmesser-Löcher im Eis mit Hilfe von Warmwasserstrahlen angelegt werden. Für jedes Loch braucht man mindestens zwei oder drei Stunden Zeit. Nach der geeigneten Positionierung der OMs (Prozess in Abb. 17 gezeigt) werden die Löcher wieder eingefroren. 15

16 Abbildung 16: Standort des Amanda-Teleskopes. Abbildung 17: Installierung der OM-Arrays. 16

17 4.2 Eigenschaften Sensitivität Die Sensitivität der beiden Amanda-Detektoren ist in Abb.18 dargestellt, wobei in diesem Diagramm der Myon-Fluss gegen die Deklination aufgetragen wird. Hierbei beschreibt der durch die rote Linie markierte Bereich die für das Amanda-B10 gemessene Sensitivität in Abhängigkeit von der Deklination, während der durch die violette Linien begrenzte Bereich die Erwartung der Sensitivität für das Amanda-II-Eperiment zeigt. Ausserdem ist in dieser Grafik die für Super-Kamiokande gemessene Sensitivität aufgetragen, und man erkennt, wie diese zwischen der von den beiden Amanda-Teleskopen liegt (bei einer verschiedenen Deklination). Abbildung 18: Sensitivitäten der Amanda-B10- und Amanda-II-Experimente in Abhängigkeit von der Deklination [3] Winkelauflösung Die Winkelauflösung des Amanda-II-Teleskopes beträgt gemäß Abb. 19 ungefähr 3 o. In dem zweiten Teil der Abbildung ist die Energieabhaengigkeit dargestellt Optische Eigenschaften von Eis Die wichtigen optischen Eigenschaften von Eis sind der Streukoeffizient und der Absorptionskoeffizient. Sie beschreiben die Qualität des Eises als Cherekov- 17

18 Abbildung 19: Winkelauflösung des Amanda-II-Detektors für die Suche nach Punkt- quellen. In der ersten Grafik wird die Anzahl von Counts in willkürlichen Einheiten gegen den Winkel aufgetragen. In der zweiten Grafik ist die Energieabhängigkeit der Auflösung dargestellt [4]. 18

19 Medium. Wichtig ist hier, dass für Photonen mit einer Wellenlänge von 400nm eine Absorptionslänge von ungefähr 100m und eine Streulänge von ungefähr 20m bestimmt wurde. Zusätzlich sieht man in Abb. 20, dass für eine Tiefe kleiner als 1400m der Streukoeffizient aufgrund der schon erwähnten Luftblasen deutlich größer wird. Abbildung 20: Steukoeffizient (gegen Tiefe) und Absorptionskoeffizient (gegen Tiefe und Wellenlänge) von Eis[5]. 4.3 Messungen Atmosphärische Neutrinos Obwohl die gesuchten Ereignisse astronomischen Neutrinos sind, wurden die Amanda-Detektoren zuerst mittels atmosphärische Neutrinos getestet und kalibriert. Dabei wurden nur solche Ereignisse betrachtet, die von oben kamen (beispielsweise das Ereignis in Abb. 21), d.h. Ereignisse, die nur durch atmosphärische Neutrinos verursacht werden konnten. Nach der Analyse der Messungen konnten keine Punktquellen gefunden werden (siehe Abb. 22), was mit der Verteilung der atmosphärischen Neutrinos konsistent ist. Die auf diese Weise gemessene Neutrino-Fluss-Verteilung ergab auch die für atmosphärische Neutrinos erwarteten Verteilungen (mit Monte-Carlo Simulationen sowie vorherigen Eperimenten konsistent, siehe Abb. 23) Astronomische Neutrinos Nach der Kalibration konnte der Detektor für den Nachweis von astronomischen Neutrinos benutzt werden. Es wurde zuerst zur Messung des diffusen Neutrino-Flusses eine Schauer-Analyse durchgeführt, die im Vergleich zu den Kalibrierungsmessungen wichtige Vorteile (eine durch die rasche Absorption der Elektronen bessere Energieauflösung, eine aufgrund des Ausfalls des Untergrunds durch atmosphärische Myonen entstehende 4π-Empfindlichkeit, usw.), 19

20 Abbildung 21: Ein durch ein atmosphärisches Neutrino verursachtes Ereignis. Abbildung 22: Verteilung der registrierten Ereignisse[6]. 20

21 Abbildung 23: Gemessene Neutrino-Fluss-Verteilungen gegen die Deklination und gegen die Energie [7]. aber auch Nachteile (ein kleineres effektives Volumen und eine schlechtere Winkelauflösung) hat. Die für den diffusen Neutrino-Fluss gemessenen Ergebnisse sind in Abb. 24 dargestellt, wobei man sieht, dass die durch das Amanda-II-Experiment bestimmten Daten besser als für Amanda-B10 und Baikal sind. Außerdem stimmen hierbei die Messungen mit der Monte-Carlo Simulation sehr gut überein. Letzendlich wurde nach Punktquellen gesucht. Leider wurde nach der Analyse der Messungen keine signifikante Abweichung über atmosphärische Neutrinos gefunden, wie Abb. 25 zeigt. Es wurde keine Ereignis-Clusterung gemessen, d.h bis jetzt wurde keine Punktquelle entdeckt SN-Monitor Das Amanda-Experiment wird außerdem auch als Supernova-Monitor verwendet. Obwohl dieses Experiment vor allem für hochenergetische Neutrinos geeignet ist, würde eine Supernova-Explosion so viele Neutrinos erzeugen, dass einige dieser Neutrinos in der Nähe der OMs Cherenkov-Licht erzeugen würden. Dann würden die zusätzlichen Photonen durch die Erhöhung des Rauschens eine charakteristische Supernova-Signatur erzeugen. Amanda-B10 überwacht ca. 68 Prozent der Sterne in unserer Galaxis, während Amanda-II bis ca. 95 Prozent der Sterne überwachen kann (siehe Abb. 26). 5 Experimente im Mittelmeer: Beispiel Antares 5.1 Aufbau Das ANTARES Neutrinoteleskop (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch) wird derzeit im Mittelmeer, 40 km vor der 21

22 Abbildung 24: Messungen für den diffusen Neutrino-Fluss[8]. Auf der linken Seite: Anzahl der Events gegen Energie halblogarithmisch. Auf der rechte Seite: Produkt E 2 Φ gegen Energie halblogarithmisch. Abbildung 25: Anzahl der Ereignisse gegen sin(δ)[9]. 22

23 Abbildung 26: Amanda als SN-Monitor[10]. südfranzösischen Küste (genauer in Abb. 27 zu sehen), aufgebaut. In 2400 m Wassertiefe wird es vor allem hochenergetische kosmische Neutrinos detektieren. Das Experiment hat drei Hauptziele: Die Suche nach Neutrino-Oszillationen, die Suche nach dunkler Materie in Form von Neutralinos und die hier relevante Neutrino-Astronomie. Antares ist, wie Amanda, eine große Kollaboration Abbildung 27: Standort des Antares-Detektors. von zwanzig Partnerinstituten aus sechs verschiedenen europäischen Ländern (Deutschland, Frankreich, Italien, Spanien, die Niederlande und Russland). Antares besteht aus zwölf Strings, wobei jeder String 25 verschiedene Ebenen hat, die jeweils über drei OMs verfügen, und umfasst eine Höhe von 300m und eine Oberfläche von ungefähr 0.1km 2. Die von den verschiedenen Strings aufgenommenen Daten werden mit Hilfe eines 40km-langen Kabels bis zu der 23

24 Küstenstation weitergeleitet. Die ersten Daten wurden am in einem ersten Teststring registriert. Die eigentliche Datennahme wird für den Zeitraum erwartet. Aufgrund der hohen Drücke (bis zu 240 bar) und des großen Korrosionsrisikos wegen des Salzwassers befindet sich die ganze Anlage in einer relativ feindlichen Umgebung und erfordert deshalb eine konstante Beobachtung. Eine schematische Darstellung des Teleskops ist in Abb. 28 zu sehen. Abbildung 28: Schematische Darstellung des Antares-Detektors. 5.2 Erwartete Eigenschaften Zur Zeit gibt es nur wenige Messungen, um eine vollständige Analyse der Eigenschaften des Detektors zu machen. Deswegen können hier nur durch Simulationen erzielte Erwartungen diskutiert werden Winkelauflösung Ein Diagramm zur erwarteten Winkelauflösung ist in Abb. 29 dargstellt, wobei auf der Y-Achse die Winkelauflösung und auf der X-Achse der Logarithmus der Energie aufgetragen wird. Die untere Kurve zeigt die Winkeldifferenz zwischen der rekonstruierten und der simulierten Myon-Bahn, während die obere Kurve die Winkeldifferenz zwischen der rekonstruierten Myon-Bahn und der simulierten Neutrino-Bahn darstellt. Aus dieser Grafik erkennt man, dass für E > 10TeV die Winkelauflösung besser als 0.2 o ist, d.h. es gibt eine besonders gute Untergrundsdiskrimination für die Suche nach Punktquellen Effektive Fläche Als effektive Fläche bezeichnet man die Fläche senkrecht zum einfallenden Myon für eine Effizienz von 100 Prozent, also die Rate von nachgewiesenen Myonen durch den einfallenden Fluß von Neutrinos (effektive Fläche für Neutrinos) bzw. 24

25 Abbildung 29: Winkelauflösung[11]. Myonen (effektive Fläche für Myonen). Die Diagramme dazu sind in Abb. 30 dargestellt. Hierbei sieht man, dass bei niedrigen Energien die effektive Flaeche für Neutrinos sowie für Myonen, aufgrund der sehr kleinen Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit der Erde, ziemlich klein wird. Zusätzlich wird die effektive Fläche fuer Neutrinos für kleinere Nadir-Winkel bei sehr hohen Energien wegen der viel höheren Absorptions-Wahrscheinlichkeit des Neutrinos auf dem Weg zum Detektor kleiner. Abbildung 30: Effektive Fläche[12] für Neutrinos (links) und für Myonen (rechts) Sensitivität Die Erwartung für die Sensitivität des Antares-Experiments kann man auf zwei verschiedene Art und Weisen untersuchen. Auf der linken Seite der Abb. 31 wird 25

26 das Produkt E 2 Φ für das Antares-Experiment gegen die Deklination aufgetragen, so dass man sieht, dass die Punktquellen-Sensitivität vergleichbar groß mit der des Amanda-Detektors ist (aber natürlich bei unterschiedlichen Deklinationen). Auf der rechten Seite wird E 2 Φ gegen die Energie halblogarithmisch aufgetragen, um die für die Analyse des diffusen Neutrino-Flusses relevante Sensitivität zu betrachten. Hierbei ist die Sensitivität erheblich grösser als für beide Amanda-Experimente. Abbildung 31: Punktquellen-Sensitivität (links)und diffuse ν-fluss-sensitivität (rechts) für Antares[13] Untergrund Im Gegensatz zu Amanda- und allen im Eis installierten Neutrino-Teleskopen entsteht bei den Messungen mit Wasser-Cherenkov-Zählern ein sehr störender Untergrund, der die Analyse der Daten behindert. Dieser Untergrund besteht hauptsächlich aus einer durch die 40 K-Radioaktivität verursachten konstanten Baseline, die bei Antares eine Rate von ca. 50kHz hat, sowie aus der durch Mikroorganismen ausgestrahlten Biolumineszenz, die zur Messung von charakteristischen Peaks führt. Es gibt außerdem eine sehr klare Korrelation zwischen der Rate der durch Biolumineszenz gemessenen Peaks und der Geschwindigkeit des Wassers (Abb. 32) Biofouling Das Bakterienwachstum und die Ablagerung von Sedimenten in OMs, das so genannte Biofouling, ist der Grund für ein weiteres Hindernis für die Analyse der Messungen. Je horizontaler die OMs positioniert werden, desto mehr werden die Messungen durch das Biofouling beeinflusst(abb. 33). 5.3 Messungen Eine der wenigen bis jetzt analysierten Messungen des Antares-Detektors wird in Abb. 34 dargestellt. Dabei wurden atmosphärische Myonen mit einem Pro- 26

27 Abbildung 32: Typische gemessenen Daten für die drei OMs einer bestimmten Ebene eines Antares-Strings (links) und die Korrelation zwischen der Rate der durch Biolumineszenz gemessenen Peaks und der Geschwindigkeit des Meereswassers[14]. Abbildung 33: Einfluss des Biofoulings für die Datennahme bei verschiedenen OM-Winkeln[15]. 27

28 totypstring gemessen (2000). Man sieht, dass die gemessenen Daten mit der Monte-Carlo Simulation sehr gut übereinstimmen. Abbildung 34: Eine der weinigen bis jetzt durchgeführten Antares- Messungen[16]. 6 Überblick über andere und zukünftige Projekte Es gibt mehrere weitere Projekte in unterschiedlichen Entwicklungsphasen. Diese Projekte werden im Folgenden kurz beschrieben. 6.1 Baikal-Teleskop Das Baikal-Teleskop ist in etwa 1 km Tiefe im sibirischen Baikalsee positioniert und hat eine sehr ähnliche Struktur wie das Antares-Teleskop (auf einer kleineren Skala). Dieses Experiment wurde im Jahr 1993 installiert und verfügt nach einer Verbesserung seit dem Jahr 1998 über 192 Lichtsensoren und acht Trossen (siehe Abb. 35). 6.2 Ice-Cube Nach den bis jetzt entwickelten theoretischen Modellen ist ein km 3 -Teleskop nötig, um Punktquellen sowie den diffusen ν-fluß nachzuweisen. Deswegen wurde der Aufbau des Ice-Cube-Detektors als Folgeprojekt des Amanda-Eperiments beschloßen. Dieses 250 Millionen US-Dollar teure Teleskop wird im Jahr 2010 fertig sein und wird dann über fast 5000 Detektoren verfügen. Zusätzlich wird die Messung der kosmischen Strahlung mit dem Ice-Top-Luftschauerdetektor 28

29 Abbildung 35: Baikal-Teleskop. (siehe Skizze 36) möglich sein. Bis jetzt wurden 9 der 80 Strings installiert. Die erwartete Sensitivität wird bedeutend besser als für alle vorherigen Experimente sein (siehe Abb. 37). Abbildung 36: Ice-Cube-Teleskop. 6.3 Nemo NEMO ist ein rein italienisches Projekt, das aus einer vollkommen neuartigen flexiblen 3D-Struktur (durch senkrecht aufeinanderliegende Stäbe zusammengestellte modulare Struktur) bestehen wird. Der Detektor wird am Ende eine Höhe von 750 m, eine Stablänge von 15 m sowie 4 OMs pro Stufe haben (siehe 29

30 Abbildung 37: Erwartete Sensitivität für das Ice-Cube-Teleskop. Skizze in Abb. 38). Der erste Prototyp wurde gerade vor einigen Monaten in ca. 3340m Tiefe installiert. 6.4 Nestor NESTOR wird in 4 km Tiefe vor der griechischen Küste installiert und wird aus einem Turm mit 12 hexagonalen Ebenen in Intervallen von 20 m bestehen (mit insgesamt Hamamatsu PMTs und einen Durchmesser von 32m). Die erste Ebene wurde schon installiert und die ersten Daten registriert. In Abb. 39 ist die Struktur des Detektors dargestellt. 6.5 KM3NET KM3NET ist ein km 3 großer Detektor im Mittelmeer, um den Ice-Cube Detektor zu ergänzen. Er wird als gemeinsames Folgeprojekt der Antares-, Nemo- und Nestor-Kollaborationen errichtet. Durch die Verwendung eines neuen Designs mit kosteneffektiven Lösungen, Stabilität im Wasser, einer möglichst schnellen Installation und verbesserten Komponenten werden die Effizienz und die Sensitivität im Vergleich mit den vorherigen Projekten deutlich verbessert. Die Projektinitiative startete im Jahr 2002, der erwartete Anfang der R+D-Phase wurde für 2006 festgelegt, während die Datennahme ab 2011 erfolgen soll. 7 Zusammenfassung Zum Schluss eine kurze Zusammenfassung: Astronomische Neutrinos sind eine wichtige Quelle von Informationen über unser Universum und werden sehr intensiv untersucht. Der Nachweis dieser Neu- 30

31 Abbildung 38: Nemo-Teleskop. Abbildung 39: Nestor-Teleskop. 31

32 trinos wird über den Cherenkov-Effekt durch besonders strukturierte Teleskope (PMT-Arrays) im antarktischen Eis oder Mittelmeer erreicht. Es gibt zum jetzigen Zeitpunkt mehrere Teleskope in Betrieb (Amanda, Baikal) und andere in Aufbau. Leider sind bis jetzt, aufgrund der nicht ausreichenden Sensitivität der aktuell funktionierenden Detektoren, noch keine Punktquellen entdeckt worden (aktuelles Flußlimit für Amanda-II: E 2 Φ = GeV/s sr cm 2 ). Literatur [1] Siehe URL [2] E.Waxmann and J.N.Bahcall, Phys.Rev. D59, (1999) [3] ApJ: astro-ph/ [4] High Energy Neutrino Physics: Lectures from SLAC Summer Institute (2000) Seite 61. [5] Siehe URL [6] Ahrens. et al. PRD(2002), astro-ph/ [7] Ahrens. et al. PRD(2002), astro-ph/ [8] Siehe URL [9] Siehe URL [10] X.Bai, et al. Astropart. Phys. (2002) [11] Siehe URL [12] Siehe URL [13] I.Sokalski, proceedings of the 44th workshop on QCD at cosmic energies (2004) Seite 9 u. 10. [14] Siehe URL [15] Siehe URL [16] V.Flaminio, proceedings of science (HEP2005) 025 Seite 3. 32