Astroteilchenphysik I
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- Daniel Mann
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1 Astroteilchenphysik I Wintersemester 2013/14 Vorlesung # 08, Guido Drexlin, Institut für Experimentelle Kernphysik Experimentelle Techniken - CTA & Milagro - Neutrino-Teleskope: Techniken - Signal & Untergrund - im Wasser & unter Eis - Wasser-Cherenkov-Teleskope - IceCube: Aufbau & Resultate KIT University of the State of Baden-Württemberg and National Research Center of the Helmholtz Association
2 Gammaquellen & Erzeugungsmechanismen Erzeugung von hochenergetischen Gammas: zwei grundlegende Erzeugungsmechanismen ( LEP vs. LHC ) dichte Molekülwolke Schockwelle hadronisch heißes Gas Supernova- Überrest g + e - g + e - p 0 -Zerfall p 0 g + g Inverse Compton- Streuung leptonisch UHE-Gammaquellen: SN-Schocks, Pulsarwindnebel, diffuse Strahlung, AGNs (aktive Galaxien), G. Drexlin VL08
3 Gamma-Teleskope Aufbau großer Arrays von Cherenkov-Teleskopen: - gute Untergrund-Diskriminierung - Scan der galaktischen Ebene - Individuelle Quellen: ausgedehnte SN-Schocks Pulsarwindnebel aktive Galaxien (AGNs) TeV-Gamma-Astronomie: neues Flaggschiffprojekt CTA Nord-Süd Standortauswahl Arizona Mexiko Teneriffa Chile Namibia Argentinien G. Drexlin VL08
4 CTA Observatorium Quellen Abschätzung: ~ 1000 TeV Gamma-Quellen in CTA Betrieb als klassisches Observatorium Abstand kpc Mpc Gpc bisherige Sensitivität galaktische extragalaktische Quellen zukünftige Sensitivität H.E.S.S. - Beobachtung CTA - Simulation simulierte CTA Sensitivität im Vergleich mit H.E.S.S G. Drexlin VL08
5 Milagro Experiment Milagro: ein Wasser-Cherenkov Detektor ( ) als TeV Gamma (CR) -Observatorium mit großem Gesichtsfeld H 2 O Tank mit 723 PMTs Anisotropie: Nachweis von 2 hot spots nahe am Sternbild Orion - erhöhter Fluss an TeV Gammas g Jemez Mountains, Los Alamos Milagro hot spots H 2 O Tank (4800 m 2 ) G. Drexlin VL08
6 HAWC Experiment High-Altitude Water Cherenkov Observatorium (HAWC) - Milagro-Nachfolge-Experiment in Pueba (Mexiko) m Höhe: niedrige Schwelle für Gammas große Wasser-Cherenkov-Tanks auf m 2 - Ziele: Abdeckung eines großen Himmelsbereichs zur Beobachtung von AGNs, GRBs, diffuse Quellen Pico de Orizaba jeder Wassertank gefüllt mit l 7.3 m G. Drexlin VL08
7 2.1.3 Neutrino-Teleskope UHE Neutrinos: Erzeugung in astrophysikalischen Beschleunigern - Nachweis über CC & NC Reaktionen in großvolumigen Neutrinoteleskopen - im Eis (IceCube) - unter Wasser (KM3NeT) Nachweismechanismus: - hochenergetisches n µ erzeugt relativistisches Myon mit großer Reichweite, das Cherenkovlicht emittiert - Detektion des Cherenkovlichts mit PMT-Array (3-dim) in einem Myon instrumentierten Volumen von km 3 PMTs CC Neutrino G. Drexlin VL08
8 UHE Neutrino-Punktquellen Neutrino-Astronomie: Quellen: - AGN-Jets (aktive Galaxien) - GRBs (Gammastrahlen-Burst) - µ-quasare (galaktisch) Modell: - UHE Protonenbeschleuniger beam dump (Materiewolke) p + p p + p + p + n µ + µ + e + + n e + n µ - UHE Neutrinos n µ, n e, aus Pion-Myon-Zerfallskaskade - UHE Neutrinos werden nicht abgeschirmt (Dunkelwolken, ) - Nachweis über Ww. in Erde AGN-Jet Absorber extragalaktische Strahlung G. Drexlin VL08
9 UHE Neutrino-Punktquellen Neutrino-Astronomie: Quellen: - AGN-Jets (aktive Galaxien) - GRBs (Gammastrahlen-Burst) - µ-quasare (galaktisch) Modell: - UHE Protonenbeschleuniger beam dump (Materiewolke) p + p p + p + p + n µ + µ + e + + n e + n µ Flavourzusammensetzung: - an der Quelle n e : n µ : n t = 1 : 2 : 0 - nach Propagation (n-oszillation) n e : n µ : n t = 1 : 1 : 1 vgl. ATP-II AGN-Jet Absorber extragalaktische Strahlung G. Drexlin VL08
10 n-fluss (cm -2 s -1 sr -1 s) Nachweis von UHE Neutrinos - Untergrund Hauptuntergrundquellen: - Myonen aus Schauerprozessen der kosmischen Strahlung - atmosphärische n µ n e aus Wechselwirkungen der kosmischen Strahlung Absorber atmosphärische Neutrinos kosmische Strahlung (Myonen) Polarwinkel cos Q G. Drexlin VL08
11 n-fluss (cm -2 s -1 sr -1 s) Nachweis von UHE Neutrinos - Myonen Hauptuntergrundquellen: - Myonen aus Schauerprozessen der kosmischen Strahlung laufen nach unten (cos q > 0), ~ 10 6 häufiger als n-induzierte Signale Abtrennung der atmosphärischen Myonen (Untergrund) durch Polarwinkelschnitt cos Q < 0 - selektiere nach oben laufende Myonen atmosphärische Neutrinos UHE Neutrinos Q Polarwinkel cos Q G. Drexlin VL08
12 n-fluss (cm -2 s -1 sr -1 s) Nachweis von UHE Neutrinos - Myonen Hauptuntergrundquellen: - Myonen aus Schauerprozessen der kosmischen Strahlung können durch einen Vetodetektor oberhalb des Experiments abgetrennt werden Polarwinkel cos Q G. Drexlin VL08 Abtrennung der atmosphärischen Myonen (Untergrund) durch Vetodetektor atmosphärisches Myon erzeugt Hit im oberirdischen Vetozähler (IceTop) atmosphärisches Neutrino erzeugt Hit nur im Neutrino- Detektor (IceCube)
13 Nachweis von UHE Neutrinos - Erde Neutrinos und Erd-Opazität: - tiefinelastische Streuung s n ~ E n (E n = 100 TeV s n = 10-7 mbarn) - ab 100 TeV beginnt die Erde opaque für n s zu werden Neutrinowirkungsquerschnitte s n & freie Weglänge l n : l N A ( E ) 1 n Erde s n n n n-überlebenswahrscheinlichkeit P beim Durchgang (Strecke d) durch Erde P( E n ) e d l n Erde G. Drexlin VL08
14 E 2 F n (GeV sr -1 s -1 cm -2 ) UHE Neutrino-Energiespektrum Hauptuntergrundquellen: - atmosphärische n µ n e aus Wechselwirkungen der kosmischen Strahlung atmosphärische n s 10-5 atmosphärische Neutrinos AGN n s M87: AGN Jetstruktur 10-8 Modelle AGN-Zentrum Sensitivität IceCube Sensitivität AMANDA Modelle AGN-Jets Neutrino-Energie (GeV) G. Drexlin VL08
15 Nachweis von UHE Neutrinos CC Reaktionen von UHE n µ s erzeugen hochenergetische GeV/TeV/PeV Myonen - E(µ) ~ E(n µ ) Myonen haben große Reichweite in Eis/Wasser 1 PeV: R µ = 1.7 km 10 PeV: R µ = 7 km Emission von Cherenkov- Licht mit q c ~ 43 simulierte Himmelskarte im n-licht PMT R i n µ Myon t 0 (x 0,y 0,z 0 ) q c Spur-Rekonstruktion aus PMTs q n ~ ( E n 0.7 [ TeV 0.6 ]) d i L q i c d i tan q c Wellenfront Rekonstruktion G. Drexlin VL08
16 Nachweis von UHE Neutrinos CC Reaktionen von UHE n µ s erzeugen hochenergetische GeV/TeV/PeV Myonen - E(µ) ~ E(n µ ) Myonen haben große Reichweite in Eis/Wasser 1 PeV: R µ = 1.7 km 10 PeV: R µ = 7 km Emission von Cherenkov- Licht mit q c ~ 43 Spur-Rekonstruktion aus PMTs q n ~ ( E n 0.7 [ TeV 0.6 ]) G. Drexlin VL08
17 Nachweis von UHE Neutrinos: Eis & Wasser Neutrino-Teleskope im Eis & unter Wasser Teleskop im antarktischen Eis Tiefsee-Teleskop im Mittelmeer - gute optische Transparenz - Streuung an Staubteilchen - PMTs niedrige Rauschrate - aufwändige Infrastruktur - Oberflächenveto - optische Transparenz - Bewegung der PMT-Strings - PMTs hohe Untergrundrate - aufwändige Infrastruktur - Ozeanographische Studien G. Drexlin VL08
18 Absorptionskoeffizient (m -1 ) Beispiel: Lichttransport in Eis & Wasser Neutrino-Teleskope im Eis & unter Wasser: Nachweise der Cherenkov-Strahlung Eis ist das bessere Medium Parameter Eis Wasser 0.10 opt. Transparenz Staub variabel 0.08 Biolumineszenz keine ja PMT Rauschrate niedrig khz 0.06 ANTARES Winkelauflösung < Intensität I(n) ~ Frequenz n 0.02 IceCube ~100 m! Transparenz im blauen Bereich wichtig Wellenlänge (nm) G. Drexlin VL08
19 Nachweis von UHE Neutrinos: Wasser weitere Messungen für Standort-Auswahl: - optische Streuung, Stärke der Meeres-Strömungen - Biolumineszenz - Sedimentation Boroe - K-40 Untergrundrate Deiopea - Topologie Meeresboden - Infrastruktur an Land Bathyctena K G. Drexlin VL08
20 Tiefseetechnologie Tiefseetechnologie für 1km 3 Wasserdetektor: - Hochseeschiff (Verlegung) - elektro-optisches Kabel (L = km) Verteilerbox, 50 kw für PMTs Signal-Bandbreite > 100 Gb/s - Hydrophone (Position) - Tiefseetauchroboter G. Drexlin VL08
21 L = 400 m (je 75 PMTs) ANTARES Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch ANTARES - n-teleskop: Mittelmeer vor Toulon (2-2.4 km) - Konzept: flexible Strings mit PMT-Tripels, akustische Transponder (Position) - Fläche A = 200 m 200 m (A eff = 0.1 km 2 ) : Beginn F&E, 2001: erstes Kabel : 12 Strings, seither Datennahme, Nachweis Oszillationen von n atmos 12 vertikale Strings mit je 25 Triplets G. Drexlin VL08
22 NEMO NEutrino Mediterranean Observatory: - italienisches Pilotprojekt (F&E seit 1998) - Vorbereitung & Tests für KM3NeT Phase-I: - Prototyp Turm: 4 instrumentierte Alu- bars - erfolgreicher Betrieb über mehrere (!) Monate NEMO Design elektrooptisches Kabel Boje Verteiler optische Module Turm Phase-II : erster Turm in 3500 m Tiefe installiert km langes elektro-optisches Kabel - instrumentierter Turm mit 16 Alu-Armen (4 PMTs) Anker G. Drexlin VL08
23 NESTOR Neutrino Extended Submarine Telescope with Oceanographic Research: - griechische Pilot-Untersuchungen im ionischen Meer (F&E seit 1991) - verschiedene Tiefsee-Standorte in d > 3500 m Konzept: hexagonaler Stern aus Titan-Rohren mit 2 PMTs an jedem Strahl 2004: Installation eines Prototyps & erste Messungen 2008: Installation eines Turms mit 5 Sternen G. Drexlin VL08
24 KM3NeT Konsortium KM3Net europäisches Konsortium für ein ~5 km 3 großes vernetztes Neutrinoteleskop im Mittelmeer (~200 M Kosten) Ziele: - Abdeckung der südlichen Hemisphäre in UHE Neutrinos - Punktquellen TeV: galaktisches Zentrum, - bessere Sensitivität als IceCube angestrebt + + ANTARES Toulon 2500 m NESTWR = NEMO Capo Passero 3500 m Pylos 4500 m G. Drexlin VL08
25 KM3NeT Konsortium KM3Net F&E Arbeiten zur Entwicklung eines DOM - Digital Optical Module (17-inch Durchmesser) bestückt mit 31 3-inch PMTs zum Nachweis des Cherenkov-Licht - Km3NeT soll verteilt auf 3 Standorte aufgebaut werden 3 inch- PMT KM3NeT- DOM 600 Strings DOMs 17 inch G. Drexlin VL08
26 IceCube an der Südpolstation Südpol Amundsen-Scott Südpolstation 1500 m nicht maßstäblich AMANDA 2000 m G. Drexlin VL08
27 Eistiefe (m) IceCube Neutrinoteleskop Eisoberfläche 0 Schnee Photomultiplier verteilt in einem 1km 3 Volumen in 80 PMT-Strings - PMT s in km Tiefe - Fertigstellung im März Myonen ab Schwelle E thres = 100 GeV G. Drexlin VL08
28 Eistiefe (m) IceCube Neutrinoteleskop Eisoberfläche 0 80 Strings mit 60 PMTs (DOM) in hexagonalem Grid (d = 125 m) Schnee µ-spur G. Drexlin VL08
29 Eistiefe (m) IceCube Neutrinoteleskop Eisoberfläche 0 aus dem Zeitverhalten der PMTs: Bestimmung der Myon-Richtung Schnee Digitales Optisches Modul p > 200 atm Anschluss HV-Teiler Mainboard LED Mu- Metall PMT RTV-Gel Glas-Druckbehälter G. Drexlin VL08
30 IceCube erste Quellen IceCube beobachtet die ersten (extra-) galaktischen Neutrinos (2.8 s Effekt) mit Energien: - E 1 = (1.04 ± 0.16) PeV E 1 = (1.14 ± 0.17) PeV im Detektor - Beginn der HE-Neutrino-Astronomie Ernie Bert G. Drexlin VL08
31 IceCube weitere Neutrinos IceCube beobachtet UHE Neutrinos - astrophysikalischer Ursprung - 2-jährige Messungen von Mai 2010 Mai 2012 Suchkriterien: - minimale Energie 30 TeV - alle Raumrichtungen Resultate: - 28 Ereignisse - ( ) Ereignisse durch atmosphärische n s - 4s Evidenz für astrophysikalische Neutrinos G. Drexlin VL08
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