Suche nach kosmischen Neutrinos auf dem Grund des Mittelmeeres Alexander Kappes Physikalisches...

Suche nach kosmischen Neutrinos Suche nach kosmischen Neutrinos auf dem Grund des Mittelmeeresauf dem Grund des Mittelmeeres

Alexander KappesPhysikalisches Institut

Universität Erlangen-Nürnberg

Kosmische Strahlung Kosmische Neutrinos Das Neutrino-Teleskop ANTARES Zukünftige Neutrino-Teleskope

Tandemkolloquium Tandemkolloquium Erlangen, 16.12.2004Erlangen, 16.12.2004

Tandemkolloquium Erlangen, 16.12.2004

Alexander Kappes Universität Erlangen2

Kosmische Strahlung Erstmals 1912 von

Victor Hess während eines Ballonexperiments beobachtet

Besteht bei hohen Energiendominant aus:Protonen und -Teilchen

kosmische Strahlungkosmische Strahlung

< 1 TeV Satelliten / Ballonexp.> 1 TeV Luftschauerdetektoren (u.a. KASCADE, AGASA, Pierre-Auger)



Suche nach Quellen von hochenergetischer kosmischer Strahlung

für E < 1019 eV wegen Ablenkung im galaktischen Magnetfeld keine Richtungsinformation

in diesem Energiebereich keine Identifikation von Quellen möglich bei Energien E > 1019 eV begrenzte Reichweite durch

Wechselwirkung mit Mikrowellenhintergrund




Kosmische -Strahlung

RXJ 1713 with H.E.S.S.:(Galaktischer Supernovarest) Erste TeV -Quelle mit

aufgelöster Morphologie Struktur in guter

Übereinstimmung mit der im Röntgenbereich

Demonstriert eindeutigBeschleunigung in Supernova-Hülle

Quelle lokalisierbar nur geringe Reichweite (100 Mpc für E ≈ 10 TeV) unterscheidet nicht zwischen Hadron- und Elektron-Beschleunigung


H.E.S.S. H.E.S.S. Čerenkov-Teleskope (Namibia)Čerenkov-Teleskope (Namibia)



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 Synchrotronstrahlungp + p() → + X + e + e +

Neutrino-Oszillation führt zu e : : ≈ 1 : 1 : 1

kosmische Neutrinoskosmische Neutrinos

e : : ≈ 1 : 2 : 0

N () ≈ N ()



Nachweis von kosmischen Neutrinos Nachweis erfordert große Detektoren

Nutzung natürlich vorkommender Medien (Eis, Wasser) Nachweis über Čerenkov-Strahlung von oder Schauerteilchen




Allgemeines Nachweisprinzipkosmische Neutrinoskosmische Neutrinos



Neutrino-Teleskope weltweit kosmische Neutrinoskosmische Neutrinos

AMANDA (Südpol)AMANDA (Südpol)Medium: Eis;Medium: Eis;

Daten seit 1997Daten seit 1997

NESTOR (Mittelmeer)NESTOR (Mittelmeer)Medium: Salzwasser;Medium: Salzwasser;

im Aufbauim Aufbau

ANTARES (Mittelmeer)ANTARES (Mittelmeer)Medium: Salzwasser;Medium: Salzwasser;

im Aufbauim Aufbau

Baikal (Baikal-See)Baikal (Baikal-See)Medium: Süßwasser;Medium: Süßwasser;

Daten seit 1991Daten seit 1991

Forschungs- und Entwicklungsprojekt für kmForschungs- und Entwicklungsprojekt für km33: NEMO (Mittelmeer) : NEMO (Mittelmeer) Zukunftsprojekte (kmZukunftsprojekte (km33): IceCube (Südpol), KM3NeT (Mittelmeer)): IceCube (Südpol), KM3NeT (Mittelmeer)

Dumand (Hawaii)Dumand (Hawaii)Medium: Salzwasser;Medium: Salzwasser;

Pionierexperiment Pionierexperiment 1995 eingestellt1995 eingestellt



Messung des hochenergetischen atmosphärischen Neutrino-Spektrums durch AMANDA




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 (m ≈ 50 GeV – 1 TeV)Einfang in Gravitationspotential (z.B.: Erde, Sonne, Galaktisches Zentrum)

Suche nach exotischen Teilchen:z.B. Nukleorite, magnetische Monopole

Entdeckung von bisher Unbekanntem


+ → + X



Beispiel: Suche nach Punktquellen kosmische Neutrinoskosmische Neutrinos

Bis jetzt noch keine Quelle hochenergetischer kosmischer Neutrinos entdeckt



Himmelsabdeckung komplementär zu AMANDA

Vorteil: Wasser ist gutes Čerenkov-Mediumhomogen geringe Lichtstreuung

Nachteil: optischer Untergrund durch 40K-Zerfall + Biolumineszenz Abschirmung des Tageslichts (Absorptionslänge ≈ 50 m) Abschirmung von atmosphärischen Myonen

Warum ein Teleskop auf dem Grund des Mittelmeers?ANTARESANTARES



20 Institute aus 20 Institute aus 6 europäischen Ländern6 europäischen Ländern

ANTARES KollaborationANTARESANTARES



Der ANTARES-DetektorANTARESANTARES

Herausforderungen: Druck: 240 bar Salzwasser schwer zugänglich



Der ANTARES-StringANTARESANTARES

akustischer akustischer AuslösemechanismusAuslösemechanismus

StockwerkStockwerk

BefestigungBefestigungString-KabelString-Kabel



Optisches ModulANTARESANTARES

Hamamatsu 10‘‘ PMHamamatsu 10‘‘ PMQuanteneff.: >20% (360<Quanteneff.: >20% (360<<460 nm)<460 nm)

BB-Abschirmung-Abschirmung

øø 43 cm, 600 bar 43 cm, 600 bar

optisches Moduloptisches Modul

AmplitudenauflösungAmplitudenauflösung(Labormessung)(Labormessung)



Dezember 2002Dezember 2002Installation der VerzweigungsboxInstallation der Verzweigungsbox

See-OperationenANTARESANTARES

Februar 2003Februar 2003Installation der Prototyp-StringsInstallation der Prototyp-Strings

JuliJuli 20032003Bergung der Strings Bergung der Strings

MärzMärz 20032003Verkabelung mit U-BootVerkabelung mit U-Boot



Daten von den Prototyp-Strings Erfolgreiche Tests der Installationsprozeduren Langzeit-Daten des optischen Untergrunds aufgenommen

aber auch Probleme:beschädigte Glasfaser + Wasserleck keine Myon-Rekonstruktion möglich

+ Ausfall eines Stockwerks

ANTARESANTARES

0.4 Sekunden0.4 Sekunden 3.53.5 MonateMonate

Baseline rateBaseline rate



Vom Photomultiplier-Signal zum Physik-ErgebnisANTARESANTARES



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

Offline:– Klassifizierung der Ereignisse– Rekonstruktion der Ereignisse– Physik-Analyse

Vom Photomultiplier-Signal zum Physik-ErgebnisANTARESANTARES

Rechenzentrum LyonRechenzentrum Lyon



Online-Filter: Teilchen- und Untergrund-Raten

Teilchenraten

Myonen aus Neutrinos O(10-5/ s) atmosph. Myonen O(103/ s)

ANTARESANTARES

Untergrundraten40K-Zerfall, Biolumineszenz

Rate pro PM: 60 – 200 kHz

Datenrate durch Untergrund dominiertDatenrate durch Untergrund dominiert



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

ANTARESANTARES



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

ANTARESANTARES

EffizienzEffizienz

cos cos cc ≈≈ 1 / n 1 / n



Optimierung des Online-Filter Kausalitätsbedingung: t < n / c · x xmin = Minimum der Abstände aller Trefferpaare

in einem akzeptierten Ereignis

ANTARESANTARES

Myonen E > 10 GeVMyonen E > 10 GeV Untergrund 100 kHzUntergrund 100 kHz

Schnitt xmin < 60 m: Untergrundunterdrückung ≈ 97%, Effizienzverlust ≈ 1.5%



Ereignisrekonstruktion: MyonenSignatur: Čerenkov-Photonen von -Spur

Informationen: Photomultiplier-Ort und -Ausrichtung, Signalamplitude und Zeit, Eigenschaften der Čerenkov-Strahlung

ANTARESANTARES

Spur-Rekonstruktion Energie-Rekonstruktion

< 0.3o (E > 10 TeV) (log E) = 0.3 (E > 1 TeV)



Ereignisrekonstruktion: Schauer

Winkelauflösung:

Energieauflösung:(log E) ≈ 0.23

ANTARESANTARES

Signatur: „Punktquelle“ von ČerenkovPhotonen

Informationen: PM Ort / Ausrichtung, Signalamplitude / Zeit,Eigenschaften der Čerenkov-Strahlung



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

ANTARESANTARES



km3- große Čerenkov-Teleskope

IceCube (Südpol): – Gelder bewilligt– Einfrieren der ersten 4 Strings diesen Polarsommer– Installation des gesamten Detektors bis 2010

KM3NeT (Mittelmeer):– Gemeinsames Projekt der europäischen -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“

zukünftige zukünftige -Teleskope-Teleskope

km3-Detektoren nötig, um Physikpotential von Neutrino-Teleskopen voll auszuschöpfen



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“ durchTeilchenschauer erzeugt Druckpuls

Bipolare Form mit Amplitude O(1 Pa · E / PeV)in 400 m Abstand

Reichweite von Schall in Wasseretwa 10 mal größer als von Licht



F&E zur akustischen Teilchendetektion in ErlangenZielsetzung: 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– . . .




Testmessungen am Protonenstrahl Protonenstrahl erzeugt in Wasser ähnlichen Schauer wie Neutrino Ziel: Test von Hydrophonen, detaillierte Vermessung des Schallsignals z.B.: Signalamplitude sollte bei 4oC Wassertemperatur verschwinden


Beweis für thermoakustische SignalerzeugungBeweis für thermoakustische Signalerzeugung

180 MeV Protonen

180 MeV Protonen



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

km3 Neutrino-Teleskope in Planung (KM3NeT) / Aufbau (IceCube)

akustische Teilchendetektion vielversprechende Alternative zu optischen Teleskopen für E > 1 EeV

E N D EE N D E



Kosmische Strahlung Erstmals 1912 von

Victor Hess während einer Ballonfahrt beobachtet

Besteht hauptsächlich aus:Protonen (85%),-Teilchen (12%)nur ca. 2% Elektronen


< 1 TeV Satelliten/Ballonexp.> 1 TeV Luftschauerdetektoren (Kaskade, AGASA, Fly‘s Eye, Pierre-Auger-Observatory)

irdische Beschleuniger:LHC Strahlenergie ~1013 eV

GZK-CutoffGZK-Cutoff

pp + + → → → → + + NN



Kosmische -StrahlungElektron-Synchrotronstrahlung, inverse Compton-Streuung, 0-Zerfall


Integral

XMM, Chandra

HESS MAGIC

CangarooWhipple

EGRET, GLASTEGRET, GLAST



Beschleunigungsmechanismen Fermi-Beschleunigung (erste Überlegungen 1949 von Fermi):

Beschleunigung an Schockfronten, z.B. von Supernovae (SN)E bisca. 101315 eV

dN / dE E-

Mechanismen für E > 1015 eV noch nicht verstanden


Emax L·BTeilchen müssen in

Beschleunigungsregion überlange Zeit gehalten werden



Sensitivität von Neutrino-Teleskopen auf diffusen Flußkosmische Neutrinoskosmische Neutrinos

Bis jetzt noch keine extra-solaren Neutrinos beobachtet !

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