Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 01.07.2004 Neutrino-Flüsse von Gamma-Ray Bursts

Melitta Naumann-Godó

Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik

01.07.2004

Neutrino-Flüsse von Gamma-Ray Bursts

Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Einleitung - GRBsGamma-ray bursts = sehr intensive und kurzzeitige Gamma-Strahlen-Emissionen, die für ein paar Sekunden alle anderen Gamma-Quellen überstrahlen (einschließlich der Sonne)


Einleitung - GRBsGamma-ray bursts = sehr intensive und kurzzeitige Gamma-Strahlen-Emissionen, die für ein paar Sekunden alle anderen Gamma-Quellen überstrahlen (einschließlich der Sonne)


Einleitung - GRBs• erste Erwähnung 1973, basierend auf Beobachtungen des Vela Militär-Satelliten 1969-71• 1991 wurde BATSE (Burst and Transient Experiment) an Bord von CGRO in den Orbit befördert -> über 3000 Burst-Beobachtungen• 1997 erstellt der Beppo-SAX Satellit erstmals hochauflösende Röntgenbilder des vorhergesagten Afterglows bei GRB 970228


Verteilung und Häufigkeit von GRBs [BATSE]

• Isotrope Verteilung • keine Häufung in der galakt. Ebene

kosmologische Distanz

seither bestätigt durch Identifizierung der Muttergalaxien (anhand der Rotverschiebung des Afterglows)

• kurze Bursts (0.01s < t < 2s)• lange Bursts (2s < t < 1000s)

bimodale Verteilung

Hinweis auf unterschiedliche Entstehungsmechanismen ??


Kandidaten für GRB Vorläufer

• Vorläuferobjekte bislang nicht genau identifiziert• Vermutung: nur ein kleiner Bruchteil (~10-6) der Sterne kommt hierfür

in Frage

1. Hypernovae oder Kollapsare (massivste Sterne, die in einem Core-Kollaps enden )

2. Doppel-Neutronenstern-Systeme oder Neutronenstern-Schwarzes Loch-Binärsysteme

• Beide Vorläufer-Modelle würden im Endergebnis zur Entstehung eines rotierenden schwarzen Lochs führen, welches von Materietrümmern

umgeben wäre die enorme Kompressionswärme während der Akkretion lässt einen e, -Feuerball entstehen, der sich schnell ausbreitet

Feuerballmodell


Kandidaten für GRB Vorläufer

lange Burstdauer

• Population der Vorläufersterne sind junge, sehr massereiche Sterne, die in einer Hypernova explodieren• Nachglühen im Röntgen- und optischen Licht beobachtet• Fe-Linien im Röntgenspektrum deuten auf SN/HN hin

?Hypernova

kurze Burstdauer

• Burster Population sind alte verschmelzende NS• Nachglühen bislang nicht beobachtet, da Burstdauer zu kurz

?

Doppel-NS-Syteme oder NS-SL-Binärsysteme


Das Feuerball-Modell 1• Luminosität der -Strahlen: L ~ 1052 erg, T~10s• Charakteristische Veränderungszeit: t ~ 10ms

kompaktes Objekt mit R<t c ~ 100 – 1000 km bei isotroper Emission 1044 Ws am Ort des GRB in -Strahlung !

Feuerball expandiert, wird optisch dünner

entkoppeln sich aus dem thermischen Gleichgewicht mit e+e-

thermisches Spektrum der Strahlen erwartet – nicht beobachtet !


Das Feuerball-Modell 2

• Burstquelle ist kompaktes Objekt, das einen mit v ~ c ausbreitenden Materiefluss bewirkt ( > 100)• Burst entsteht wenn im Materie-ausfluss verschiedene Schalen sich mit unterschiedlichen ausbreiten und kollidieren

• Wenn Feuerball durch das umgebende Medium auf v << c abgebremst wird entsteht der Afterglow (wochenlanges Nachglühen der Materie)Feuerball meist anisotrop: ultra-relativistische Jets mit Öffnungswinkel

1/verwaiste GRBs


Fermi-Beschleunigung in GRBs

Teilchenbeschleunigung durch Mehrfachreflexion zwischen zwei relativistischen Schockwellenfronten (Fermi-Beschleunigung 1. Ordnung)• Energiegewinn des Teilchens nach WW: = E/E ~ 2(uS1-uS2)/vT

• Energie nach n Zyklen: En = E0(1+)n

• Teilchenspektrum: N(>E)~(E/E0) wobei der Spektralindex ist und P die Entkommwahrscheinlichkeit

• beobachtete - und Afterglow-Strahlung in GRBs entsteht durch Synchrotron Emission von in Schockwellen beschleunigten Elektronen• in dieser Region müssen auch Protonen diese Schock-Beschleunigung erfahren!•

Fermi-Beschleunigung von Protonen bis 1020 eV

2 pp

p

d

dN

2)1ln(

)1ln(

P


Das Feuerball Modell 3: Strahlungsprozesse

Elektronen

• Spektrum: • Produktionsrate:

• Energieverluste durch:Synchrotron-StrahlungInverse Comptonstreuung

• Entstehung von keV-MeV

Protonen

• Spektrum: • Produktionsrate:

• Energieverluste durch:

-Resonanz + 0

• Entstehung von ~1014 eV Neutrinos

13442 108.0 yrMpcergdnd ppp 13442 103.0 yrMpcergdnd eee

2 eee ddn 2 ppp ddn


UEHCR Flüsse

• beobachtete Rotverschiebungs-verteilung der GRBs 1 < z < 4.5 • wenn Protonen den selben Beschleunigungsmechanismen ausgesetzt sind wie Elektronen, dann ist die CR-Produktionsrate durch GRBs:

• Produktionsrate der UHE Protonen in guter Übereinstimmung mit den gemessenen Flüssen für E>1019 eV • Fluss oberhalb von 1020 eV unterdrückt, da Protonen mit 2.7K reagieren „GZK cutoff“

1344

0

2 108.0

yrMpcergdndzppp


Neutrinos aus der inneren Schockregion ~ 1014 eV

Neutrinoerzeugung über Photo-Meson-Produktion:

Schwellenenergie:

mit ~ 1 MeV, ~ 300 folgt: p ~ 1016 eVPion erhält ca. 20% der Protonenenergie, die sich gleich auf alle Zerfalls-

Leptonen verteilt ~ 1014 eV

Protonenerzeugungsrate:

Neutrinofluss:

srscm

GeV

eVx 21492

10,1min10

μeμ ννeνμ

πnγp

mmpp

1344

0

2 108.0

yrMpcergdndzppp


Afterglow-Neutrinos ~ 1017 eVHochenergetische Protonen (beschleunigt in „reverse shocks“) können mit

10 – 1000 eV Photonen reagieren und über Pionzerfall 1017 – 1019 eV Neutrinos erzeugen

Neutrinofluss abhängig von der Dichte der Materie, die Feuerball umgibt: a) n~1 cm-3 bei interstellarer Materieb) n~104 cm-3 Sternenwind bei Kollaps eines massiven Sterns

a) Fluss zu niedrig nicht detektierbarb) Fluss

Neutrino-Fluss stark unterdrückt für E>1019 eV, da Protonen nicht über Ep> 1020 eV beschleunigt werden

eV

eV

cm

GeV

eVx 17

17

2175.22

105.0

101

1010


Neutrinoflüsse von GRBs


GRB-Neutrinodetektion mit ANTARES ?

• Satelliten Trigger durch GCN (GRB Coordinates Network)• Zeitverzögerung (Koord.berechnung ~5.5scomputer-to-computer socket connection <1s)• Richtungsbestimmung Anfangsgenauigkeit ~10°später ~0.1-2°(stat)+2°(syst)=3°• Schmales Zeitfenster ~30s

massive Untergrundunter-drückung bei -Detektion, da räumliche und zeitliche Korrelation mit Satellitendaten


Abschätzung des GRB Flusses in ANTARES

N

AeffWTT m

NEVNdEtNEEEEN

)()()( 2


Abschätzung der erwarteten

Wirkungs-querschnitt (N)

N

AeffWTT m

NEVNdEtNEEEEN

)()()( 2

Effektives Volumen bei 60 kHz

tGRB ~ 107 sGRB ~ 2

tATM ~ 500*30 sATM ~

km³

log E


Erwartete GRB-Neutrinos pro Jahr in ANTARES

Fazit: • 0.5 pro Jahr in ANTARES aus GRB werden erwartet• JEDES gemessene in Korrelation mit GCN-Satellitendaten ist signifikant !!!• Richtungsbestimmung mit ANTARES (0.4°) besser als Satelliten (3°)

E [GeV] GRB Afterglow atmosph. eff. Untergr

102 – 103 7.89 10-5 5216 9.47 10-3

103 – 104 0.00383 390 7.08 10-4

104 – 105 0.0674 26.6 4.83 10-5

105 – 106 0.251 0.836 1.52 10-6

106 – 107 0.144 0.00011 0.0136 2.47 10-8

107 - 108 0.0776 0.00090 0.000352 6.39 10-10

108 – 109 0.00262 0.00197 3.31 10-6 6.00 10-12

109 - 1010 3.78 10-6 8.96 10-5 1.33 10-9 2.42 10-15

103 - 1010 0.546 0.00310 417 7.57 10-4


Ausblick auf die Implikationen

der Detektion hochenergetischer Neutrinos aus GRBs:

1. Test des Schockbeschleunigungsmechanismus2. Test der Hypothese, dass GRBs eine Quelle hochenergetischer

Protonen (>1016 eV) sind 3. liefert Grenzen für mögliche Vorläufersterne, da der Fluss der ~1017

eV Neutrinos von der Umgebung des Feuerballs abhängt

4. unter Berücksichtigung der -Oszillationen (1:2:0) (1:1:1) wäre die Detektion eines ein „appearance experiment“

5. Test der Gleichzeitigkeit von und Ankunft (spezielle Relativitätsth.)6. Test des schwachen Äquivalenzprinzips (= und erfahren die

gleiche Zeitdilatation wenn sie durch ein Gravitationspotential laufen)

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