Suche nach kosmischen Neutrinos auf dem Grund des Mittelmeeres Alexander Kappes Physikalisches Institut Universität Erlangen-Nürnberg Kosmische Strahlung

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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