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Neutrino Astronomie - PowerPoint PPT Presentation


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Sebastian Göller. Neutrino Astronomie. Nachteile der „klassischen Astronomien“. Beobachtung im Radio-, Infrarot-, Optischen, Ultraviolett-, Röntgen- oder g -Bereich Rasche Absorption in Materie  nur Oberflächenbeobachtung möglich Absorption durch kosmischen Staub

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Presentation Transcript
Sebastian g ller

Sebastian Göller

Neutrino Astronomie


Nachteile der klassischen astronomien
Nachteile der „klassischen Astronomien“

Beobachtung im Radio-, Infrarot-, Optischen, Ultraviolett-, Röntgen- oder g-Bereich

  • Rasche Absorption in Materie

     nur Oberflächenbeobachtung möglich

  • Absorption

    • durch kosmischen Staub

    • energiereicher g-Quanten durch

      • diffuse Infrarotstrahlung

      • 3K Hintergrundstrahlung

  • Teilchen gleich Antiteilchen


Nachteile geladener und neutraler prim rteilchen
Nachteile geladener und neutraler Primärteilchen

Protonen

  • < 1020 eV Ablenkung durch Magnetfelder keine Richtungsinformation

  • > 6  1019 eV Greisen-Zatsepin-Kuzmin Cut-off der Photoproduktion von Pionen an Schwarzkörper-Photonen

    g + p  p + p 0 und g + p  n + p +

  • ist Energieschwelle. (ECMB= 6  10-4 eV)

  • CMB Dichte von nCMB = 400 cm-3 ergibt mittlere freie Weglänge von 6 Mpc

  • Typischer Energieverlust von 20% per Streuung  max. Entfernung der Quelle 50 bis 100 Mpc

Neutronen

zerfallen auf dem Weg zur Erde

Bsp: E = 1019 eV t 0Neutron= 887 s g t 0Neutron= 300 000 Lichtjahre


Die neutrino eigenschaften
Die Neutrino Eigenschaften

  • Ladung 0

  • unendliche Lebensdauer

  • sehr geringe Masse  bewegt sich fast mit c

  • winziger Wirkungsquerschnitt

Wirkungsquerschnitt für solare Neutrinos im Bereich einiger 100 keV

s(neN)  10-45 cm2 / Nukleon

Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit der Erde

f = s  NA d r 4  10-12

Solarer Fluss

jn 7 · 1010 cm-2 s-1


Neutrino quellen
Neutrino Quellen

  • Kosmologische Neutrinos

  • Atmosphärische Neutrinos

  • Solare Neutrinos Supernova

  • Doppelsternsysteme

  • Aktive Galaktische Kerne (AGN)

  • Gamma Ray Bursts (GRB)


Atmosph rische neutrinos
Atmosphärische Neutrinos

  • Wechselwirkung der primären kosmischen Strahlung (Protonen) mit den Atomkernen der Luft

    .

  • Es entstehen also pro p – Zerfall insgesamt 2 Myon-Neutrinos und 1 Elektron-Neutrino.

(Störender Untergrund, jedoch interessant für den elementarteilchenphysikalischen Aspekt der Astroteilchenphysik.)


Super kamiokande
Super Kamiokande

  • 50 000 t ultrareines Wasser

  • ne +e- ne +e-

    ne + Ne-+ N‘

    nm+ N m-+ N‘

  • GeV Leptonen erzeugen Cherenkow Licht

    • e-, e+ - elektromagnetische Kaskaden kurzer Reichweite

    • m-, m+ - lange, gerade Spuren

  • 11 200 Photomultiplier

    (Kathodendurchmesser 50cm)

  • Energieschwelle bei 7 MeV

  • Myon Defizit: R = 0,69 ± 0,06


Neutrino oszillation
Neutrino Oszillation

  • Teilchenmischzustände

    Leptoneigenzustände der schwachen Wechselwirkung ne ,nm , nt

    sind Überlagerung von Masseneigenzuständen n1 , n2 , n3

    2-Neutrino-Mischung: mn  0 ne = n1cos + n2 sin 

    m1 m2 nm= -n1sin + n2 cos

allg.:


Erkl rung des n m defizits
Erklärung des nm-Defizits

  • Umwandlung in t-Neutrinos

    nt haben zu wenig Energie zur t- Erzeugung (mt = 1,77 GeV)

     keine Wechselwirkung im Detektor

R=0,69 dm2  3 10-3 eV2

maximale Mischung

 sin2 2 =1 entsprechend  = 45º

Bei Leptonen-ähnlicher Massenhierarchie

 mnt  0,05 eV

  • Zenitwinkelabhängigkeit

    S = nm(aufwärts) / nm(abwärts)

    = 0,54 ± 0,06


Solare neutrinos
Solare Neutrinos

Fusions Kernreaktor: Wasserstoff wird zu Helium verbrannt.


Solare neutrinos1
Solare Neutrinos

p + p  d + e+ + ne 85 %

7Be + e-7Li + ne 15 %

8B 8Be + e+ + ne 0,02 %

Solarer Fluss:

jn 7 · 1010 cm-2 s-1


Messung des solaren neutrino fluss
Messung des solaren Neutrino Fluss

  • Das Chlor-Experiment von R. Davis

    • Detektor in 1500 m Tiefe in der Homestake-Mine in South Dakota

    • 380 000 Liter Perchlorethylen (C2Cl4)

    • Energieschwelle 810 keV (8B-Neutrinos)

    • ne + 37Cl 37Ar + e-

    • 27% der erwarteten solaren Neutrinos

  • Die Gallium-Experimente GALLEX und SAGE

    • Gran Sasso in Italien und Kaukasus

    • Energieschwelle 233 keV (pp-Neutrinos)

    • ne + 71Ga 71Ge + e-

    • 52% der erwarteten solaren Neutrinos

    • Neutrinoeinfangrate des Galliums mit Neutrinos aus einer 6  1016 Bq starken 51Cr-Quelle überprüft


Messung des solaren neutrino fluss1
Messung des solaren Neutrino Fluss

  • Kamiokande (1982)

    • 3000 l ultrareines Wasser, 1000 PM

    • Energieschwelle: 5 MeV

    • 40% der erwarteten solaren Neutrinos

  • Super Kamiokande (1996)

    • Nobelpreis 2002 für Masatoshi Koshiba

  • Sudbury Neutrino-Observatorium

    • Kanada

    • Wasserstoffisotop Deuterium

       Nachweis von ne undnm

       Oszillation bestätigt


Supernova neutrinos
Supernova Neutrinos

  • Normaler SternSanduleak (1987A) mit 10mS und TO=15 000K

  • Wasserstoffbrennen,

     Steigerung der Leuchtkraftauf das 70 000fache der Sonnenluminosität

  • Roter Überriese

     Heliumbrennen600 000 Jahre

  • Gravitationskontraktion

     Kohlenstoffbrennen740 Mio. K und 240 kg/cm3

  • Rasch abfolgende Kontraktions- und Fusionsphasen führen über das Sauerstoff-, Neon-, Silizium- und Schwefelbrennen schließlich zum Eisen

  • Kollaps unter eigener Schwerkraft

     Neutronenstern 20 km Durchmesser


Supernova neutrinos1
Supernova Neutrinos

  • Deleptonisation verursacht Neutrinoburst ungeheurer Intensität

  • Thermische Photonen bilden Elektron-Positron-Paare bei T = 10 MeV

    (alle drei Neutrino Flavours werden in gleicher Zahl erzeugt)

1058 Neutrinos mit Egesamt=(6±2) 1046 Joule wurden in 10 Sekunden erzeugt.

Der Weltenergieverbrauch beträgt 1021 Joule pro Jahr. Sanduleak strahlte während des etwa 10 Sekunden andauernden Neutrinobursts mehr Energie ab als das gesamte restliche Universum zusammen, und hundert mal mehr als die Sonne in ihrer gesamten Lebensdauer von etwa 10 Milliarden Jahren.


Aktive galaxien kerne agn
Aktive Galaxien Kerne (AGN)

  • Galaxien, von denen bipolare Jets ausgehen

  • Schockwellen und starke Magnetfelder in den Jets

  • Supermassive schwarze Löcher im Zentrum als „Antrieb“ vermutet


Fermi beschleunigung
Fermi Beschleunigung

  • 1. Ordnung:

    wiederholte Streuung geladener Teilchen

    an bewegtem magnetisierten Plasma

    (ebene Schockwellen)

    DE = z E  En = E0 (1 + z)n

    (V - Geschwindigkeit des Gases hinter Schockfront)

    b = V / c z=DE / E b 4 / 3

    Energiegewinn nicht von der absoluten Geschwindigkeit sondern vom Kompressionsverhältnis der Schockwelle abhängig!

  • 2. Ordnung

    Beschleunigung an zufällig verteilten magnetischen „Spiegeln“ im bewegten Plasma

    z=DE / E b24 / 3Energiegewinn nicht sehr effektiv!


Doppelsternsystem pulsar und normaler stern
Doppelsternsystem: Pulsar und normaler Stern

  • Hochenergetische Protonen treffen auf die Atmosphäre des Begleitsterns

  • Gleiche Anzahl von Neutrinos und Photonen werden erzeugt

p + Kern  p+ +p- +p0 + Rest

p+  m+ + nm

p- m- + nmc

p0 g + g


Doppelsternsystem pulsar und normaler stern1
Doppelsternsystem: Pulsar und normaler Stern

  • Absorption der Photonen durch die Sternatmosphäre

  • abhängig von

    • lokaler Dichte

    • Säulendicke


Neutrino detektoren
Neutrino Detektoren

  • Geringe Wechselwirkungswahrscheinlichkeit und kleine Neutrinoflüsse erfordern ein großes Volumen und eine hohe Masse

  • transparent - kostengünstig - tief

  • Cherenkow Zähler

    • Ozean

      • Biolumineszenz und Kalium-40-Radioaktivität sind störender Untergrund

    • Eis

      • hohe Transparenz, einfache Instrumentierung

      • Luftblasen unter Druck  Klathdrate


Detektorvolumen
Detektorvolumen

Neutrinospektrum einer Punktquelle in der Galaxis

Integraler Fluss

fn(En > 100 TeV) = 2  10-11 [cm-2 s-1]

Wirkungsquerschnitt hochenergetischer Neutrinos

s(neN)  6,7  10-39 En[GeV] cm2 / Nukleon

En = 100 TeV s(neN)  6,7  10-34 cm2 / Nukleon

W = s  NA d r 4  10-5

(NA - Avogado Zahl, d = 1 km = 105 cm, r (Eis) 1 g cm-3)

Gesamtzahl der Ereignisse

N = fn  W  Aeff  t = 250 Ereignisse

(effektive Sammelfläche Aeff = 1 km2, Messzeit t = 1 Jahr)


Cherenkow z hler
Cherenkow Zähler

  • Neutrino  Myon

  • Myon erzeugt über Paarerzeugung und Bremsstrahlung elektromagnetische Teilchenkaskaden

  • Intensität  1/l2

  • Meßgenauigkeit: 1-5 ns


Geschichte der cherenkow z hler
Geschichte der Cherenkow Zähler

  • DUMAND (Deep Underwater Muo and Neutrino Detector)

    • Hawaii 1975-1996

    • 4,5 km tief

  • BAIKAL (Baikalsee in Sibirien)

    • 1993: 96 PM an 3 Trossen

    • weltweit erste räumliche Rekonstrunktion von Myon-Spuren!

    • 1998: 192 PM an 8 Trossen

    • Energieschwelle bei 10 GeV

  • NESTOR (Neutrino Extended Submarine Telescop with Oceanografic Research)

    • Griechenland

    • 1000 PM auf 30 000 m2

    • 12 hexagonale Ebenen im Abstand von 20 m mit 32 m Durchmesser

  • ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental Research)

    • Frankreich 2004 - 2 km tief

    • 1 000 PM, Aeff=10 000 m2, später 1 km3


Amanda antarctic muon and neutrino detector array
AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector Array)

  • AMANDA-A

    • 1994: 86 PM an 4 Trossen

    • 1997: weitere 216 PM an 6 Trossen

  • AMANDA-B10

    • ab 1998: 19 Trossen mit 676 PM

    • Aeff = 30 000 m2 für En > 1 TeV

    • Energieschwelle bei 50 GeV


Amanda erste ergebnisse
AMANDA - erste Ergebnisse

  • 1997: 109 Ereignisse in 117 Tagen  119 „Neutrino-Kandidaten“

  • nur Atmosphären-Neutrinos

  • Rekonstruktion nahe des Horizonts problematisch - Detektor relativ dünn (120x400m)

  • wie erwartet keine punktförmigen extraterrestrischen Neutrino Quellen gefunden - Detektor zu klein


Icecube
ICECUBE

  • ab 2008 in Betrieb

  • 5 000 PM in 1 km3 Eis

  • 50 Millionen Dollar

  • Szintillatorplatten messen Richtung von Luftschauern


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