Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Die Präsentation wird geladen. Bitte warten

Neutrino Astronomie Sebastian Göller. Nachteile der klassischen Astronomien Beobachtung im Radio-, Infrarot-, Optischen, Ultraviolett-, Röntgen- oder.

Ähnliche Präsentationen


Präsentation zum Thema: "Neutrino Astronomie Sebastian Göller. Nachteile der klassischen Astronomien Beobachtung im Radio-, Infrarot-, Optischen, Ultraviolett-, Röntgen- oder."—  Präsentation transkript:

1 Neutrino Astronomie Sebastian Göller

2 Nachteile der klassischen Astronomien Beobachtung im Radio-, Infrarot-, Optischen, Ultraviolett-, Röntgen- oder -Bereich Rasche Absorption in Materie nur Oberflächenbeobachtung möglich Absorption durch kosmischen Staub energiereicher -Quanten durch diffuse Infrarotstrahlung 3K Hintergrundstrahlung Teilchen gleich Antiteilchen

3 Nachteile geladener und neutraler Primärteilchen Protonen < eV Ablenkung durch Magnetfelder keine Richtungsinformation > eV Greisen-Zatsepin-Kuzmin Cut-off der Photoproduktion von Pionen an Schwarzkörper-Photonen + p p + und + p n + Neutronen zerfallen auf dem Weg zur Erde ist Energieschwelle. (E CMB = eV CMB Dichte von n CMB = 400 cm -3 ergibt mittlere freie Weglänge von 6 Mpc Typischer Energieverlust von 20% per Streuung max. Entfernung der Quelle 50 bis 100 Mpc Bsp: E = eV Neutron = 887 s Neutron = Lichtjahre

4 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 ( e N) cm 2 / Nukleon Wechselwirkungswahrscheinlichkeit mit der Erde N A d Solarer Fluss j 7 · cm -2 s -1

5 Neutrino Quellen Kosmologische Neutrinos Atmosphärische Neutrinos Solare Neutrinos Supernova Doppelsternsysteme Aktive Galaktische Kerne (AGN) Gamma Ray Bursts (GRB)

6 Atmosphärische Neutrinos Wechselwirkung der primären kosmischen Strahlung (Protonen) mit den Atomkernen der Luft. Es entstehen also pro – Zerfall insgesamt 2 Myon-Neutrinos und 1 Elektron-Neutrino. (Störender Untergrund, jedoch interessant für den elementarteilchenphysikalischen Aspekt der Astroteilchenphysik.)

7 Super Kamiokande t ultrareines Wasser e + e - e + e - e + N e - + N + N - + N GeV Leptonen erzeugen Cherenkow Licht e -, e + - elektromagnetische Kaskaden kurzer Reichweite + - lange, gerade Spuren Photomultiplier (Kathodendurchmesser 50cm) Energieschwelle bei 7 MeV Myon Defizit: R = 0,69 ± 0,06

8 Neutrino Oszillation Teilchenmischzustände Leptoneigenzustände der schwachen Wechselwirkung e, sind Überlagerung von Masseneigenzuständen 2-Neutrino-Mischung: m 0 e = cos sin m 1 m 2 = - sin cos allg.:

9 Erklärung des Defizits Umwandlung in Neutrinos haben zu wenig Energie zur Erzeugung (m 1,77 GeV) keine Wechselwirkung im Detektor R=0,69 m eV 2 maximale Mischung sin 2 2 =1 entsprechend = 45º Bei Leptonen-ähnlicher Massenhierarchie m nt 0,05 eV Zenitwinkelabhängigkeit S = (aufwärts) / (abwärts) = 0,54 ± 0,06

10 Solare Neutrinos Fusions Kernreaktor: Wasserstoff wird zu Helium verbrannt.

11 Solare Neutrinos p + p d + e + + e 85 % 7 Be + e - 7 Li + e 15 % 8 B 8 Be + e + + e 0,02 % Solarer Fluss: j 7 · cm -2 s

12 Messung des solaren Neutrino Fluss Das Chlor-Experiment von R. Davis Detektor in 1500 m Tiefe in der Homestake-Mine in South Dakota Liter Perchlorethylen (C 2 Cl 4 ) Energieschwelle 810 keV ( 8 B-Neutrinos) e + 37 Cl 37 Ar + e - 27% der erwarteten solaren Neutrinos Die Gallium-Experimente GALLEX und SAGE Gran Sasso in Italien und Kaukasus Energieschwelle 233 keV (pp-Neutrinos) e + 71 Ga 71 Ge + e - 52% der erwarteten solaren Neutrinos Neutrinoeinfangrate des Galliums mit Neutrinos aus einer Bq starken 51 Cr-Quelle überprüft

13 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 e und Oszillation bestätigt

14 Supernova Neutrinos Normaler Stern Sanduleak (1987A) mit 10m S und T O =15 000K Wasserstoffbrennen, Steigerung der Leuchtkraft auf das fache der Sonnenluminosität Roter Überriese Heliumbrennen Jahre Gravitationskontraktion Kohlenstoffbrennen 740 Mio. K und 240 kg/cm 3 Rasch abfolgende Kontraktions- und Fusionsphasen führen über das Sauerstoff-, Neon-, Silizium- und Schwefelbrennen schließlich zum Eisen Kollaps unter eigener Schwerkraft Neutronenstern 20 km Durchmesser

15 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) Neutrinos mit E gesamt =(6±2) Joule wurden in 10 Sekunden erzeugt. Der Weltenergieverbrauch beträgt 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.

16 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

17 Fermi Beschleunigung 1. Ordnung: wiederholte Streuung geladener Teilchen an bewegtem magnetisierten Plasma (ebene Schockwellen) E = E E n = E 0 (1 + n (V - Geschwindigkeit des Gases hinter Schockfront) V / c = E / E 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 = E / E 4 / 3 Energiegewinn nicht sehr effektiv!

18 Doppelsternsystem: Pulsar und normaler Stern Hochenergetische Protonen treffen auf die Atmosphäre des Begleitsterns Gleiche Anzahl von Neutrinos und Photonen werden erzeugt p + Kern Rest c

19 Doppelsternsystem: Pulsar und normaler Stern Absorption der Photonen durch die Sternatmosphäre abhängig von lokaler Dichte Säulendicke

20 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

21 Detektorvolumen Neutrinospektrum einer Punktquelle in der Galaxis Integraler Fluss (E > 100 TeV) = [cm -2 s -1 ] Wirkungsquerschnitt hochenergetischer Neutrinos ( e N) 6, E [GeV] cm 2 / Nukleon E = 100 TeV ( e N) 6, cm 2 / Nukleon W N A d (N A - Avogado Zahl, d = 1 km = 10 5 cm, (Eis) g cm Gesamtzahl der Ereignisse N = W A eff t = 250 Ereignisse (effektive Sammelfläche A eff = 1 km 2, Messzeit t = 1 Jahr)

22 Cherenkow Zähler Neutrino Myon Myon erzeugt über Paarerzeugung und Bremsstrahlung elektromagnetische Teilchenkaskaden Intensität 1/ Meßgenauigkeit: 1-5 ns

23 Geschichte der Cherenkow Zähler DUMAND (Deep Underwater Muo and Neutrino Detector) Hawaii ,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 m 2 12 hexagonale Ebenen im Abstand von 20 m mit 32 m Durchmesser ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental Research) Frankreich km tief PM, A eff = m 2, später 1 km 3

24 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 A eff = m 2 für E > 1 TeV Energieschwelle bei 50 GeV

25 AMANDA - erste Ergebnisse 1997: 10 9 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

26 ICECUBE ab 2008 in Betrieb PM in 1 km 3 Eis 50 Millionen Dollar Szintillatorplatten messen Richtung von Luftschauern


Herunterladen ppt "Neutrino Astronomie Sebastian Göller. Nachteile der klassischen Astronomien Beobachtung im Radio-, Infrarot-, Optischen, Ultraviolett-, Röntgen- oder."

Ähnliche Präsentationen


Google-Anzeigen