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

Einleitung - GRBs Gamma-ray bursts = sehr intensive und kurzzeitige Gamma-Strahlen-Emissionen, die für ein paar Sekunden alle anderen Gamma-Quellen überstrahlen (einschließlich der Sonne) Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Einleitung - GRBs Gamma-ray bursts = sehr intensive und kurzzeitige Gamma-Strahlen-Emissionen, die für ein paar Sekunden alle anderen Gamma-Quellen überstrahlen (einschließlich der Sonne) Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

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 Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

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 ?? Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

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, g-Feuerball entstehen, der sich schnell ausbreitet Feuerballmodell Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

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 Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Das Feuerball-Modell 1 Luminosität der g-Strahlen: Lg ~ 1052 erg, T~10s Charakteristische Veränderungszeit: Dt ~ 10ms kompaktes Objekt mit R<Dt c ~ 100 – 1000 km bei isotroper Emission 1044 Ws am Ort des GRB in g-Strahlung ! Feuerball expandiert, wird optisch dünner  g entkoppeln sich aus dem thermischen Gleichgewicht mit e+e-  thermisches Spektrum der g-Strahlen erwartet – nicht beobachtet ! Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Das Feuerball-Modell 2 Burstquelle ist kompaktes Objekt, das einen mit v ~ c ausbreitenden Materiefluss bewirkt (G > 100) Burst entsteht wenn im Materie-ausfluss verschiedene Schalen sich mit unterschiedlichen G 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/G  verwaiste GRBs ??? Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Fermi-Beschleunigung in GRBs Teilchenbeschleunigung durch Mehrfachreflexion zwischen zwei relativistischen Schockwellenfronten (Fermi-Beschleunigung 1. Ordnung) Energiegewinn des Teilchens nach WW: e = DE/E ~ 2(uS1-uS2)/vT Energie nach n Zyklen: En = E0(1+e)n Teilchenspektrum: N(>E)~(E/E0)g wobei g der Spektralindex ist und P die Entkommwahrscheinlichkeit beobachtete g- 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 Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Das Feuerball Modell 3: Strahlungsprozesse Elektronen Spektrum: Produktionsrate: Energieverluste durch: Synchrotron-Strahlung Inverse Comptonstreuung Entstehung von keV-MeV g Protonen Spektrum: Produktionsrate: Energieverluste durch: D-Resonanz  p+  n  p0  g Entstehung von ~1014 eV Neutrinos Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

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 g2.7K reagieren  „GZK cutoff“ Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Neutrinos aus der inneren Schockregion ~ 1014 eV Neutrinoerzeugung über Photo-Meson-Produktion: Schwellenenergie: mit eg ~ 1 MeV, G ~ 300 folgt: ep ~ 1016 eV Pion erhält ca. 20% der Protonenenergie, die sich gleich auf alle Zerfalls-Leptonen verteilt  en ~ 1014 eV Protonenerzeugungsrate: Neutrinofluss: Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Afterglow-Neutrinos ~ 1017 eV Hochenergetische 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 Materie b) n~104 cm-3 Sternenwind bei Kollaps eines massiven Sterns Fluss zu niedrig  nicht detektierbar Fluss Neutrino-Fluss stark unterdrückt für En>1019 eV, da Protonen nicht über Ep> 1020 eV beschleunigt werden Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Neutrinoflüsse von GRBs Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

GRB-Neutrinodetektion mit ANTARES ? Satelliten Trigger durch GCN (GRB Coordinates Network) Zeitverzögerung (Koord.berechnung ~5.5s computer-to-computer socket connection <1s) Richtungsbestimmung Anfangsgenauigkeit ~10° später ~0.1-2°(stat)+2°(syst)=3° Schmales Zeitfenster ~30s  massive Untergrundunter-drückung bei n-Detektion, da räumliche und zeitliche Korrelation mit Satellitendaten Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Abschätzung des GRB Flusses in ANTARES Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Abschätzung der erwarteten nm km³ Effektives Volumen bei 60 kHz Wirkungs- querschnitt (nN) tGRB ~ p 107 s wGRB ~ 2p tATM ~ 500*30 s wATM ~ p(5°)2 log En Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Erwartete GRB-Neutrinos pro Jahr in ANTARES En [GeV] GRB nm Afterglow n atmosph. n eff. Untergr n 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 Fazit: 0.5 nm pro Jahr in ANTARES aus GRB werden erwartet JEDES gemessene n in Korrelation mit GCN-Satellitendaten ist signifikant !!! Richtungsbestimmung mit ANTARES (0.4°) besser als Satelliten (3°) Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004

Ausblick auf die Implikationen der Detektion hochenergetischer Neutrinos aus GRBs: Test des Schockbeschleunigungsmechanismus Test der Hypothese, dass GRBs eine Quelle hochenergetischer Protonen (>1016 eV) sind liefert Grenzen für mögliche Vorläufersterne, da der Fluss der ~1017 eV Neutrinos von der Umgebung des Feuerballs abhängt unter Berücksichtigung der n-Oszillationen (1:2:0)  (1:1:1) wäre die Detektion eines nt ein „appearance experiment“ Test der Gleichzeitigkeit von n und g Ankunft (spezielle Relativitätsth.) Test des schwachen Äquivalenzprinzips (= n und g erfahren die gleiche Zeitdilatation wenn sie durch ein Gravitationspotential laufen) Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004