GRB-Neutrino Detektion mit dem ANTARES Teleskop Melitta Naumann-Godó Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels 6. – 15. Oktober 2004

Das Feuerball-Modell [Waxmann, Bahcall] 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 Melitta Naumann-Godó Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

Das Feuerball Modell: Strahlungsprozesse Elektronen Spektrum: Produktionsrate: Energieverluste durch: Synchrotron-Strahlung Inverse Comptonstreuung Entstehung von keV-MeV g Protonen Spektrum: Produktionsrate: Energieverluste durch: D-Resonanz  p+  e+nenmnm  p0  2g Entstehung von ~1014 eV Neutrinos 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 Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 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 Melitta Naumann-Godó Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

Neutrinoflüsse von GRBs Melitta Naumann-Godó Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

GRB-Neutrinodetektion mit ANTARES Satelliten Trigger durch GCN (GRB Coordinates Network) Richtungsbestimmung Anfangsgenauigkeit ~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 Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

Abschätzung des GRB Flusses in ANTARES Melitta Naumann-Godó Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 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 Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

Erwartete GRB-Neutrinos pro Jahr in ANTARES En [GeV] GRB nm Afterglow n atmosph. n eff. Untergr n 102 – 103 1.51 10-4 12005 7.85 10-3 103 – 104 0.0064 1215 7.94 10-4 104 – 105 0.121 115 7.53 10-5 105 – 106 0.303 3.12 2.10 10-6 106 – 107 0.093 0.000063 0.0511 3.34 10-8 107 - 108 0.0135 0.000139 6.67 10-4 4.36 10-10 103 - 108 0.537 0.000202 1333 8.71 10-4 Fazit: 0.5 nm pro Jahr in ANTARES aus GRB werden erwartet JEDES gemessene n in Korrelation mit GCN-Satellitendaten ist signifikant !!! Melitta Naumann-Godó Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 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 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 Schule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004