Die Mesonproduktion Photomesonproduktion (2) Proton-Nukleon Wechselwirkung p n Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

SOPHIA – Simulation Of PhotoHadronic Interactions in Astrophysics [Mücke (alias Reimer) et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000] Resonanzen: D(1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), D(1905), D(1950) direkte Pionenprodukt.: - nicht-resonante pg np+, pg Dp - „Hintergrund“ nahe Schwellwert diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: r:w=9:1 Multipionenproduktion: QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7.4) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Photon-Kern Prozesse Photopionenproduktion mit Kernen: A + g p+,p-,p0,K,h,… folgt der Glauber-Formel: sAg ≈ A2/3 spg ABER: Pionenproduktionsschwellwert in CR-Beschleunigung in astrophysikalischen Plasmen kaum zu erreichen, da Kerne schneller durch Photodisintegration zerstört werden Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Photodisintegration Photodisintegration: A + g A’,n,p zB.für 4He:s~3·10-27cm2,Schwellenergie≈10MeV 4He(g,n)3He, 4He(g,p)3H, 4He(g,np)2H - mittlere Energieverlustrate folgt: E-1(dE/dt) = A-1(dA/dt) (Nukleonemission isotrop im Ruhesystem des Kerns!) [Puget et al 1976] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Bethe-Heitler Paarproduktion Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Bethe-Heitler Paarproduktion p g p e+ e- QED Prozeß sBethe » sp Ethr=(2me/mp)(mp+me) im p-Ruhesys. Inelastizität x ≤ 2me/mp für Kerne: Z2/A (dA/dt) ≈ dE/dt im CMB Bethe-Heitler p Anwendungen: UHECR Propagation, AGN Jets, etc. Energieverlustlänge Wechselwirkungslänge Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

g-Strahlenabsorption in (baryonischer) Materie Nukleare Resonanzabsorption von g-Strahlen durch Kerne: (unabhängig von Ionisations- und chemischen Zustand!) Pygmy Dipolresonanz @ ~7MeV Riesen-Dipolresonanz @ ~20-30MeV D-Resonanz @ ~325MeV N+g 4He+g 27Al+g - untersucht baryonische Absorptionsäulendichte NH≥1026cm-2 [Röntgenstrahlen: NH≤1025cm-2, UV/opt: NH~1021cm-2] [Iyudin, Reimer, Burwitz et al. 2005, A&A] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Die Proton-Proton Wechselwirkung (1) s = (∑E)2 – (∑p)2 = = 2mp2c4 + 2Ep,1Ep,2(1-b1b2cosQ) q Ep,1 √sthreshold=2mpc2+mp0c2 gthr = 1+mp( 2/mp+mp/(2mp2) ) ≈1.3 Kühlungsprozeß in kosmischen Objekten, z.B. ISM (nISM~1cm-3) galaktisch diffuse Gammastrahlung Supernova-Überreste (möglicherweise nahe Molekülwolke, ncloud~100cm-3) massive Sternwinde - …. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Die Proton-Proton Wechselwirkung (2) - diffraktive elastische Wechselwirkung (>2GeV) [z.B. Kamae etal.] - nicht-diffraktive elastische Wechselwirkung (>0.5GeV) [z.B. Blattnig etal., Phythia] Sekundäre Teilchenproduktion: - bei niedrigen Energien (<10GeV) über Isobarproduktion (z.B. pp D1232 + N ) N + p [Karlsson et al.] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Die Proton-Proton Wechselwirkung (3) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Die Proton-Proton Wechselwirkung (4) Beispiel von Teilchenspektren: Inelastizität ~ 0.5 Energieverlustrate dE/dt ~ E Beispiel von Teilchenspektren: Jp~Ep-2 exp(-Ep/1PeV) [Kelner et al. 2006] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Gammastrahlung von Supernova-Überresten (“hadronisches Modell”) Anwendung: Gammastrahlung von Supernova-Überresten (“hadronisches Modell”) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der Ursprung der galaktischen kosmischen Strahlung: Supernova-Überreste ? CR g freie Propagation im Beschleuniger eingeschlossen Target nahe des Beschleunigers VHE-Gammas aus sekundären Wechselwirkungen: p: po-Produktion und Zerfall e: Inverse Compton Streuung und Bremsstrahlung untersucht “beam”-Dichte x Targetdichte

[Aharonian et al. (HESS-collaboration) 2004] H.E.S.S.-Detektion [Aharonian et al. (HESS-collaboration) 2004] RX J1713.7-3946 ASCA 1-3keV ring-ähnliche Morphologie bei TeVs aufgelöst erhöhte Emission aus dem westlichen Rand-bereich Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

g e m p- p0 p+ g g n m+ n m- e+ e- e+ g e- m+ e+ g n e+ ne p “beam dump” konvertiert Protonen in n and g p g e m p- p0 p+ g g n m+ n m- e+ e- e+ g e- m+ e+ g n e+ ne

Molekülwolken - Kosmischer “beam-dump”? CO (J=1-0) 2.6mm HESS Molekülwolken - Kosmischer “beam-dump”? ASCA 1-5keV erhöhte CO-Emission vom NW- & SW-Randbereich CO-Peakemission räumlich mit Röntgenpeaks verbunden  Hinweise auf Wechsel-wirkung der Molekülwolke mit westlichen Teil des Rings CO 2.6mm Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Supernova “beam dump” RX J1713-3946

Leptonisches versus hadronisches Emissionsmodell? Wird GLAST entscheiden? [Funk et al.] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Gibt es eine CR – SNR Verbindung ? Möglich …. … aber eindeutiges Merkmal (p0-bump im g-Bereich!) bisher noch nicht detektiert. GLAST ! n-Detektion von SNRs (z.B. RX J1713.7-3946: 5 Jahre Km3Net [Stegmann et al 2007] ) IceCube/Km3Net ! Stegmann et al. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Ende Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Hochenergie-Astrophysik III Paarkaskaden: (a) Einführung (a) Klassifikation (b) Das Transportgleichungssystem (c) Anwendungen in der Astrophysik: - Paarhalos - Kaskaden in Jets Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 10. Oktober 2007

Paarkaskaden – was ist das? tgg»1 g … alternierende gg-Paarproduktion und Photonenproduktion (z.B. IC, Synchrotronstrahlung, Bremsstrahlung, etc.)

Paarkaskaden - Einführung “Zutaten”: Teilchen-/Photonenproduktion & -vernichtung Transport im Medium (Photonen, Materie, Magnetfeld, ….) incl. selbstproduzierte Photonen: “Kaskaden-Photonen” Beschreibung in ≥ 2 gekoppelten DGLs möglich notwendige Bedingung: tgg ≈ l/4p » 1, l = LsT/(Rmc3) “Kompaktheit” Also: l > 10 mit l = 2p/3 (L/Ledd) (3Rg/R) Ziel: selbstkonsistente Lösung des Kaskadengleichungssystems Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Entwicklung elektromagnetischer Paarkaskaden Energie-Injektion tgg>>1 Degradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie: (1) Umwandlung von g-Photonen in e± durch gg-Paarproduktion (2) Energieabstrahlung der e±-Paare durch - Synchrotronstrahlung oder - Bremsstrahlung oder - Compton-Streuung Effektiver Energietransport von hohen zu niedrigeren Energien! Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Beispiel e- g Betrachte sphärische Region der Größe R gefüllt mit weichem Photonen der Leuchtkraft Ls, es=Es/mec2, tgg»1, und mit relativistischem e- Population der Intensität Li. tgg»1 (IC Streuung sei auf Thomson-Bereich eingeschränkt.) 1. Generation: IC Streuung: e1~4/3g2es, Paarprod.: g1 ~ e1/2 2. Generation: IC Streuung: e2~4/3g12es~2g4(2/3es)3, Paarprod.: g4(2/3es)3 k. Generation: IC Streuung: ek~2gx(2/3es)x-1, x=2k, Paarprod.: gx(2/3es)x-1 Bedingung für k Paargenerationen und k+1 Photonengenerationen: g > (2/3es)–(1-x) , x=2k Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Klassifikation(*) (1) ls > 10 Typ-I: komplett lineare Kaskade e±-/g-Produktion hauptsächlich am externen Feld li < 10 (**) KN Typ-II: teilweise nicht-lineare Kaskade e±-/g-Produktion teilweise an Kaskadenphotonen li > 10 (**) & Li/Ls < 1 (***) Typ-III: komplett nicht-lineare Kaskade e±-/g-Produktion hauptsächlich an Kaskadenphotonen li > 10 (**) & Li/Ls > 1 (***) TH (***) 0.1<Li/Ls<10: höhere Ordnung Comptonstreuung möglich (*) [nach Svennson 1987] (**) Teilchen-Kompaktheitsparameter li = LisT/(Rmc3) Kompaktheitsparameter des externen Photonenfeldes ls = LssT/(Rmc3) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Klassifikation(*) (2) “Saturierung” involviert Entweichwahrscheinlichkeit ~ c/R: Saturierte Kaskaden: t-1gg e+e- > t-1entweich ~ c/R Photonen paarproduzieren eher als sie entweichen aus R (z.B. Photonpropagation im diffusen Hintergrund ohne B-Feld) Nicht-saturierte Kaskaden: Photonen entweichen eher aus R als sie absorbiert werden (z.B. AGN Jets) (*) [nach Svennson 1987] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarkaskaden im EBL CMB Sterne Staub Quellenzählung 0.1-2TeV 1-10TeV Gardner et al. 2001 HST Madau & Pozzetti 2000 HST Fazio et al. 2004 Spitzer Elbaz et al. 2002 ISO Dole et al. 2006 Spitzer Sterne Staub [aus: Aharonian et al. 2006] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III 10. Oktober 2007

Paarkaskaden im EBL [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle B = 0 Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10GeV<E<100TeV

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer TeV-Quelle B = 0 Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10GeV<E<100TeV

(2) Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”) Anwendungen: (1) Paar-Halos (2) Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Photonen: geradlinige Propagation Propagation im intergalaktischen Raum Photonen: geradlinige Propagation geladene Teilchen: Ablenkung in intergalakt. Magnetfeldern e+e- g FLorentz=q(E+v×B) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren [courtesy: K. Dolag] primordial (typ. ~1pG-1nG) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren [courtesy: K. Dolag] primordial (typ. ~1pG-1nG) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF [courtesy: K. Dolag] primordial (typ. ~1pG-1nG) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: Galaxienhaufen (typ. ~1-10mG) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren - Paarhalos als Standardkerzen zur Messung vom IGMF Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Ursprüngliche Photonenquelle Inverse Compton gestreute Photonen Der Paarhalo-Effekt … eine indirekte Methode zur Bestimmung der EBL-Evolution … als kosmologische Standardkerzen … eine indirekte Methode zur Bestimmung des inter- galaktischen Magnetfeldes Ursprüngliche Photonenquelle Inverse Compton gestreute Photonen Magnetfeld e± -Paare CMB Photonen Gamma-strahlenquelle EBL Photonen Ursprüngliche Photonenquelle Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Der Paarhalo-Effekt Relevante Skalen  Relevante Skalen Deflektion der e± am IGMF: involviert lgg = mittlere freie Weglänge der Photonen, lIC,syn = le = mittlere freie Weglänge der e±, RL = Larmor-Radius, lIGMF = Korrelationslänge des IGMF Distance to source für RL < Compton-Energieverlustlänge le: Isotropisierung der e± ausgedehnte, isotrope Paarhalos Lambda_gg = Distanz, die ein Photon propagaiert bis es zu einem e^+- konvertiert wird

Die Bildung von Paarhalos Q [aus: Aharonian 2004] persistente Strukturen, deren nicht-thermische e±-Dichte mit der Zeit zunimmt Quellaktivität >106 Jahre Quellspektrum > TeV B>10-11G in ≤100Mpc Quell-umgebung - Winkelgröße des Halos abhängig von Quelldistanz & Strahlungsfelddichte in Quellumgebung Paarhalos um Quellen bei verschiedenen Distanzen sind Sonden der EBL Evolution Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Charakteristika von Paarhalos Charakteristisches Paarkaskadenspektrum kaum abhängig vom Quellspektrum! [aus: Aharonian 2004] lgg(E) fällt mit E: Ort der e±-Produktion bestimmt durch “letzte g-EBL Wechselwirkung” Halowinkelgröße wächst mit fallender Energie Fingerzeig einer Kaskadenquelle sind charakteristisches Spektrum & I(theta)!!!!! Lambda/mum = 10^6/0.8*hc*E/TeV charakterisches Spektrum und Winkelverteilung Quellspektrum: alpha=1.5, 1.8, 1.9, 2.0  Standardspektrum voll entwickelter Paarkaskaden Typisches Kaskadenspektrum: hart (alpha=1.5) bei kleinen E, graduelle Versteilerung zu E^-2 in Uebergangsregion, die dann zum cutoff bei grossen Energien fuehrt Bsp: z=0.1,Eg=20TeV lgg~10Mpc, Q=lgg/d≈1-2o [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Entwicklung von Paarhalos [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarhalos von isotropen und gerichteten Quellen [aus: Aharonian 2004] isotrope/auf Beobachter gerichtete Quelle: Halo um Quelle zentriert miß-gerichtet Quelle: Halo elliptisch & verschoben um Halowinkelgröße Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarhalos B ≥ 10-11 G möglich in den großskaligen “walls”-Strukturen, Galaxienhaufen, …. Vermessung von Paarhalos …..zur Abschätzung der EBL Evolution …. als Standardkerzen: vermesse Observable I(E), I(q); bestimme daraus Unbekannte uEBL, d Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarhalos B ≤ 10-12….16 G möglich in großskaligen “void”-Strukturen ….. Vermessung von Paarhalos zur Abschätzung des intergalaktischen Magnetfeldes (IGMF) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Abschätzung der intergalaktischen Magnetfeldstärke durch Paarhalos Q lgg e± d = lIC/rL lgg = d/tgg dQ ≈ dlgg B≈10-16…-12G Deflektion der e± am Magnetfeld & inverse Compton Emission der e± am CMB teilweise in Richtung des Beobachters Beobachter sieht ausgedehnten Halo zentriert um Punktquelle mit Qext(Eg) ≈ lggd/d ≈ 0.3o/tgg [Eg/TeV]-1/2 [B/10-13G] Halo-Photonen erreichen Beobachter mit Zeitverzögerung td≈d2d(tgg-1)/2tgg2 (Bsp.: d=5o,z=0.03,Eg0=40TeV td≈105Jahre) bei bekannter EBL-Strahlungsfelddichte & Messung der Halo-Größe Q kann intergalaktisches Magnetfeld abgeschätzt werden! [Bsp.: Beobachtung von Mkn xxx: Eg=0.5TeV (Eg0=26TeV), z=0.03, tgg(26TeV,z=0.03)=4-8, Qext≈0.5o B≈(3-6)·10-13G ] Neronov et al. 2007 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarhalos B ≤ 10-18 G möglich in “voids” Wechselwirkungswinkel ~mec2/Eg nicht zu vernachlässigen Verbreiterung des Kaskadensignals führt zu einer zeitverzögerten Ankunft der Kaskadenphotonen von typischerweise ~Tage Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

(2) Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”) Anwendungen: (1) Paar-Halos (2) Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Emissionsmodelle für Blasare syn. ? ”leptonische” Modelle e+ e - Jets ”hadronische” Modelle e- p Jets Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Hadronische AGN Jet-Emissionsmodelle strahlungsdominierte Jets (pg) schwere Jets (pp) E-PIC [e.g.Atoyan & Dermer 2003] Explosionswellenmodell PIC [Pohl & Schlickeiser 2000; Schuster et al. 2002] p Synchr. [Aharonian 2000] keine Neutrinos ! 1 G SPB [Mücke et al. 2000, 2003] [Mannheim 1991, 1993] 10 G etc. etc. … 100 G Magnetfeld-stärke Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Hadronische strahlungsdominierte Jet-Emissionsmodelle Relevante Emissionsprozesse: - pg-Wechselwirkungen: Mesonprod. g, n Bethe-Heitler e±-Produktion: g - Synchrotronstrahlg. geladener Mesonen/Muonen & p g - Synchrotron/Compton-Paarkaskaden g p±  e± nmnm(ne/ne) p0  gg p+g  p+e-+e+ Targetphotonenfelder für pg-Wechselwirkungen & Kaskaden sind ... interne Photonenfelder (Jet-Synchrotronstrahlung; z.B. PIC, SPB) externe Photonenfelder (reflektierte/direkte Akkretionsscheibenstrahlung, reflektierte Jet-Strahlung, etc.; z.B. E-PIC, HSM) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Kaskadenentwicklung Energie-Injektion tgg>>1 Degradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie: (1) Umwandlung von g-Photonen in e± durch gg-Paarproduktion (2) Energieabstrahlung der e±-Paare durch - Comptonstreuung oder - Bremsstrahlung oder - Synchrotronstrahlung (1) (2) (esc) ∂t Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Das Synchrotron-Proton-Blazar (SPB) Modell [Mücke et al. 2000, 2003] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Beispiele BL Lacertae M 87 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Hadronisches SPB-Modell BL Lacertae im Nov 2000 [Böttcher & Reimer 2004] Leptonisches Modell Hadronisches SPB-Modell  Entwicklung diagnostischer Beobachtungsmuster zur Bestimmung der Jetkomposition Hadronische als auch leptonische Modelle repräsentieren Beobacht-ungen zufriedenstellend; Variabilitätsinformation für Eindeutigkeit. Spektrales Verhalten @GeV-TeVs unterschiedlich für leptonische & hadronische Modelle. SPB-Modell sagt (sub)TeV-Emission von LBLs voraus, während leptonische Modelle ein Abschneiden unterhalb 100 GeV bevorzugen. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Neutrino-Emission einzelner Blasare in HBLs Proton-Synchrotronverluste dominieren auf Kosten von p- (& n)-Produktion qgn=Lg/Ln~1 in LBLs während qgn~102…3 in HBLs Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Diffuser Neutrinohintergrund von AGN p-Produktion durch hadronische (pp- oder) pg-Wechselwirk. & darauffolgende p±  e± nmnm(ne/ne) Expectation AMANDA-II 3 yrs AMANDA B10-97 AMANDA-II (cascades) 2000 AMANDA B10-97 UHE Baikal 1998-2000 AMANDA-II 2000 Expectation IceCube 3 yrs AGN-Anteil am diffusen n-Hintergrund hauptsächlich von Objecten mit intrinsisch dichten Targetphotonenfeldern (FSRQs, LBLs ) ABER: große Unsicherheiten im vorhergesagten absoluten diffusen n-Fluß vorhergesagte n-Flüsse unterhalb aller derzeitigen Messungen Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Ende Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007