Melitta Naumann-Godó
Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik
01.07.2004
Neutrino-Flüsse von Gamma-Ray Bursts
Melitta Naumann-Godó Seminar zu aktuellen Fragen der Astroteilchenphysik 2004
Einleitung - GRBsGamma-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 - GRBsGamma-ray bursts = sehr intensive und kurzzeitige Gamma-Strahlen-Emissionen, die für ein paar Sekunden alle anderen Gamma-Quellen überstrahlen (einschließlich der Sonne)
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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
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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 ??
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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, -Feuerball entstehen, der sich schnell ausbreitet
Feuerballmodell
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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
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Das Feuerball-Modell 1• Luminosität der -Strahlen: L ~ 1052 erg, T~10s• Charakteristische Veränderungszeit: t ~ 10ms
kompaktes Objekt mit R<t c ~ 100 – 1000 km bei isotroper Emission 1044 Ws am Ort des GRB in -Strahlung !
Feuerball expandiert, wird optisch dünner
entkoppeln sich aus dem thermischen Gleichgewicht mit e+e-
thermisches Spektrum der Strahlen erwartet – nicht beobachtet !
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Das Feuerball-Modell 2
• Burstquelle ist kompaktes Objekt, das einen mit v ~ c ausbreitenden Materiefluss bewirkt ( > 100)• Burst entsteht wenn im Materie-ausfluss verschiedene Schalen sich mit unterschiedlichen 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/verwaiste GRBs
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Fermi-Beschleunigung in GRBs
Teilchenbeschleunigung durch Mehrfachreflexion zwischen zwei relativistischen Schockwellenfronten (Fermi-Beschleunigung 1. Ordnung)• Energiegewinn des Teilchens nach WW: = E/E ~ 2(uS1-uS2)/vT
• Energie nach n Zyklen: En = E0(1+)n
• Teilchenspektrum: N(>E)~(E/E0) wobei der Spektralindex ist und P die Entkommwahrscheinlichkeit
• beobachtete - 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
2 pp
p
d
dN
2)1ln(
)1ln(
P
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Das Feuerball Modell 3: Strahlungsprozesse
Elektronen
• Spektrum: • Produktionsrate:
• Energieverluste durch:Synchrotron-StrahlungInverse Comptonstreuung
• Entstehung von keV-MeV
Protonen
• Spektrum: • Produktionsrate:
• Energieverluste durch:
-Resonanz + 0
• Entstehung von ~1014 eV Neutrinos
13442 108.0 yrMpcergdnd ppp 13442 103.0 yrMpcergdnd eee
2 eee ddn 2 ppp ddn
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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 2.7K reagieren „GZK cutoff“
1344
0
2 108.0
yrMpcergdndzppp
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Neutrinos aus der inneren Schockregion ~ 1014 eV
Neutrinoerzeugung über Photo-Meson-Produktion:
Schwellenenergie:
mit ~ 1 MeV, ~ 300 folgt: p ~ 1016 eVPion erhält ca. 20% der Protonenenergie, die sich gleich auf alle Zerfalls-
Leptonen verteilt ~ 1014 eV
Protonenerzeugungsrate:
Neutrinofluss:
srscm
GeV
eVx 21492
10,1min10
μeμ ννeνμ
πnγp
mmpp
1344
0
2 108.0
yrMpcergdndzppp
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Afterglow-Neutrinos ~ 1017 eVHochenergetische 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 Materieb) n~104 cm-3 Sternenwind bei Kollaps eines massiven Sterns
a) Fluss zu niedrig nicht detektierbarb) Fluss
Neutrino-Fluss stark unterdrückt für E>1019 eV, da Protonen nicht über Ep> 1020 eV beschleunigt werden
eV
eV
cm
GeV
eVx 17
17
2175.22
105.0
101
1010
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Neutrinoflüsse von GRBs
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GRB-Neutrinodetektion mit ANTARES ?
• Satelliten Trigger durch GCN (GRB Coordinates Network)• Zeitverzögerung (Koord.berechnung ~5.5scomputer-to-computer socket connection <1s)• Richtungsbestimmung Anfangsgenauigkeit ~10°später ~0.1-2°(stat)+2°(syst)=3°• Schmales Zeitfenster ~30s
massive Untergrundunter-drückung bei -Detektion, da räumliche und zeitliche Korrelation mit Satellitendaten
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Abschätzung des GRB Flusses in ANTARES
N
AeffWTT m
NEVNdEtNEEEEN
)()()( 2
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Abschätzung der erwarteten
Wirkungs-querschnitt (N)
N
AeffWTT m
NEVNdEtNEEEEN
)()()( 2
Effektives Volumen bei 60 kHz
tGRB ~ 107 sGRB ~ 2
tATM ~ 500*30 sATM ~
km³
log E
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Erwartete GRB-Neutrinos pro Jahr in ANTARES
Fazit: • 0.5 pro Jahr in ANTARES aus GRB werden erwartet• JEDES gemessene in Korrelation mit GCN-Satellitendaten ist signifikant !!!• Richtungsbestimmung mit ANTARES (0.4°) besser als Satelliten (3°)
E [GeV] GRB Afterglow atmosph. eff. Untergr
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
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Ausblick auf die Implikationen
der Detektion hochenergetischer Neutrinos aus GRBs:
1. Test des Schockbeschleunigungsmechanismus2. Test der Hypothese, dass GRBs eine Quelle hochenergetischer
Protonen (>1016 eV) sind 3. liefert Grenzen für mögliche Vorläufersterne, da der Fluss der ~1017
eV Neutrinos von der Umgebung des Feuerballs abhängt
4. unter Berücksichtigung der -Oszillationen (1:2:0) (1:1:1) wäre die Detektion eines ein „appearance experiment“
5. Test der Gleichzeitigkeit von und Ankunft (spezielle Relativitätsth.)6. Test des schwachen Äquivalenzprinzips (= und erfahren die
gleiche Zeitdilatation wenn sie durch ein Gravitationspotential laufen)