Melitta Naumann-God ó

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

2. 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-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

3. 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

4. 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-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

5. 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-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

6. Neutrinoflüsse von GRBs Melitta Naumann-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

7. 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-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

8. Abschätzung des GRB Flusses in ANTARES Melitta Naumann-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

9. 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-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

10. Erwartete GRB-Neutrinos pro Jahr in ANTARES • Fazit: • 0.5 nm pro Jahr in ANTARES aus GRB werden erwartet • JEDES gemessene n in Korrelation mit GCN-Satellitendaten ist signifikant !!! Melitta Naumann-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004

11. 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-GodóSchule für Astroteilchenphysik in Obertrubach-Bärnfels Okt 2004