Echtzeitsuche nach Neutrinoausbrüchen von Supernovae mit dem AMANDA-II-Detektor

Der AMANDA-II Detektor ist primär für den richtungsaufgelösten Nachweis hochenergetischer Neutrinos konzipiert. Trotzdem können auch niederenergetische Neutrinoausbrüche, wie sie von Supernovae erwartet werden, mit hoher Signifikanz nachgewiesen werden, sofern sie innerhalb der Milchstraße stattfinden. Die experimentelle Signatur im Detektor ist ein kollektiver Anstieg der Rauschraten aller optischen Module. Zur Abschätzung der Stärke des erwarteten Signals wurden theoretische Modelle und Simulationen zu Supernovae und experimentelle Daten der Supernova SN1987A studiert. Außerdem wurden die Sensitivitäten der optischen Module neu bestimmt. Dazu mussten für den Fall des südpolaren Eises die Energieverluste geladener Teilchen untersucht und eine Simulation der Propagation von Photonen entwickelt werden. Schließlich konnte das im Kamiokande-II Detektor gemessene Signal auf die Verhältnisse des AMANDA-II Detektors skaliert werden. Im Rahmen dieser Arbeit wurde ein Algorithmus zur Echtzeit-Suche nach Signalen von Supernovae als Teilmodul der Datennahme implementiert. Dieser beinhaltet diverse Verbesserungen gegenüber der zuvor von der AMANDA-Kollaboration verwendeten Version. Aufgrund einer Optimierung auf Rechengeschwindigkeit können nun mehrere Echtzeit-Suchen mit verschiedenen Analyse-Zeitbasen im Rahmen der Datennahme simultan laufen. Die Disqualifikation optischer Module mit ungeeignetem Verhalten geschieht in Echtzeit. Allerdings muss das Verhalten der Module zu diesem Zweck anhand von gepufferten Daten beurteilt werden. Dadurch kann die Analyse der Daten der qualifizierten Module nicht ohne eine Verzögerung von etwa 5 Minuten geschehen. Im Falle einer erkannten Supernova werden die Daten für die Zeitdauer mehrerer Minuten zur späteren Auswertung in 10 Millisekunden-Intervallen archiviert. Da die Daten des Rauschverhaltens der optischen Module ansonsten in Intervallen von 500 ms zur Verfgung stehen, ist die Zeitbasis der Analyse in Einheiten von 500 ms frei wählbar. Im Rahmen dieser Arbeit wurden drei Analysen dieser Art am Südpol aktiviert: Eine mit der Zeitbasis der Datennahme von 500 ms, eine mit der Zeitbasis 4 s und eine mit der Zeitbasis 10 s. Dadurch wird die Sensitivität für Signale maximiert, die eine charakteristische exponentielle Zerfallszeit von 3 s aufweisen und gleichzeitig eine gute Sensitivität über einen weiten Bereich exponentieller Zerfallszeiten gewahrt. Anhand von Daten der Jahre 2000 bis 2003 wurden diese Analysen ausführlich untersucht. Während die Ergebnisse der Analyse mit t = 500 ms nicht vollständig nachvollziehbare Ergebnisse produzierte, konnten die Resultate der beiden Analysen mit den längeren Zeitbasen durch Simulationen reproduziert und entsprechend gut verstanden werden. Auf der Grundlage der gemessenen Daten wurden die erwarteten Signale von Supernovae simuliert. Aus einem Vergleich zwischen dieser Simulation den gemessenen Daten der Jahre 2000 bis 2003 und der Simulation des erwarteten statistischen Untergrunds kann mit einem Konfidenz-Niveau von mindestens 90 % gefolgert werden, dass in der Milchstraße nicht mehr als 3.2 Supernovae pro Jahr stattfinden. Zur Identifikation einer Supernova wird ein Ratenanstieg mit einer Signifikanz von mindestens 7.4 Standardabweichungen verlangt. Die Anzahl erwarteter Ereignisse aus dem statistischen Untergrund beträgt auf diesem Niveau weniger als ein Millionstel. Dennoch wurde ein solches Ereignis gemessen. Mit der gewählten Signifikanzschwelle werden 74 % aller möglichen Vorläufer-Sterne von Supernovae in der Galaxis überwacht. In Kombination mit dem letzten von der AMANDA-Kollaboration veröffentlicheten Ergebnis ergibt sich sogar eine obere Grenze von nur 2.6 Supernovae pro Jahr. Im Rahmen der Echtzeit-Analyse wird für die kollektive Ratenüberhöhung eine Signifikanz von mindestens 5.5 Standardabweichungen verlangt, bevor eine Meldung über die Detektion eines Supernova-Kandidaten verschickt wird. Damit liegt der überwachte Anteil Sterne der Galaxis bei 81 %, aber auch die Frequenz falscher Alarme steigt auf bei etwa 2 Ereignissen pro Woche. Die Alarm-Meldungen werden über ein Iridium-Modem in die nördliche Hemisphäre übertragen, und sollen schon bald zu SNEWS beitragen, dem weltweiten Netzwerk zur Früherkennung von Supernovae.

The AMANDA-II neutrino-telescope is designed to detect high energy neutrinos in the TeV energy range. Its main purpose is to reconstruct the tracks of charged particles created in reactions of these neutrinos in order to identify neutrino point-sources in the sky. The detector is nevertheless also sensitive to intense low-energy neutrino bursts. Such bursts are expected from supernova explosions within the Milky Way. The experimental signature is a collective increase of the noise rates in all optical sensors of the detector. In order to calculate the efficiencies of the optical modules we studied the generation of Cherenkov light by charged particles and the propagation of the photons in ice. Using the results, we were able to scale the measurements of the supernova SN1987A by the Kamiokande-II detector to an expected signal in AMANDA-II. An algorithm for the search of collective noise rate deviations was studied and implemented. Major improvements to earlier versions include the ability to disqualify modules that show a "bad" behavior automatically. In order to investigate the behavior of the modules in real time, about five minutes of data have to be buffered before the analysis. This results in a five minute delay between the detection and the discovery of a supernova signal. The algorithm was also optimized in running speed. We are now able to run several instances in parallel - with various time bases, embedded within the data acquisition software. This thesis discusses the performance of searches for supernova signals with time bases of 500 milliseconds, 4 and 10 seconds. The chosen settings guarantee an optimal sensitivity for a signal of approximately 10 seconds length, with an estimated exponential decay time of 3 seconds. Three searches employing these settings are running at the South Pole since spring 2004. The performance of a real time analysis is tested using data from the years 2000 to 2003. Whereas the search with a timebase of 500 ms produced results that could not be fully reproduced by simulations, the searches with longer timebases yielded consistent results. Without clear evidence for an observed signal, an upper limit to the number of supernova explosions in the Milky Way could be derived. A rate of more than r = 3.2 supernovae per year within the Milky Way could be excluded at a confidence level of at least 90 %. To classify an event as a supernova, a collective noise rate increase higher than 7.4 standard deviations is required with the timebase of 4 seconds. Furthermore, the Chisquare-probability must exceed $0.001$. A Monte-Carlo simulation of the expected background gave an expectation of only 0.000001 events at this level, while one such event showed up in the data. Therefore, the actual limit is somewhat less sharp than the expected value of 1.8 per year. Combining the results of this thesis with an earlier upper limit published by the AMANDA collaboration, we can exclude a rate of more than 2.6 supernovae per year within the galaxy. For the real time searches running at the South Pole, a rate excess with a significance of at least 5.5 standard deviations is required for classification as supernova candidate. In the simulations, 81 % of the stars in the galaxy would yield a rate excess of this significance in case of an explosion. The expected rate of fake events is roughly 2 events per week. This qualifies AMANDA to contribute to the SNEWS supernova early warning system. Information about future supernova candidates will be sent to the northern hemisphere by an Iridium modem link at any time.