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.

Astrophysikalische Bedingungen für einen r-Prozess im Hoch-Entropie-Wind von Typ II Supernovae

Sterne mit einer Anfangsmasse zwischen etwa 8 und 25 Sonnenmassen enden ihre Existenz mit einer gewaltigen Explosion, einer Typ II Supernova. Die hierbei entstehende Hoch-Entropie-Blase ist ein Bereich am Rande des sich bildenden Neutronensterns und gilt als möglicher Ort für den r-Prozess. Wegen der hohen Temperatur T innerhalb der Blase ist die Materie dort vollkommen photodesintegriert. Das Verhältnis von Neutronen zu Protonen wird durch die Elektronenhäufigkeit Ye beschrieben. Die thermodynamische Entwicklung des Systems wird durch die Entropie S gegeben. Da die Expansion der Blase schnell vonstatten geht, kann sie als adiabatisch betrachtet werden. Die Entropie S ist dann proportional zu T^3/rho, wobei rho die Dichte darstellt. Die explizite Zeitentwicklung von T und rho sowie die Prozessdauer hängen von Vexp, der Expansionsgeschwindigkeit der Blase, ab. Der erste Teil dieser Dissertation beschäftigt sich mit dem Prozess der Reaktionen mit geladenen Teilchen, dem alpha-Prozess. Dieser Prozess endet bei Temperaturen von etwa 3 mal 10^9 K, dem sogenannten "alpha-reichen" Freezeout, wobei überwiegend alpha-Teilchen, freie Neutronen sowie ein kleiner Anteil von mittelschweren "Saat"-Kernen im Massenbereich um A=100 gebildet werden. Das Verhältnis von freien Neutronen zu Saatkernen Yn/Yseed ist entscheidend für den möglichen Ablauf eines r-Prozesses. Der zweite Teil dieser Arbeit beschäftigt sich mit dem eigentlichen r-Prozess, der bei Neutronenanzahldichten von bis zu 10^27 Neutronen pro cm^3 stattfindet, und innerhalb von maximal 400 ms sehr neutronenreiche "Progenitor"-Isotope von Elementen bis zum Thorium und Uran bildet. Bei dem sich anschliessendem Ausfrieren der Neutroneneinfangreaktionen bei 10^9 K und 10^20 Neutronen pro cm^3 erfolgt dann der beta-Rückzerfall der ursprünglichen r-Prozesskerne zum Tal der Stabilität. Diese Nicht-Gleichgewichts-Phase wird in der vorliegenden Arbeit in einer Parameterstudie eingehend untersucht. Abschliessend werden astrophysikalische Bedingungen definiert, unter denen die gesamte Verteilung der solaren r-Prozess-Isotopenhäufigkeiten reproduziert werden können.

Optimierungen des Nachweises von Supernovae in IceCube

Kernkollaps-Supernovae werden von einem massiven Ausbruch niederenergetischer Neutrinos begleitet. Sie zählen zu den energiereichsten Erscheinungen im Universum und stellen die derzeit einzig bekannte Quelle extrasolarer Neutrinos dar.rnDie Detektion einer solchen Neutrinosignatur würde zu einem tieferen Verständnis des bislang unzureichend bekannten stellaren Explosionsmechanismus führen. rnDarüber hinaus würden neue Einblicke in den Bereich der Teilchenphysik und der Supernova-Modellierung ermöglicht. Das sich zur Zeit am geographischen Südpol im Aufbau befindliche Neutrinoteleskop IceCube wird 2011 fertig gestellt sein.rnIceCube besteht im endgültigen Ausbau aus 5160 Photovervielfachern, die sich in gitterförmiger Anordnung in Tiefen zwischen 1450m und 2450m unter der Eisoberfläche befinden. Durch den Nachweis von Tscherenkow-Photonenrnim antarktischen Gletscher ist es in der Lage, galaktische Supernovae über einen kollektiven Anstieg der Rauschraten in seinen Photonenvervielfachern nachzuweisen.rnIn dieser Arbeit werden verschiedene Studien zur Implementierung einer künstlichen Totzeit vorgestellt, welche korreliertes Rauschen unterdrücken und somit das Signal-Untergund-Verhältnis maximieren würden.rnEin weiterer Teil dieser Dissertation bestand in der Integration der Supernova-Datenakquise eine neue Experiment-Steuerungssoftware.rnFür den Analyseteil der Arbeit wurde ein Monte-Carlo für IceCube entwickelt und Neutinooszillations-Mechanismen und eine Reihe von Signalmodellen integriert. Ein Likelihoodhypothesen-Test wurde verwendet, um die Unterscheidbarkeit verschiedener Supernova- beziehungsweise Neutrinooszillations-Szenarien zu untersuchen. Desweiteren wurde analysiert inwieweit sich Schock-Anregungen und QCD-Phasenübergnag im Verlauf des Explosionsprozesses detektieren lassen.

Nanodiamanten in primitiven Meteoriten: Strukturuntersuchungen und Einfluss des Rückstoßes bei beta-Zerfällen

Im Rahmen dieser Arbeit wurden Untersuchungen zur Rückstoßeffekten, sowie Ausheizversuche zur Erforschung struktureller Veränderungen und Änderung der Edelgaskonzentrationen und Ausgasungsmuster in meteoritischen Nanodiamanten durchgeführt. In der ersten Versuchsserie wurden die durch prompte "?"-Strahlung bei Neutronenaktivierung von Brom in terrestrische Detonationsdiamanten und durch den "?"-Zerfall von 22Na in synthetischen und meteoritischen Diamanten verursachten Rückstoßverluste bestimmt. Diese wurden mit theoretischen Verlustwerten, berechnet mit Hilfe der SRIM-Software und der Korngrößenverteilung, verglichen. Im Fall der prompten "?"-Strahlung war der Unterschied signifikant. Hierzu können allerdings systematische Unsicherheiten in den gemessenen Verlusten, wie z.B. unbekannte Br-Verteilung innerhalb der Diamanten beigetragen haben. Die Ergebnisse des zweiten Versuchs bei kleineren Rückstoß-Energien, wie sie auch in der Natur vorkommen würden, zeigten dagegen keinen signifikanten Unterschied. Dies führt zu der Schlussfolgerung, dass weder das „Fehlen“ einiger in Supernovae Typ II gebildeter Radionuklide, wie 26Al, 44Ti, in den Diamanten noch die in einem für die Erklärung des Xe-H vorgeschlagenen Modell benötigte frühzeitige Trennung der Vorläuferkerne stabiler Xe-Isotope von den stabilen Xe-Isotopen durch Rückstoßverluste erklärt werden kann. In der zweiten Versuchsreihe wurden meteoritische Nanodiamantproben bei unterschiedlichen Temperaturen im Vakuum vorgeheizt und danach, um die Heizprodukte zu entfernen, chemisch behandelt. Bei allen Vorheiztemperaturen wurden zwiebelähnliche Strukturen registriert und auch in den nachbehandelten Proben wurden, bedingt durch die wegen Verklumpung der Proben eingeschränkte chemische Behandlung, neben Diamanten unveränderte, oder teilweise zerstörte Umwandlungsprodukte gefunden. Weiterhin wurden Edelgaskonzentrationen und Ausgasungsmuster gemessen, um die durch Vorheizen und chemische Behandlung bedingten Veränderungen im Vergleich zu den Original-Diamanten zu untersuchen. Ein unerwartetes Ergebnis dieser Untersuchungen war, dass die vorgeheizten und chemisch nachbehandelten Proben deutlich niedrigere Ausbeuten im Vergleich zu den nur vorgeheizten zeigten, was darauf hindeutete, dass die während des Vorheizens entstandenen Umwandlungsprodukte, wie z.B. zwiebelähnliche Strukturen, Edelgase zurückhalten konnten, die später (teilweise) durch chemische Behandlung entfernt wurden.

Strukturelle, chemische und isotopische Analysen nanoskaliger präsolarer und früher solarer Kondensate

Neben astronomischen Beobachtungen mittels boden- und satellitengestützer Instrumente existiert ein weiterer experimenteller Zugang zu astrophysikalischen Fragestellungen in Form einer Auswahl extraterrestrischen Materials, das für Laboruntersuchungen zur Verfügung steht. Hierzu zählen interplanetare Staubpartikel, Proben, die von Raumfahrzeugen zur Erde zurückgebracht wurden und primitive Meteorite. Von besonderem Interesse sind sog. primitive kohlige Chondrite, eine Klasse von Meteoriten, die seit ihrer Entstehung im frühen Sonnensystem kaum verändert wurden. Sie enthalten neben frühem solarem Material präsolare Minerale, die in Sternwinden von Supernovae und roten Riesensternen kondensiert sind und die Bildung unseres Sonnensystems weitgehend unverändert überstanden haben. Strukturelle, chemische und isotopische Analysen dieser Proben besitzen demnach eine große Relevanz für eine Vielzahl astrophysikalischer Forschungsgebiete. Im Rahmen der vorliegenden Arbeit wurden Laboranalysen mittels modernster physikalischer Methoden an Bestandteilen primitiver Meteorite durchgeführt. Aufgrund der Vielfalt der zu untersuchenden Eigenschaften und der geringen Größen der analysierten Partikel zwischen wenigen Nanometern und einigen Mikrometern mussten hierbei hohe Anforderungen an Nachweiseffizienz und Ortsauflösung gestellt werden. Durch die Kombination verschiedener Methoden wurde ein neuer methodologischer Ansatz zur Analyse präsolarer Minerale (beispielsweise SiC) entwickelt. Aufgrund geringer Mengen verfügbaren Materials basiert dieses Konzept auf der parallelen nichtdestruktiven Vorcharakterisierung einer Vielzahl präsolarer Partikel im Hinblick auf ihren Gehalt diagnostischer Spurenelemente. Eine anschließende massenspektrometrische Untersuchung identifizierter Partikel mit hohen Konzentrationen interessanter Elemente ist in der Lage, Informationen zu nukleosynthetischen Bedingungen in ihren stellaren Quellen zu liefern. Weiterhin wurden Analysen meteoritischer Nanodiamanten durchgeführt, deren geringe Größen von wenigen Nanometern zu stark modifizierten Festkörpereigenschaften führen. Im Rahmen dieser Arbeit wurde eine quantitative Beschreibung von Quanteneinschluss-Effekten entwickelt, wie sie in diesen größenverteilten Halbleiter-Nanopartikeln auftreten. Die abgeleiteten Ergebnisse besitzen Relevanz für nanotechnologische Forschungen. Den Kern der vorliegenden Arbeit bilden Untersuchungen an frühen solaren Partikeln, sog. refraktären Metall Nuggets (RMN). Mit Hilfe struktureller, chemischer und isotopischer Analysen, sowie dem Vergleich der Ergebnisse mit thermodynamischen Rechnungen, konnte zum ersten Mal ein direkter Nachweis von Kondensationsprozessen im frühen solaren Nebel erbracht werden. Die analysierten RMN gehören zu den ersten Festkörperkondensaten, die im frühen Sonnensystem gebildet wurden und scheinen seit ihrer Entstehung nicht durch sekundäre Prozesse verändert worden zu sein. Weiterhin konnte erstmals die Abkühlrate des Gases des lokalen solaren Nebels, in dem die ersten Kondensationsprozesse stattfanden, zu 0.5 K/Jahr bestimmt werden, wodurch ein detaillierter Blick in die thermodynamische Geschichte des frühen Sonnensystems möglich wird. Die extrahierten Parameter haben weitreichende Auswirkungen auf die Modelle der Entstehung erster solarer Festkörper, welche die Grundbausteine der Planetenbildung darstellen.

Supernova-Detektion mit dem IceCube-Neutrinoteleskop

IceCube, ein Neutrinoteleskop, welches zur Zeit am Südpol aufgebaut und voraussichtlich 2011 fertiggestellt sein wird, kann galaktische Kernkollaps-Supernovae mit hoher Signifikanz und unübertroffener statistischer Genauigkeit der Neutrinolichtkurve detektieren. Derartige Supernovae werden begleitet von einem massiven Ausbruch niederenergetischer Neutrinos aller Flavour. Beim Durchfliegen des Detektormediums Eis entstehen Positronen und Elektronen, welche wiederum lokale Tscherenkowlichtschauer produzieren, die in ihrer Summe das gesamte Eis erleuchten. Ein Nachweis ist somit, trotz der Optimierung IceCubes auf hochenergetische Teilchenspuren, über eine kollektive Rauschratenerhöhung aller optischen Module möglich. Die vorwiegende Reaktion ist der inverse Betazerfall der Antielektronneutrinos, welcher über 90,% des gesamten Signals ausmacht.rnrnDiese Arbeit beschreibt die Implementierung und Funktionsweise der Supernova-Datennahme-Software sowie der Echtzeitanalyse, mit welcher die oben genannte Nachweismethode seit August 2007 realisiert ist. Die Messdaten der ersten zwei Jahre wurden ausgewertet und belegen ein extrem stabiles Verhalten des Detektors insgesamt sowie fast aller Lichtsensoren, die eine gemittelte Ausfallquote von lediglich 0,3,% aufweisen. Eine Simulation der Detektorantwort nach zwei unterschiedlichen Supernova-Modellen ergibt eine Sichtweite IceCubes, die im besten Falle bis zur 51,kpc entfernten Großen Magellanschen Wolke reicht. Leider ist der Detektor nicht in der Lage, die Deleptonisierungsspitze aufzulösen, denn Oszillationen der Neutrinoflavour innerhalb des Sterns modifizieren die Neutrinospektren ungünstig. Jedoch können modellunabhängig anhand des frühesten Signalanstiegs die inverse Massenhierarchie sowie $sin^2 2theta_{13} > 10^{-3}$ etabliert werden, falls die Entfernung zur Supernova $leq$,6,kpc beträgt. Gleiches kann durch Auswertung eines möglichen Einflusses der Erdmaterie auf die Neutrinooszillation mit Hilfe der Messung eines zweiten Neutrinodetektors erreicht werden.

Supernova neutrinos in AMANDA and IceCube - Monte Carlo development and data analysis

Supernovae are among the most energetic events occurring in the universe and are so far the only verified extrasolar source of neutrinos. As the explosion mechanism is still not well understood, recording a burst of neutrinos from such a stellar explosion would be an important benchmark for particle physics as well as for the core collapse models. The neutrino telescope IceCube is located at the Geographic South Pole and monitors the antarctic glacier for Cherenkov photons. Even though it was conceived for the detection of high energy neutrinos, it is capable of identifying a burst of low energy neutrinos ejected from a supernova in the Milky Way by exploiting the low photomultiplier noise in the antarctic ice and extracting a collective rate increase. A signal Monte Carlo specifically developed for water Cherenkov telescopes is presented. With its help, we will investigate how well IceCube can distinguish between core collapse models and oscillation scenarios. In the second part, nine years of data taken with the IceCube precursor AMANDA will be analyzed. Intensive data cleaning methods will be presented along with a background simulation. From the result, an upper limit on the expected occurrence of supernovae within the Milky Way will be determined.

Supernova detection in a future extension of the IceCube neutrino telescope

Marking the final explosive burning stage of massive stars, supernovae are onernthe of most energetic celestial events. Apart from their enormous optical brightnessrnthey are also known to be associated with strong emission of MeV neutrinos—up tornnow the only proven source of extrasolar neutrinos.rnAlthough being designed for the detection of high energy neutrinos, the recentlyrncompleted IceCube neutrino telescope in the antarctic ice will have the highestrnsensitivity of all current experiments to measure the shape of the neutrino lightrncurve, which is in the MeV range. This measurement is crucial for the understandingrnof supernova dynamics.rnIn this thesis, the development of a Monte Carlo simulation for a future low energyrnextension of IceCube, called PINGU, is described that investigates the response ofrnPINGU to a supernova. Using this simulation, various detector configurations arernanalysed and optimised for supernova detection. The prospects of extracting notrnonly the total light curve, but also the direction of the supernova and the meanrnneutrino energy from the data are discussed. Finally the performance of PINGU isrncompared to the current capabilities of IceCube.

Extraktion und nanoanalytische Charakterisierung refraktärer Nanometallpartikel frühester solarer Materie und Synthese metallischer Nanopartikel aus dotierten Ca-Mg-Al-Si-Schmelzen

Primitive kohlige Chondrite sind Meteorite, die seit ihrer Entstehung im frühen Sonnensystem kaum verändert wurden und dadurch einen Einblick in Prozesse geben, die zur Bildung und Veränderung der ersten festen Materie führten. Solche Prozesse können anhand von Bruchstücken dieser Meteorite detailliert im Labor studiert werden, sodass Rückschlüsse auf die Entwicklung unseres Sonnensystems im frühen Stadium getroffen werden können. Ca-, Al-reiche Einschlüsse (CAIs) aus chondritischen Meteoriten sind die ersten Festkörper des Sonnensystems und enthalten viele refraktäre Metallnuggets (RMNs), welche hauptsächlich aus den Elementen Os, Ir, Ru, Mo und Pt bestehen. Nach weit verbreiteter Ansicht sind diese Nuggets wahrscheinlich im Gleichgewicht mit dem solaren Nebel kondensiert, bereits früher oder gleichzeitig mit Oxiden und Silikaten. Die exakten Mechanismen, die zu ihren heute beobachteten Eigenschaften führten, sind allerdings unklar. Um frühere Arbeiten fortzuführen, wurde eine hohe Anzahl RMNs in vier unterschiedlichen Typen von Meteoriten detailliert studiert, darunter solche aus dem nahezu unveränderten Acfer 094, Allende (CV3ox), Leoville (CV3red) und Murchison (CM2). Die RMNs wurden in-situ, assoziiert mit ihren Wirtsmineralen und auch in Säurerückständen gefunden, deren Präparationsprozedur in dieser Arbeit speziell für RMNs durch eine zusätzliche Dichtetrennung verbessert wurde.rnDie Ergebnisse decken eine Reihe von Ungereimtheiten zwischen den beobachteten RMN-Eigenschaften und einer Kondensationsherkunft auf, sowohl für Kondensation in solarer Umgebung, als auch für Kondensation aus Material von Supernovae oder roten Riesen, für die die Kondensationssequenzen refraktärer Metalle speziell für diesen Vergleich berechnet wurden. Stattdessen wurden in dieser Arbeit neue Einblicke in die RMN-Entstehung und die Entwicklung der ersten Festkörper (CAIs) durch eine Kombination aus experimentellen, isotopischen, strukturellen und petrologischen Studien an RMNs gewonnen. Viele der beobachteten Eigenschaften sind mit Ausfällung der RMN aus einer CAI-Schmelze vereinbar. Ein solches Szenario wird durch entsprechende Untersuchungen an synthetisch hergestellten, mit refraktären Metallen im Gleichgewicht stehenden CAI-Schmelzen bestätigt. Es folgt aus den Ergebnissen, dass die Mehrzahl der RMNs isotopisch solar ist und alle untersuchten RMNs innerhalb von CAIs bei rascher Abkühlung (um bis zu 1000 °C/40 sek.) einer CAI-Schmelze gebildet wurden. rn