Search for neutrino induced cascades with the AMANDA-II detector [Elektronische Ressource] / von Marek Paul Kowalski

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• Astronomie

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• Publié par: humboldt-universitat_zu_berlin
• Publié le: 01 janvier 2004
• Nombre de lectures: 23
• Langue: Deutsch
• Poids de l'ouvrage: 2 Mo

Extrait

Search for Neutrino-Induced Cascades with the AMANDA-II
Detector
D I S S E R T A T I O N
zur Erlangung des akademischen Grades
doctor rerum naturalium
(Dr. rer. nat.)
im Fach Physik
eingereicht an der
Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakult¨at I
Humboldt-Universit¨at zu Berlin
von
Dipl.-Phys. Marek Paul Kowalski
geboren am 23.5.1974 in Bonn
Pr¨asident der Humboldt-Universit¨at zu Berlin:
Prof. Dr. Ju¨rgen Mlynek
Dekan der Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakult¨at I:
Prof. Dr. Michael Linscheid
Gutachter:
1. Prof. Dr. Thomas Lohse
2. Prof. Dr. Lutz K¨opke
3. Prof. Dr. Douglas Cowen
eingereicht am: 15. Oktober 2003
Tag der mu¨ndlichen Pru¨fung: 13. Januar 2004iiiii
Zusammenfassung
Diese Arbeit entha¨lt die Ergebnisse der Suche nach Neutrino-induzierten kaskadenarti-
gen Ereignissen mit dem AMANDA-II Detektor. Die Signatur von Elektron- und Tauon-
neutrinowechselwirkungensindelektromagnetischesowiehadronischeTeilchenschauer,so-
genannte Kaskaden. Zusatzlich konnen Neutrinos aller Arten, die uber neutrale Strome¨ ¨ ¨ ¨
wechselwirken, durch hadronische Kaskaden nachgewiesen werden.
Es wurden Methoden zur Orts- und Energierekonstruktion von Kaskadenereignissen
verbessert sowie neuentwickelt. Sowohl Orts- und Energieauflo¨sung konnten mit Hilfe von
ku¨nstlichen Lichtquellen verifiziert werden. Außerdem wurde ein Neutrinogenerator ent-
wickelt, der es erlaubt bis zu den hochsten Energien Neutrino-induzierte Ereignisse zu si-¨
mulieren. Ein Filter zur Trennung Neutrino-induzierter Kaskaden vom Untergrund atmo-
spharischer Myonereignisse wurde entwickelt.¨
Der erste Datensatz des AMANDA-II Detektors aus dem Jahr 2000 wurde auf die Sig-
naturvonhochenergetischenNeutrino-induziertenKaskadenuntersucht. EineinzelnesEr-
eignis passierte alle Selektionsschnitte. Diese Beobachtung ist mit der erwarteten Anzahl
+0.70Ereignissevon0.96 durchatmospharischeNeutrinosundMyonenvertraglich.Eswur-¨ ¨−0.43
den obere Grenzen auf den zusa¨tzlichen Beitrag astrophysikalischer Neutrinos bestimmt.
−2Unter der Annahme eines Neutrinoflußes von φ(E) ∝ E kann eine obere Grenze von
2 −7 −1 −1 −2E φ(E) = 9×10 GeV s sr cm auf den Fluss von Neutrinos aller Arten angege-
ben werden (90% CL). Die obere Grenze stellt zur Zeit die restriktivste Einschra¨nkung
des Neutrinoflusses in einem Energiebereich von circa 50 TeV bis 5 PeV dar. Einige der
untersuchten Modellvorhersagen sind nicht mit der Beobachtung vertra¨glich und k¨onnen
somit ausgeschlossen werden.iv
Abstract
The first generation of large open water/ice Cherenkov telescopes has recently started
operation. The goal of these instruments is the detection of an astrophysical high-energy
neutrinofluxwhich,ifdetectedwouldaddcrucialinformationtothepuzzleoftheoriginof
thehigh-energycosmicrays. AMANDA(AntarcticMuonAndNeutrinoDetectorArray)is
located at the geographical South Pole and uses the thick polar ice cap as both detection
and target material for the rare neutrino-induced events. Here we present a search for
electro-magnetic and/or hadronic showers (cascades) induced by a diffuse flux of high
energy neutrinos. Such a signature is characteristic for electron and tau neutrinos, and to
a less extend for muon neutrinos.
The first year of data collected with the AMANDA-II detector has been analyzed.
The observed event rates are consistent with the expected rate of neutrinos and muons
produce by cosmic ray interaction in the Earth atmosphere. Upper limits on a diffuse flux
of extraterrestrial electron, tau and muon neutrinos are presented. A flux of neutrinos
−2following an E spectrum and consisting of an equal mix of all flavors is limited to
2 −7 −1 −1 −2E φ(E)≤9×10 GeV s sr cm (at 90 % CL) for a neutrino energy range 50 TeV
to 5 PeV. In this energy range the limits are currently the most stringent available and
rule out several existing flux predictions for extraterrestrial neutrinos.Contents
List of Figures ix
List of Tables xi
1 Introduction 1
2 Flux of High Energy Neutrinos 3
2.1 High Energy Cosmic Rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
2.2 Neutrino Production . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
2.3 The Ratio of Neutrino Flavors . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.3.1 The Ratio at the Astrophysical Neutrino Source . . . . . . . 6
2.3.2 Neutrino Oscillations . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.3.3 Neutrino Decay . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.3.4 Other Exotic Phenomena . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.4 Sources of Neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.4.1 Active Galactic Nuclei . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.4.2 Gamma Ray Bursts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10
2.4.3 Atmospheric Neutrinos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.4.4 Predictions for the Diffuse Flux of Neutrinos . . . . . . . . . 12
3 Neutrino Detection 15
3.1 Cross-Sections for Neutrino Reactions . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
3.1.1 Standard Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
3.1.2 Beyond the Standard Model . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
3.2 Neutrino Event Signatures . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
3.3 Cherenkov Light . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.4 The Physics of Cascades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.4.1 Electromagnetic Cascades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.4.2 Hadronic Cascades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
3.5 Expected Event Rates . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
3.5.1 Neutrino-induced Cascades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
3.5.2 Background due to Atmospheric Muons . . . . . . . . . . . . 26
vvi CONTENTS
4 The AMANDA Detector 29
4.1 AMANDA Technology . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29
4.2 Data Acquisition and Trigger . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
4.3 In-Situ Light Sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
4.4 Calibration of Time and Amplitude of Hits . . . . . . . . . . . . . . 33
4.5 Optical Properties of the Ice . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
5 Reconstruction of Cascade-Like Events 37
5.1 A First Guess Algorithm for Cascades . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
5.2 Vertex Position Reconstruction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
5.3 Energy Reconstruction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
5.4 Direction Reconstruction. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
6 Data Samples 47
6.1 Experimental Data . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
6.2 Simulation of Background and Signal Events . . . . . . . . . . . . . 47
6.2.1 Generation of Atmospheric Muon Events . . . . . . . . . . . 47
6.2.2 Optimized Simulation Chain for Atmospheric Muons . . . . . 48
6.2.3 The Neutrino Event Generator ANIS . . . . . . . . . . . . . . 49
6.2.4 Detector Simulation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 50
7 Data Analysis 53
7.1 Preprocessing . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
7.2 A First Level Filter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
7.3 A Second Level Filter . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 56
7.3.1 Vertex Position Reconstruction . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
7.3.2 Energy Reconstruction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
7.3.3 Cut on the Quality of the Energy Fit . . . . . . . . . . . . . 59
7.3.4 Position Cuts . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
7.4 Final Selection Criteria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
7.4.1 The Input Variables . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
7.4.2 The Likelihood Parameter L . . . . . . . . . . . . . . . . . . 64s
7.4.3 Final Cuts. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 67
7.5 The Final Spectrum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
7.6 Systematic Uncertainties . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 71
7.6.1 Uncertainties in the Event Rate due to Atmospheric Muons . 72
7.6.2 Uncertainties in the Event Rate due to Atmospheric Neutrinos 75
7.6.3 Uncertainties in the Detection Efficiency of Astrophysical Neutri-
nos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
8 The Effective Detector Size 77
8.1 Effective Volume for Neutrino-induced Events. . . . . . . . . . . . . 77
8.2 Effective Area for Neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80CONTENTS vii
9 Results 83
9.1 The Signal Event Upper Limit . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
9.2 Model Dependent Limits on the Diffuse Flux of Neutrinos . . . . . . 85
9.3 Model Independent Limits . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
9.4 Comparison with Other Searches . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
9.4.1 Searches Performed by AMANDA . . . . . . . . . . . . . . . 90
9.4.2 Searches Performed by Other Experiments. . . . . . . . . . . 92
9.5 Limits on Point Sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92
9.6 Discussion of the Limits . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 94
10 Summary 96
11 Outlook