Searches for signals from cosmic point-like sources of high energy neutrinos in 5 years of AMANDA-II data [Elektronische Ressource] / von Markus Ackermann

Ackermann Markus

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• Publié le: 01 janvier 2006
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Extrait

Searches for signals from cosmic point-like sources of high
energy neutrinos in 5 years of AMANDA-II data
DISSERTATION
zur Erlangung des akademischen Grades
doctor rerum naturalium
(Dr. rer. nat.)
im Fach Physik
eingereicht an der
Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultät I
Humboldt-Universität zu Berlin
von
Herrn Dipl.-Phys. Markus Ackermann
geboren am 30.01.1977 in Dettelbach
Präsident der Humboldt-Universität zu Berlin:
Prof. Dr. Christoph Markschies
Dekan der Mathematisch-Naturwissenschaftlichen Fakultät I:
Prof. Thomas Buckhout, Ph.D.
Gutachter:
1. Prof. Dr. Hermann Kolanoski
2. Prof. Dr. Thomas Lohse
3. Prof. Dr. Lutz Köpke
eingereicht am: 04.08.2006
Tag der mündlichen Prüfung: 13.11.2006iiAbstract
AMANDA-II is a neutrino telescope located in the glacial ice at the South Pole. It is
optimized to detect neutrino induced muon tracks with energies larger than 100 GeV by
their Čerenkov light emission. We analyzed the data collected in 1001 effective days of
detector operation between the years 2000 and 2004 for a signal from point-like sources of
neutrinos. Such a signal is expected from cosmic objects that accelerate hadrons to very
high energies, which subsequently interact with ambient protons or photons.
ThedominanteventclassrecordedinAMANDA-IIaremuonsproducedintheinteractions
of cosmic rays in the atmosphere. Due to their energy loss, the muons cannot penetrate
the Earth and have down-going directions. The main signature to identify a neutrino
induced event is therefore its up-going direction. A sample of 4282 up-going events is
extracted from the 10 billion events triggered in the period selected for this analysis.
Thesearchforpointsourcesisaccomplishedonthisdatasamplebylookingforalocalized
excess over the isotropic background of atmospheric neutrinos. The procedure is applied
for the directions of candidate sources, like Active Galactic Nuclei, Supernova remnants
andX-raybinaries. Inasecondstep,thefullnorthernskyisscannedforunknownsources.
Further, we investigate methods to enhance the detection chance for sources which are
suspected to be highly variable neutrino emitters. We search for an excess of neutrino
eventsinperiodsofhighactivityofasource,definedbytheintensityofitselectromagnetic
emission in certain frequency bands. An additional test based on a sliding time window
is applied to the dataset to find flares of neutrinos, which would not be visible in the
time-integrated search.
Neither a localized excess nor a neutrino flare has been found in the analyzed dataset.
Therefore, we calculate upper limits on the neutrino fluxes which are compatible with this
observation. Theaverageupperlimitachievedforacombinedν +ν fluxwithaspectrumμ τ
−2 2 −7 −2 −1of dΦ/dE∝E is E dΦ/dE = 1.0·10 GeVcm s assuming a flavor ratio of 1 : 1.
It represents the most stringent upper limit on neutrino fluxes from point-like sources
reported so far.
Keywords:
AMANDA, point source, neutrinos, cosmic raysZusammenfassung
AMANDA-II ist ein Neutrino Teleskop, das sich im Eis des Gletschers befindet, der den
Südpol bedeckt. Es wurde optimiert um Spuren von hochenergetischen Myonen (E >
100GeV), die in Neutrino-Wechselwirkungen entstanden sind, anhand ihrer Emission von
Čerenkov-Licht zu detektieren. In dieser Arbeit analysieren wir die Daten, die in 1001
Tagen effektiver Detektorlaufzeit in den Jahren 2000 bis 2004 gesammelt worden sind,
um ein Signal von einer Neutrino-Punktquelle zu finden. Ein derartiges Signal wird von
kosmischenObjektenerwartet,dieHadronenzusehrhohenEnergienbeschleunigen,welche
daraufhin mit Photonen und Protonen in der Umgebung des Objekts wechselwirken.
Die Richtungen aus denen die registrierten Myon-Spuren kommen, werden rekonstruiert.
Die wichtigste Signatur um ein Myon aus einer Neutrino-Wechselwirkung zu identifizieren
ist eine nach oben laufende Spur. Der dominierende Untergrund von Myonen, erzeugt
in Wechselwirkungen der kosmischen Strahlung in der Atmosphäre, kann die Erde nicht
durchdringen. Ein Datensatz mit 4282 aufwärtslaufenden Ereignissen wurde aus den ca.
10 Milliarden im Zeitraum dieser Analyse registrierten Ereignissen extrahiert. Diese Zahl
ist konsistent mit der erwarteten Anzahl atmosphärischer Neutrinos.
In der Suche nach Punktquellen wird nach einem lokalen, statistisch signifikanten Er-
eignissüberschuss in diesem Datensatz gesucht. Zuerst werden Quellkandidaten wie zum
Beispiel aktive galaktische Kerne, Supernovaüberreste und Röntgen-Binärsysteme unter-
sucht.DanachwirdeineRastersuchenachunbekanntenQuellenaufdemganzennördlichen
Himmel durchgeführt. Darüberhinaus werden Methoden entwickelt um die Chancen einer
Detektion von Quellen zu erhöhen von denen vermutet wird, dass ihre Neutrinoemission
hochvariabel ist. Wir suchen nach einem Ereignissüberschuss in Zeiträumen in denen die
Quelle aktiv ist, was wir als den Zustand definieren in welchem erhöhte elektromagneti-
sche Emission in bestimmten Frequenzbändern sichtbar ist. Ein weiterer Test mit einem
Zeitschiebefenster wird auf den Datensatz angewendet, um kurze Phasen stark erhöhter
Neutrinoemission zu finden, die in der zeitintegrierten Suche unsichtbar wären.
Kein signifikanter lokaler Ereignissüberschuss, auch nicht in einer kurzen Phase, wurde
im analysierten Datensatz gefunden. Deswegen berechnen wir obere Grenzen für Neu-
trinoflüsse, die mit dieser Beobachtung verträglich sind. Die mittlere obere Flussgren-
−2ze für ein Neutrinospektrum dΦ/dE ∝ E , die mit dieser Analyse erreicht wird, ist
2 −7 −2 −1E dΦ/dE = 1.0· 10 GeV cm s für den aufaddierten Fluss von ν +ν unter derμ τ
Annahme eines Flavor-Verhältnisses von 1 : 1. Dies entspricht der momentan niedrigsten
Flussgrenze für Neutrinoflüsse von Punktquellen.
Schlagwörter:
AMANDA, Punktquelle, Neutrinos, Kosmische StrahlungContents
1 Preface 1
2 A short introduction to neutrino astrophysics 3
2.1 Cosmic rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
2.1.1 Charged cosmic rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 3
2.1.2 Neutral cosmic rays . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2.2 High energy neutrino production in astrophysical environments . . . . . . . 5
2.2.1 Neutrino production . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2.2.2 Fermi acceleration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 7
2.2.3 Acceleration in electrostatic gaps . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 8
2.3 Galactic and extragalactic neutrino sources . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.3.1 Active Galactic Nuclei . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.3.2 X-ray binaries. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.3.3 Pulsars and Supernova remnants . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 13
2.3.4 Other source candidates . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14
2.4 The physics of neutrino detection . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.4.1 Neutrino oscillation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
2.4.2 Neutrino interactions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
2.4.3 Propagation of charged leptons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
2.4.4 Čerenkov ight emission. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
2.4.5 Atmospheric muons and neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
2.5 Detector performance . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.5.1 Effective Area . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
2.5.2 Calculation of Flux Limits . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24
2.5.3 Sensitivity . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
3 The AMANDA-II neutrino detector 27
3.1 Optical properties of the South Pole glacier . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
3.1.1 Measurements . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
vCONTENTS
3.1.2 Scattering . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 28
3.1.3 Absorption . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.1.4 Hole ice . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
3.2 AMANDA-II detector setup . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.2.1 Geometry . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.2.2 The Optical Module . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31
3.2.3 Data acquisition electronics . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33
3.2.4 Event Trigger . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
3.2.5 Calibration . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
4 Event simulation 39
4.1 Simulation of neutrino induced events . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
4.1.1 Neutrino interaction . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
4.1.2 Muon propagation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40
4.1.3 Photon propagation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
4.1.4 AMANDA-II detector simulation . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
4.1.5 Event weighting . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .