Eine schematische Darstellung des AMANDA-Neutrinodetektors und des aktuellen Status seines Upgrade / Nachfolgers IceCube, der zur Hälfte fertiggestellt ist. Der Eiffelturm (rechts unten im Bild) ist maßstabsgetreu dargestellt.

Die jüngsten Ergebnisse des Antarktis-Myonen- und Neutrino-Detektor-Arrays (AMANDA), das sich eine Meile unter dem Eis am Südpol befindet, haben die bisher strengste Vorhersage für die höchstmögliche Rate geliefert, die Neutrinos aus Gammastrahlenausbrüchen im Weltraum erreichen können die Erde erreichen - obwohl AMANDA in den ersten sechs Jahren nicht einmal ein Neutrino aus astronomischen Quellen eindeutig nachweisen konnte. Die Analyse wurde am 10. Februar 2008 im The Astrophysical Journal veröffentlicht .

Es scheint nicht intuitiv zu sein, aber nichts zu erkennen ist an und für sich informativ. Es sagt den Wissenschaftlern, dass AMANDA noch nicht empfindlich genug und nicht lange genug gelaufen ist, um die Rate zu bestimmen, mit der Gammastrahlen-Burst-Neutrinos ankommen. Noch wichtiger ist, dass die Anzahl der Neutrinos, die in Gammastrahlen-Bursts erzeugt werden, in der AMANDA-Zusammenarbeit begrenzt ist.

Letztendlich kann AMANDA Wissenschaftlern helfen, Gammastrahlenausbrüche besser zu verstehen, ultraleichte Energiefreisetzungen, die auftreten, wenn ein Stern zusammenbricht und zu einem Schwarzen Loch wird oder wenn zwei Sterne verschmelzen.

Die Daten von AMANDA wurden mit Photonendaten aus der nördlichen Hemisphäre korreliert, die mehr als 400 Gammastrahlen entsprechen, die zwischen 1997 und 2003 auftraten (während dieses Zeitraums war AMANDA der größte Detektor seiner Art). AMANDA „zeigt“ in die Erde in Richtung der nördlichen Hemisphäre und da nur Neutrinos aus dieser Richtung auf sie zugreifen können (Neutrinos sind die einzigen Partikel, die die Erde direkt passieren können), verwendet AMANDA die Erde selbst, um andere Arten von Partikeln zu eliminieren, die möglicherweise stören mit dem Detektor.

Neutrinos mit Gammastrahlenexplosion sind äußerst energiereich, wobei von 90 Prozent erwartet wird, dass sie Energien zwischen 10 TeV (Billionen Elektronenvolt) und 3 PeV (Billionen Elektronenvolt) aufweisen. Zusammen mit der Tatsache, dass die Physiker so wenig über Neutrinos wissen - auch wenn ihre Massen unbekannt sind -, ist es sehr schwierig, die Geschwindigkeit zu bestimmen, mit der Neutrinos ein bestimmtes Gebiet durchqueren.

Daher kann AMANDA Gammastrahlen-Neutrinos nicht direkt nachweisen. Stattdessen erkennt es Myonen, die im Eis erzeugt werden, während die Neutrinos durchlaufen. Diese Myonen senden Licht namens Cherenkov-Strahlung aus, das der Detektor mit seinen Hunderten von optischen Lichterkennungsmodulen aufzeichnen kann, die zusammen wie eine riesige dreidimensionale Digitalkamera wirken. Wissenschaftler können dann rückwärts arbeiten, um mehr über die ursprüngliche Neutrino-Wechselwirkung und damit über die Neutrinos selbst zu erfahren.

AMANDA ergab eher eine „Flussobergrenze“ als einen direkten Flusswert. Dies bedeutet, dass theoretische Neutrinoflüsse über dieser Obergrenze wahrscheinlich falsch sind. Flussvorhersagen, die unter dieser Grenze liegen, können jedoch noch nicht ausgeschlossen werden, da AMANDA nicht empfindlich genug ist.

Die wichtigsten Ergebnisse von AMANDA sind die „Model Rejection Factors“ - Zahlen, die auf andere Flussmodelle angewendet werden und anzeigen, wie nahe AMANDA daran ist, sie als falsch zu beweisen. Wenn beispielsweise die Ergebnisse von AMANDA mit einem Modell verglichen wurden, betrug der Modellabweisungsfaktor 0, 5, was bedeutet, dass die Flussvorhersage des Modells doppelt so hoch ist wie die von AMANDA - und daher hat AMANDA bewiesen, dass sie weit davon entfernt ist. Für ein anderes Modell, das Waxman-Bahcall-Flussmittel, betrug der Modellabstoßungsfaktor 1, 3. Dies bedeutet, dass die Obergrenze von AMANDA 30% zu hoch ist, um dies auszuschließen. Entsprechend bedeutet dies, dass AMANDA nur eine um 30% niedrigere Flussobergrenze liefern muss, um Waxman-Bahcall zu annullieren.

Der entsprechende Autor der Zeitung, der Astrophysiker Kyler Kuehn von der Ohio State University, sagte zu PhysOrg.com : „Eine gute Analogie dazu, wie AMANDA eine Flussgrenze bestimmt, ist die Funktionsweise des menschlichen Auges. Sie können beobachtend feststellen, ob es Tag oder Nacht ist, indem Sie nach draußen in die Sonne schauen. Wenn es keine Himmelsregion gibt, in der Ihre Augen eine außergewöhnlich helle Lichtquelle erkennen, haben Sie die nützliche Information erhalten, dass die Sonne nicht am Himmel steht. “

"Auf der anderen Seite", fügte er hinzu, "wie diejenigen, die mit einem Fernglas oder einem Teleskop in den Nachthimmel geschaut haben, wissen, nur weil Sie mit Ihren Augen keine schwachen Objekte (wie ferne Sterne) sehen können, heißt das nicht Sie sind nicht da. Das bedeutet nur, dass Ihr Auge nicht empfindlich genug ist und Ihre „Flussgrenze“ nicht ausschließt, dass sich solche Sterne tatsächlich am Himmel befinden. In ähnlicher Weise hat AMANDA die Möglichkeit ausgeschlossen, dass Neutrinos aus hellen Quellen zu uns kommen, aber es ist nicht empfindlich genug, um schwache Neutrinoquellen zu erkennen. “

Zukünftige Analysen von AMANDA-Daten werden verschiedene theoretische Vorhersagen für den Neutrinofluss weiter einschränken. Dies ist besonders wichtig, wenn man bedenkt, dass sich Theorien im Laufe der Zeit genauso verbessern können wie Experimente. Diese weiteren Beobachtungen werden also erforderlich sein, um nicht nur aktuelle Theorien wie Waxman-Bahcall zu bestätigen oder zu widerlegen, sondern möglicherweise auch neue Theorien oder sogar Überarbeitungen von Theorien, die als ausgeschlossen galten.

AMANDA besteht aus einer Anordnung von mehreren hundert kugelförmigen optischen Modulen, die wie Perlen auf Kabeln aufgereiht sind. Die Kabel werden vertikal in das Eis eingeführt und erstrecken sich über eine Tiefe zwischen 1, 5 und 2 Kilometern (ca. 0, 9 bzw. 1, 2 Meilen) unter der Oberfläche.

Von 1997 bis 1999 arbeitete AMANDA mit zehn Reihen von optischen Modulen, insgesamt 302 Modulen, die in einem Kreis mit einem Durchmesser von etwa 100 Metern angeordnet waren. Es war in dieser Zeit als AMANDA B-10 bekannt.

Im Jahr 2000 wurden neun zusätzliche Saiten hinzugefügt, wodurch die Modulanzahl auf 677 erhöht und ein Kreis mit einem Durchmesser von 200 Metern gebildet wurde. Diese Phase wurde als AMANDA-II bezeichnet und lief bis 2004; Es ist derzeit Bestandteil des AMANDA-Nachfolgers IceCube, eines ähnlichen, aber viel größeren Detektors, der derzeit am Südpol gebaut wird.

In ihrem Beitrag heißt es in der Zusammenarbeit: „Ein voll instrumentierter IceCube-Detektor sollte in den ersten Betriebsjahren die Flussobergrenzen von AMANDA überschreiten.“

Zitat: The Astrophysical Journal, 674: 357–370, 10. Februar 2008

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