Die Mesonproduktion 1 Photomesonproduktion 2 ProtonNukleon Wechselwirkung n

Die Mesonproduktion (1) Photomesonproduktion (2) Proton-Nukleon Wechselwirkung n p p Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

SOPHIA – Simulation Of Photo. Hadronic Interactions in Astrophysics [Mücke (alias Reimer) et al. (SOPHIA Kollaboration) 2000] Resonanzen: D(1232), N(1440), N(1520), N(1535), N(1650), N(1680)/ N(1675), D(1905), D(1950) direkte Pionenprodukt. : - nicht-resonante pg np+, pg Dp - „Hintergrund“ nahe Schwellwert diffraktive Streuung: Vektormeson-Produktion: r: w=9: 1 Multipionenproduktion: QCD String-Fragmentationsmodell (Lund JETSET 7. 4) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Photon-Kern Prozesse • Photopionenproduktion mit Kernen: folgt der Glauber-Formel: A + g p+, p-, p 0, K, h, … s. Ag ≈ A 2/3 spg ABER: Pionenproduktionsschwellwert in CR-Beschleunigung in astrophysikalischen Plasmen kaum zu erreichen, da Kerne schneller durch Photodisintegration zerstört werden Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Photodisintegration • Photodisintegration: A + g A’, n, p z. B. für 4 He: s~3· 10 -27 cm 2, Schwellenergie≈10 Me. V 4 He(g, n)3 He, 4 He(g, p)3 H, 4 He(g, np)2 H - mittlere Energieverlustrate folgt: E-1(d. E/dt) = A-1(d. A/dt) (Nukleonemission isotrop im Ruhesystem des Kerns!) [Puget et al 1976] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Bethe-Heitler Paarproduktion Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Bethe-Heitler Paarproduktion • p g p e + e • QED Prozeß • s. Bethe » sp • Ethr=(2 me/mp)(mp+me) im p-Ruhesys. • Inelastizität x ≤ 2 me/mp • für Kerne: Z 2/A (d. A/dt) ≈ d. E/dt im CMB Bethe. Heitler p Energieverlustlänge Wechselwirkungslänge Anita Reimer, Stanford University • Anwendungen: UHECR Propagation, AGN Jets, etc. Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

g-Strahlenabsorption in (baryonischer) Materie Nukleare Resonanzabsorption von g-Strahlen durch Kerne: (unabhängig von Ionisations- und chemischen Zustand!) • Pygmy Dipolresonanz @ ~7 Me. V • Riesen-Dipolresonanz @ ~20 -30 Me. V • D-Resonanz @ ~325 Me. V N+g 4 He+g 27 Al+g untersucht baryonische Absorptionsäulendichte NH≥ 1026 cm-2 [Röntgenstrahlen: NH≤ 1025 cm-2, UV/opt: NH~1021 cm-2] [Iyudin, Reimer, Burwitz et al. 2005, A&A] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Die Proton-Proton Wechselwirkung (1) Ep, 2 Ep, 1 q √sthreshold=2 mpc 2+mp 0 c 2 s = (∑E)2 – (∑p)2 = = 2 mp 2 c 4 + 2 Ep, 1 Ep, 2(1 -b 1 b 2 cos. Q) gthr = 1+mp( 2/mp+mp/(2 mp 2) ) ≈1. 3 Kühlungsprozeß in kosmischen Objekten, z. B. - ISM (n. ISM~1 cm-3) galaktisch diffuse Gammastrahlung - Supernova-Überreste (möglicherweise nahe Molekülwolke, ncloud~100 cm-3) - massive Sternwinde - …. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Die Proton-Proton Wechselwirkung (2) Sekundäre Teilchenproduktion: - bei niedrigen Energien (<10 Ge. V) über Isobarproduktion (z. B. pp D 1232 + N [Karlsson et al. ] ) N + p - diffraktive elastische Wechselwirkung (>2 Ge. V) [z. B. Kamae etal. ] - nicht-diffraktive elastische Wechselwirkung (>0. 5 Ge. V) [z. B. Blattnig etal. , Phythia] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Die Proton-Proton Wechselwirkung (3) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Die Proton-Proton Wechselwirkung (4) • Inelastizität ~ 0. 5 • Energieverlustrate d. E/dt ~ E Beispiel von Teilchenspektren: Jp~Ep-2 exp(-Ep/1 Pe. V) [Kelner et al. 2006] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Anwendung: Gammastrahlung von Supernova-Überresten (“hadronisches Modell”) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Der Ursprung der galaktischen kosmischen Strahlung: Supernova-Überreste ? freie Propagation CR g im Beschleuniger eingeschlossen Target nahe des Beschleunigers VHE-Gammas aus sekundären Wechselwirkungen: • p: po-Produktion und Zerfall • e: Inverse Compton Streuung und Bremsstrahlung • untersucht “beam”-Dichte x Targetdichte

H. E. S. S. -Detektion [Aharonian et al. (HESS-collaboration) 2004] RX J 1713. 7 -3946 • ring-ähnliche Morphologie bei Te. Vs aufgelöst • erhöhte Emission aus dem westlichen Randbereich ASCA -3 ke. V Anita Reimer, Stanford University 1 Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

“beam dump” konvertiert Protonen in n and g p g e p 0 p- p+ g g n + n - e+ ee+ g e+ e + g e+ n ne

CO (J=1 -0) 2. 6 mm Molekülwolken - Kosmischer “beam-dump”? HESS ASCA 1 -5 ke. V • erhöhte CO-Emission vom NW- & SW-Randbereich • CO-Peakemission räumlich mit Röntgenpeaks verbunden CO 2. 6 mm Anita Reimer, Stanford University Hinweise auf Wechselwirkung der Molekülwolke mit westlichen Teil des Rings Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Supernova “beam dump” RX J 1713 -3946

Leptonisches versus hadronisches Emissionsmodell? Wird GLAST entscheiden? [Funk et al. ] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Gibt es eine CR – SNR Verbindung ? Möglich …. • … aber eindeutiges Merkmal (p 0 -bump im g-Bereich!) bisher noch nicht detektiert. GLAST ! • n-Detektion von SNRs (z. B. RX J 1713. 7 -3946: 5 Jahre Km 3 Net [Stegmann et al 2007] ) Ice. Cube/Km 3 Net ! Stegmann et al. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik I, 8. Oktober 2007

Ende Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik II, 9. Oktober 2007

Hochenergie-Astrophysik III Paarkaskaden: (a) Einführung (a) Klassifikation (b) Das Transportgleichungssystem (c) Anwendungen in der Astrophysik: - Paarhalos - Kaskaden in Jets Anita Reimer, HEPL & KIPAC, Stanford University Schule fur Astroteilchenphysik, Obertrubach-Bärnfels, 10. Oktober 2007

Paarkaskaden – was ist das? e++ e-e tgg» 1 g … alternierende gg-Paarproduktion und Photonenproduktion (z. B. IC, Synchrotronstrahlung, Bremsstrahlung, etc. )

Paarkaskaden - Einführung • “Zutaten”: - Teilchen-/Photonenproduktion & -vernichtung - Transport im Medium (Photonen, Materie, Magnetfeld, …. ) incl. selbstproduzierte Photonen: “Kaskaden-Photonen” Beschreibung in ≥ 2 gekoppelten DGLs möglich • notwendige Bedingung: tgg ≈ l/4 p » 1, l = Ls. T/(Rmc 3) “Kompaktheit” Also: Ziel: l > 10 mit l = 2 p/3 (L/Ledd) (3 Rg/R) selbstkonsistente Lösung des Kaskadengleichungssystems Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Entwicklung elektromagnetischer Paarkaskaden tgg>>1 Energie-Injektion Degradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie: (1) Umwandlung von g-Photonen in e± durch gg-Paarproduktion Effektiver Energietransport von hohen zu niedrigeren Energien! Anita Reimer, Stanford University (2) Energieabstrahlung der e±Paare durch - Synchrotronstrahlung oder - Bremsstrahlung oder - Compton-Streuung Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Beispiel Betrachte sphärische Region der Größe R gefüllt mit weichem Photonen der Leuchtkraft Ls, es=Es/mec 2, tgg» 1, und mit relativistischem e- Population der Intensität Li. g g e- e- e- g tgg» 1 g g e- g eg g ee (IC Streuung sei auf Thomson-Bereich eingeschränkt. ) g e g g g e e e 1. Generation: g g IC Streuung: e 1~4/3 g 2 es, Paarprod. : g 1 ~ e 1/2 e- 2. Generation: IC Streuung: e 2~4/3 g 12 es~2 g 4(2/3 es)3, Paarprod. : g 4(2/3 es)3 k. Generation: IC Streuung: ek~2 gx(2/3 es)x-1, x=2 k, Paarprod. : gx(2/3 es)x-1 Bedingung für k Paargenerationen und k+1 Photonengenerationen: g > (2/3 es)–(1 -x) , x=2 k Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Klassifikation(*) (1) ls > 10 Typ-I: komplett lineare Kaskade e±-/g-Produktion hauptsächlich am externen Feld KN Typ-II: (**) teilweise nicht-lineare Kaskade e±-/g-Produktion teilweise an Kaskadenphotonen (***) li < 10 li > 10 (**) & Li/Ls < 1 Typ-III: komplett nicht-lineare Kaskade e±-/g-Produktion hauptsächlich an Kaskadenphotonen li > 10 TH (**) & Li/Ls > 1 (***) 0. 1<Li/Ls<10: höhere Ordnung Comptonstreuung möglich (*) [nach Svennson 1987] Anita Reimer, Stanford University (**) Teilchen-Kompaktheitsparameter li = Lis. T/(Rmc 3) Kompaktheitsparameter des externen Photonenfeldes ls = Lss. T/(Rmc 3) Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Klassifikation(*) (2) “Saturierung” involviert Entweichwahrscheinlichkeit ~ c/R: • Saturierte Kaskaden: t-1 gg e+e- > t-1 entweich ~ c/R Photonen paarproduzieren eher als sie entweichen aus R (z. B. Photonpropagation im diffusen Hintergrund ohne B-Feld) • Nicht-saturierte Kaskaden: Photonen entweichen eher aus R als sie absorbiert werden (z. B. AGN Jets) (*) [nach Svennson 1987] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarkaskaden im EBL 0. 1 -2 Te. V 1 -10 Te. V 7 -30 Te. V CMB Quellenzählung Gardner et al. 2001 HST Sterne Staub Madau & Pozzetti 2000 HST Fazio et al. 2004 Spitzer Elbaz et al. 2002 ISO Dole et al. 2006 Spitzer Anita Reimer, Stanford University [aus: Aharonian et al. 2006] Hochenergie-Astrophysik III 10. Oktober 2007

Paarkaskaden im EBL [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle B = 0 Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10 Ge. V<E<100 Te. V

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle

Propagations-Kaskadenspektrum einer Te. V-Quelle B = 0 Injektionsspektrum: N(E) ~ E-2, 10 Ge. V<E<100 Te. V

Anwendungen: (1) (2) Anita Reimer, Stanford University Paar-Halos Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”) Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Propagation im intergalaktischen Raum Photonen: geradlinige Propagation geladene Teilchen: Ablenkung in intergalakt. Magnetfeldern e+ e- g FLorentz=q(E+v×B) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: • Galaxienhaufen (typ. ~1 -10 m. G) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren • primordial (typ. ~1 p. G-1 n. G) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung Anita Reimer, Stanford University [courtesy: K. Dolag] Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: • Galaxienhaufen (typ. ~1 -10 m. G) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren • primordial (typ. ~1 p. G-1 n. G) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung Anita Reimer, Stanford University [courtesy: K. Dolag] Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Das intergalaktische Magnetfeld (IGMF) Ungelöste Fragen: Ursprung, Stärke, Korrelationslänge des IGMF Experimentelle Grenzen des Magnetfeldes in: • Galaxienhaufen (typ. ~1 -10 m. G) - Faraday-Rotationsmessungen von Hintergrundquellen (AGN) - Modellierung von NT Breitbandspektren • primordial (typ. ~1 p. G-1 n. G) - Anisotropien im CMB - Simulation von großräumiger Strukturbildung [courtesy: K. Dolag] - Paarhalos als Standardkerzen zur Messung vom IGMF Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Der Paarhalo-Effekt … eine indirekte Methode zur Bestimmung der EBL-Evolution … als kosmologische Standardkerzen qu … eine indirekte Methode zur n ne o Bestimmung des interot h galaktischen Magnetfeldes P he c i gl n rü p s r U ld e tf e n g Gammaa M strahlenquelle e l l e Ursprüngliche Photonenquelle Anita Reimer, Stanford University Inverse Compton gestreute Photonen CMB Photonen e± -Paare EBL Photonen Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Der Paarhalo-Effekt Relevante Skalen • Deflektion der e± am IGMF: involviert lgg = mittlere freie Weglänge der Photonen, l. IC, syn = le = mittlere freie Weglänge der e±, RL = Larmor-Radius, l. IGMF = Korrelationslänge des IGMF • für RL < Compton. Energieverlustlänge le: Isotropisierung der e± ausgedehnte, isotrope Paarhalos Distance to source

Die Bildung von Paarhalos • persistente Strukturen, deren nicht-thermische e±-Dichte mit der Zeit zunimmt • Quellaktivität >106 Jahre • Quellspektrum > Te. V Q • B>10 -11 G in ≤ 100 Mpc Quellumgebung Winkelgröße des Halos abhängig von Quelldistanz & Strahlungsfelddichte in Quellumgebung [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford University Paarhalos um Quellen bei verschiedenen Distanzen sind Sonden der EBL Evolution Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Charakteristika von Paarhalos Charakteristisches Paarkaskadenspektrum kaum abhängig vom Quellspektrum! lgg(E) fällt mit E: [aus: Aharonian 2004] • Ort der e±-Produktion bestimmt durch “letzte g-EBL Wechselwirkung” • Halowinkelgröße wächst mit fallender Energie [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford University Bsp: z=0. 1, Eg=20 Te. V lgg~10 Mpc, Q=lgg/d≈1 -2 o Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Entwicklung von Paarhalos [aus: Aharonian 2004] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarhalos von isotropen und gerichteten Quellen [aus: Aharonian 2004] • isotrope/auf Beobachter gerichtete Quelle: Halo um Quelle zentriert • miß-gerichtet Quelle: Halo elliptisch & verschoben um Halowinkelgröße Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarhalos B ≥ 10 -11 G • möglich in den großskaligen “walls”-Strukturen, Galaxienhaufen, …. • Vermessung von Paarhalos …. . zur Abschätzung der EBL Evolution …. als Standardkerzen: vermesse Observable I(E), I(q); bestimme daraus Unbekannte u. EBL, d Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarhalos B ≤ 10 -12…. 16 G • möglich in großskaligen “void”-Strukturen …. . • Vermessung von Paarhalos zur Abschätzung des intergalaktischen Magnetfeldes (IGMF) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Abschätzung der intergalaktischen Magnetfeldstärke durch Paarhalos d lgg e± Q d B≈10 -16…-12 G d = l. IC/r. L lgg = d/tgg d. Q ≈ dlgg • Deflektion der e± am Magnetfeld & inverse Compton Emission der e± am CMB teilweise in Richtung des Beobachters • Beobachter sieht ausgedehnten Halo zentriert um Punktquelle mit -1/2 [B/10 -13 G] Qext(Eg) ≈erreichen lggd/d ≈ Beobachter 0. 3 o/tgg [Eg/Te. V] • Halo-Photonen mit Zeitverzögerung td≈d 2 d(tgg-1)/2 tgg 2 (Bsp. : d=5 o, z=0. 03, Eg 0=40 Te. V td≈105 Jahre) • bei bekannter EBL-Strahlungsfelddichte & Messung der Halo. Größe Q kann intergalaktisches Magnetfeld abgeschätzt werden! [Bsp. : Beobachtung von Mkn xxx: Eg=0. 5 Te. V (Eg 0=26 Te. V), z=0. 03, tgg(26 Te. V, z=0. 03)=4 -8, Qext≈0. 5 o B≈(3 -6)· 10 -13 G ] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Paarhalos B ≤ 10 -18 G • möglich in “voids” • Wechselwirkungswinkel ~mec 2/Eg nicht zu vernachlässigen • Verbreiterung des Kaskadensignals • führt zu einer zeitverzögerten Ankunft der Kaskadenphotonen von typischerweise ~Tage Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Anwendungen: (1) Paar-Halos (2) Anita Reimer, Stanford University Kaskaden in AGN Jets (“hadronisches Modell”) Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Emissionsmodelle für Blasare syn. ? • ”leptonische” Modelle e+ e - Jets • ”hadronische” Modelle e- p Jets Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Hadronische AGN Jet-Emissionsmodelle strahlungsdominierte Jets (pg) E-PIC [e. g. Atoyan & Dermer 2003] schwere Jets (pp) 1 G Explosionswellenmodell PIC SPB [Mücke et al. 2000, 2003] [Pohl & Schlickeiser 2000; [Mannheim 1991, 1993] 10 G Schuster et al. 2002] etc. … p Synchr. 100 G [Aharonian 2000] keine Neutrinos ! Magnetfeldstärke Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Hadronische strahlungsdominierte Jet. Emissionsmodelle Relevante Emissionsprozesse: p± e± nmnm(ne/ne) - pg-Wechselwirkungen: Mesonprod. 0 g, n p gg Bethe-Heitler e±-Produktion: p+g p+e-+e+ g - Synchrotronstrahlg. geladener Mesonen/Muonen & p - Synchrotron/Compton-Paarkaskaden g g Targetphotonenfelder für pg-Wechselwirkungen & Kaskaden sind. . . • interne Photonenfelder (Jet-Synchrotronstrahlung; z. B. PIC, SPB) • externe Photonenfelder (reflektierte/direkte Akkretionsscheibenstrahlung, reflektierte Jet-Strahlung, etc. ; z. B. E-PIC, HSM) Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Kaskadenentwicklung tgg>>1 (esc) (2) (1) Energie-Injektion Degradierung von Photonen bzw. Teilchenenergie: (1) Umwandlung von g-Photonen in e± durch gg-Paarproduktion (2) Energieabstrahlung der e±Paare durch - Comptonstreuung oder - Bremsstrahlung oder - Synchrotronstrahlung ∂t ∂t ∂t Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Das Synchrotron-Proton-Blazar (SPB) Modell [Mücke et al. 2000, 2003] Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Beispiele BL Lacertae M 87 Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

BL Lacertae im Nov 2000 [Böttcher & Reimer 2004] Leptonisches Modell Hadronisches SPB-Modell r e t us m gs n u t h c a sition b eo po B r om e k h t sc Je i t r s o e n d iag ung d ng timm u l k s c e i B tw En zur • Hadronische als auch leptonische Modelle repräsentieren Beobachtungen zufriedenstellend; Variabilitätsinformation für Eindeutigkeit. • Spektrales Verhalten @Ge. V-Te. Vs unterschiedlich für leptonische & hadronische Modelle. • SPB-Modell sagt (sub)Te. V-Emission von LBLs voraus, während leptonische Modelle ein Abschneiden unterhalb 100 Ge. V bevorzugen. Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Neutrino-Emission einzelner Blasare • in HBLs Proton-Synchrotronverluste dominieren auf Kosten von p- (& n)-Produktion • qgn=Lg/Ln~1 in LBLs während qgn~102… 3 in HBLs Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Diffuser Neutrinohintergrund von AGN p-Produktion durch hadronische (pp- oder) pg-Wechselwirk. & darauffolgende p± e± nmnm(ne/ne) Baikal 1998 -2000 AMANDA B 10 -97 UHE AMANDA-II (cascades) 2000 AMANDA B 10 -97 AMANDA-II 2000 Expectation AMANDA-II 3 yrs Expectation Ice. Cube 3 yrs • AGN-Anteil am diffusen n-Hintergrund hauptsächlich von Objecten mit intrinsisch dichten Targetphotonenfeldern (FSRQs, LBLs ) ABER: große Unsicherheiten im vorhergesagten absoluten diffusen n-Fluß • vorhergesagte n-Flüsse unterhalb aller derzeitigen Messungen Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007

Ende Anita Reimer, Stanford University Hochenergie-Astrophysik III, 10. Oktober 2007