Vortrag UNIX-Stammtisch 01/01

Diese Arbeit befasst sich mit der Suche nach astrophysikalischen Punktquellen hochenergetischer Neutrinos mit Hilfe des AMANDA-II-Detektors. Der AMANDA-Detektor erlaubt die Rekonstruktion neutrino-induzierter Myonen durch die Detektion des von diesen Myonen emittierten Cherenkov-Lichts. Es wird der Datensatz des Jahres 2000 mit einer effektiven Datennahmezeit von 197 Tagen analysiert. Nach der Unterdrückung eines wesentlichen Teils des Untergrundes atmosphärischer Myonen durch Selektion als aufwärts laufend rekonstruierter Ereignisse werden weitere Selektionskriterien entwickelt, um einen Datensatz herauszufiltern, der von durch atmosphärische Neutrinos induzierten Myonen dominiert ist. Diese 699 Ereignisse werden im Hinblick auf signifikante Beiträge von Punktquellen untersucht, d.h. auf Überschüsse der Ereigniskonzentration aus bestimmten Richtungen. Weder die Betrachtung einer Auswahl möglicher Neutrinoquellen (z.B. aktive galaktische Kerne, Mikroquasare oder Supernova-Überreste), noch eine Suche am gesamten Nordhimmel durch die Platzierung überlappender Suchfenster, noch die Untersuchung der Raumwinkel-Abstände zwischen Paaren selektierter Ereignisse ergeben einen signifikanten Hinweis auf die Existenz von Quellen astrophysikalischer hochenergetischer Neutrinos. Unter der Annahme eines Neutrinospektrums dN/dE ~ E^(-2) werden Flussgrenzen für die Neutrino-Flüsse der ausgewählten Quellenkandidaten sowie für die neutrino-induzierten Myonflüsse angegeben, die im Mittel bei der Sensitivität von E^2 dN(Neutrinos)/dE = 2*10^(-7) GeV cm^(-2) s^(-1) bzw. N(Myonen) = 2*10^(-15) cm^(-2) s^(-1) liegen. Dies sind zur Zeit die besten Grenzen für die Neutrinoflüsse von astrophysikalischen Quellen in der nördlichen Hemisphäre. / We describe the search for astrophysical sources of high energy neutrinos with the AMANDA-II detector. This detector allows for reconstruction of neutrino induced muon tracks by the Cherenkov radiation emitted by relativistic muons. We analyze the AMANDA-II data recorded in the year 2000 with a lifetime of 197 days. A large fraction of the background of atmospheric muons can be suppressed by the selection of events reconstructed as upward moving tracks. We develop further quality criteria, which lead to the extraction of a sample of 699 neutrino event candidates, dominated by atmospheric neutrinos. We analyze this data sample in view of significant contributions from neutrino point sources, which would be observable as enhancements of the event density from certain directions. We have not found a significant indication of the existence of astrophysical high energy neutrino sources, neither by the investigation of source candidates (e.g. Active Galactic Nuclei, microquasars, or supernova remnants), nor by a binned search in the complete Northern sky, nor by the investigation of angular distances between pairs of reconstructed event directions. Assuming power-law neutrino spectra dN/dE ~ E^(-2), we calculate limits on the neutrino fluxes and the neutrino induced muons fluxes from a list of selected neutrino source candidates. The sensitivity of the AMANDA-II detector, i.e. the average neutrino and muon flux limits, amounts to E^2 dN(neutrinos)/dE = 2*10^(-7) GeV cm^(-2) s^(-1) and N(muons) = 2*10^(-15) cm^(-2) s^(-1), respectively. These are currently the best limits on neutrino fluxes from astrophysical objects in the Northern hemisphere.

AMANDA-II ist ein Neutrino-Teleskop, das sich im Eis des Suedpols befindet. Es wurde optimiert um Spuren von hochenergetischen Myonen, die in Neutrino-Wechselwirkungen entstanden sind, anhand ihrer Emission von Cerenkov-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 kosmischen Objekten erwartet, die Hadronen zu sehr hohen Energien beschleunigen, welche daraufhin mit Photonen und Protonen in der Umgebung des Objekts wechselwirken. Die wichtigste Signatur um ein Myon aus einer Neutrino-Wechselwirkung zu identifizieren ist eine nach oben laufende Spur. Ein Datensatz mit 4282 aufwaertslaufenden Ereignissen wurde aus den ca. 10 Milliarden im Zeitraum dieser Analyse registrierten Ereignissen extrahiert. Diese Zahl ist konsistent mit der erwarteten Anzahl atmosphaerischer Neutrinos. In der Suche nach Punktquellen wird nach einem lokalen Ereignissueberschuss in diesem Datensatz gesucht. Zuerst wird ein Katalog von Quellkandidaten untersucht. Danach wird eine Rastersuche nach unbekannten Quellen auf dem ganzen noerdlichen Himmel durchgefuehrt. Darueberhinaus werden Methoden entwickelt um die Chancen einer Detektion von Quellen zu erhoehen von denen vermutet wird, dass ihre Neutrinoemission hochvariabel ist. Kein signifikanter lokaler Ereignissueberschuss wurde im analysierten Datensatz gefunden. Deswegen berechnen wir obere Grenzen fuer Neutrinofluesse, die mit dieser Beobachtung vertraeglich sind. Die mittlere obere Flussgrenze fuer ein Neutrinospektrum dPhi/dE proportional zu E^-2, die mit dieser Analyse erreicht wird, ist E^2 dPhi/dE = 1.0^-7 GeV cm^-2 s^-1 fuer den aufaddierten Fluss von nu_mu + nu_tau unter der Annahme eines Flavor-Verhaeltnisses von 1:1. Dies entspricht der momentan niedrigsten Flussgrenze fuer Neutrinofluesse von Punktquellen. / 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 Cerenkov 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. The dominant event class recorded in AMANDA-II are muons produced in the interactions 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. The search for point sources is accomplished on this data sample by looking for a localized excess over the isotropic background of atmospheric neutrinos. The procedure is applied for the directions of candidate sources, like Active Galactic Nuclei, Supernova remnants and X-ray binaries. In a second step, the full northern sky is scanned for unknown sources. Further, we investigate methods to enhance the detection chance for sources which are suspected to be highly variable neutrino emitters. No localized excess has been found in the analyzed dataset. Therefore, we calculate upper limits on the neutrino fluxes which are compatible with this observation. The average upper limit achieved for a combined nu_mu + nu_tau flux with a spectrum of dPhi/dE proportional to E^-2 is E^2 dPhi/dE = 1.0 10^-7 GeV cm^-2 s^-1 assuming a flavor ratio of 1:1. It represents the most stringent upper limit on neutrino fluxes from point-like sources reported so far.

Deutsche Zusammenfassung Die vorliegende Dissertation beschäftigt sich einerseits mit der Suche nach atmosphärischen Myonneutrinos und andererseits mit der Suche nach extraterrestrischen Neutrinopunktquellen in dem Datensatz, welcher im Jahre 1997 durch den AMANDA-Detektor aufgenommenen wurde. In dieser Arbeit wird zunächst die kosmische Strahlung eingeführt. Die Suche nach den Quellen dieser Strahlung wurde bisher insbesondere mit Hilfe der geladenen kosmischen Strahlung selber, sowie mit Hilfe von Cherenkovteleskopen für Gammastrahlen durchgeführt. Die mit diesen Techniken gewonnenen Erkenntnisse lassen bisher jedoch noch keine eindeutigen Schlüsse über die Quellen der geladenen kosmischen Strahlung zu. Dies motiviert den Versuch, mit Hilfe der Neutrinoastronomie ein neues Fenster zu den Quellen zu eröffnen. Es gibt theoretische Modelle für verschiedene potentielle Neutrinoquellen. Szenarien, in denen massive Teilchen zerfallen und die Zerfallsprodukte ihre kinetische Energie aus der freigewordenen Ruhemasse gewinnen, spielen in dieser Arbeit eine untergeordnete Rolle. Ausführlicher dargestellt werden die konventionellen Modelle, in denen geladene Teilchen mit Hilfe der sogenannten Fermibeschleunigung in astrophysikalischen Schockwellen und/oder Magnetfeldern beschleunigt werden. Hochenergetische Neutrinos entstehen nur bei Quellen, welche Hadronen beschleunigen. Insbesondere die Klasse der aktiven galaktischen Kerne (AGNs) sind hierbei interessant. Die vor einigen Jahren entwickelten vereinheitlichten AGN-Schemata sind ein wichtiger Schritt auf dem Weg, diese Objekte zu verstehen. Andere potentielle Quellen sind Supernovae und ihre überreste, Mikroquasare, sowie die Quellen hochintensiver Gammastrahlenausbrüche (GRBs). Hoch spekulativ sind Quellen, welche im elektromagnetischen Spektrum unsichtbar sind, oder auch bisher vollkommen unerwartete Quellen. Unabhängig von der genauen Natur möglicher Neutrinoquellen müssen für die Beschreibung der von ihnen ausgesendeten Neutrinoflüsse Oszillationseffekte zwischen den verschiedenen Neutrinofamilien berücksichtigt werden. Der Nachweis der hochenergetischen Neutrinos soll mit dem AMANDA-Detektor oder ähnlichen Teleskopen erfolgen. Das derzeitige AMANDA-Teleskop AMANDA-II wurde in den Jahren 1995 bis 2000 aufgebaut. Es basiert auf dem Nachweis von neutrinoinduzierten Myonen mit Hilfe des Cherenkoveffektes. Das Cherenkovlicht wird hierbei von, in einem Gitter angeordneten, großen Sekundärelektronenvervielfachern registriert. Die gewonnene Zeitinformation erlaubt eine Richtungsrekonstruktion. Das Charakteristikum für ein Neutrinoereignis ist ein aufwärts laufendes Myon, da das Neutrino das einzige bekannte Teilchen ist, welches die Erde durchqueren und ein aufwärts laufendes Myon erzeugen kann. Die vorliegende Arbeit untersucht Daten, die mit Hilfe des AMANDA-B10-Detektors im Jahre 1997 genommen wurden. Die Daten bestehen aus etwa $10^9$ atmosphärischen Myon- und etwa 5000 atmosphärischen Neutrinoereignissen. Um die experimentell gewonnenen Daten analysieren zu können, wird der Vergleich zu simulierten Daten benötigt. Im Rahmen dieser Arbeit wurden Flüsse atmosphärischer Myonen mit den Programmen basiev und Corsika, Flüsse neutrinoinduzierter Myonen mit nusim und nu2mu generiert. Während eine hohe Zahl von neutrinoinduzierten Myonen simuliert werden konnte, blieb die Zahl der simulierten atmosphärischen Myonen weit hinter der Zahl der experimentell gemessenen zurück. Die Propagation der simulierten Myonen sowie die Detektorsimulation erfolgte mit den Programmen mudedx bzw. amasim. Die Zeit-, Orts- und Amplitudeninformationen der gemessenen -- wie auch der simulierten -- Daten wurden anschließend kalibriert. Das erste Ziel der Analyse war die Extrahierung eines Satzes atmosphärischer Neutrinos und ein Verständnis der absoluten Sensitivität des Detektors. Die hierfür notwendige Prozessierung der Daten erfolgte in mehreren Schritten. Dabei wechselten sich immer exaktere (aber auch immer langsamere) Richtungsrekonstruktionen mit immer strengeren Qualitäts- und Winkelschnitten zur Datenreduktion ab. Die Rekonstruktionen bestanden sowohl aus schnellen analytischen Richtungsapproximationen, wie auch aus solchen, die auf langsamen Minimierung von Likelihoodfunktionen basierten. Die Schnitte wurden auf topologische Grössen, wie auch auf Parameter, welche aus der Rekonstruktion gewonnen wurden, angewandt. Die Schnitte waren notwendig, um Neutrinoereignisse aus dem weit zahlreicheren Untergrund atmosphärischer Myonenereignisse herauszufiltern. Es wurden zwei stark reduzierte Datensätze ("BG-10" mit 223 Ereignissen und "BG-100" mit 369 Ereignissen) aus den gemessenen Daten extrahiert. Es konnte gezeigt werden, dass hiervon ca. 15 bzw. 100 Ereignisse durch atmosphärische Myonen bedingt waren. Die Ergebnisse stimmen sehr gut mit der Erwartung für atmosphärische Neutrinos überein, wobei die Erwartung eine Unsicherheit von bis zu 63% aufweist. Mit dem BG-10 Datensatz war somit das erste Ziel der Analyse erfüllt. Der BG-100 Datensatz sollte dem zweiten Ziel dieser Arbeit dienen: der Suche nach extraterrestrischen Neutrinoquellen. Für dieses zweite Ziel musste zunächst mit der effektiven Fläche} ein Maß für die Sensitivität des Detektors bezüglich extraterrestrischer Neutrinos eingeführt werden. Anschließend wurde die Güte der Richtungsrekonstruktion bestimmt. Hiermit konnte die optimale Grösse der zu benutzenden Suchfenster festgelegt werden. Für diese Suchfenster wurde dann die Effizienz der Rekonstruktion bestimmt. Die Effizienz ist ein Maß für den Anteil der Neutrinoereignisse, für den die Rekonstruktion korrekt bestimmt, aus welchem Suchfenster sie stammen. Nach diesen vorbereitenden Untersuchungen konnte die Quellsuche beginnen. Für diese Suche waren nun sowohl atmosphärische Myonereignisse, als auch Ereignisse, die durch atmosphärische Neutrinos hervorgerufen wurden, Untergrund. Für die Suche wurden drei verschiedene Strategien angewendet. Zunächst wurde ein Netz aus 374 aneinander angrenzenden Suchfenstern konstruiert. Basierend auf der erwarteten Anzahl von Untergrundereignissen für jedes Suchfenster wurden Wahrscheinlichkeiten berechnet, dass die Ereignisse ausschließlich Untergrundereignisse sind. Durch die große Zahl an Suchfenstern gab es einige Fenster, bei denen diese Wahrscheinlichkeit recht gering war. Insgesamt jedoch gab es keinen signifikanten Hinweis darauf, dass die Messung nicht auschließlich durch Untergrund erklärt werden kann. Die zweite Strategie bestand in dem Versuch, mit Hilfe einer Clusteranalyse Punktquellen zu finden. Auch hier wurden keine Hinweise auf Punktquellen gefunden. Schließlich wurde in Richtung von 62 vorselektierten potentiellen Quellen nach Ereignisüberschüssen gesucht -- ebenfalls ohne ein positives Ergebnis. Daraufhin wurden obere Flussgrenzen abgeleitet. Diese Grenzen wurden sowohl richtungsunabhängig als auch für die zuvor selektierten potentiellen Quellen berechnet. In beiden Fällen wurde dabei für das Quellspektrum ein spektraler Index gamma = -2 angenommen. Für Neutrinoenergien E > 10 GeV und Deklinationen > 33 Grad wurden integral folgende globale, obere Flussgrenzen berechnet: Myonfluss: 1.41 * 10^-14 cm^-2 s-1 und Neutrinofluss: 1.65 * 10^-7 cm^-2 s^-1 . Nach der "Eichung" am Fluss atmosphärischer Neutrinos konnte die systematische Unsicherheit auf diese Grenzen zu 46% (systematisch) plus 7% (statistisch) abgeschätzt werden. Für die 62 ausgewählten Quellen wurden individuelle Flussgrenzen berechnet. Diese waren im Durchschnitt etwa einen Faktor drei besser als die integralen Grenzen für den entsprechenden Deklinationsbereich. Bei 48 potentiellen Quellen waren dies sowohl die ersten Grenzen auf ihren Neutrino- als auch die ersten Grenzen auf ihren neutrinoinduzierten Myonenfluss. Für eine weitere Quelle konnte erstmals eine Grenzen auf den Neutrinofluss abgeleitet werden. Bei den 14 restlichen Quellen konnten in fünf Fällen beide bisher publizierten Grenzen verbessert werden, in zwei weiteren zumindest die Grenze auf den Neutrinofluss. Im Anhang werden Daten bereitgestellt, mit denen die errechneten Grenzen auch in Grenzen für andere spektrale Indizes umgerechnet oder auch Grenzen für weitere Quellen abgeleitet werden können. / Abstract The young field of high energy neutrino astronomy can be motivated by the search for the origin of the charged cosmic rays. Large astrophysical objects like AGNs or supernova remnants are candidates to accelerate hadrons which then can interact to eventually produce high energy neutrinos. Neutrino-induced muons can be detected via their emission of Cherenkov light in large neutrino telescopes like AMANDA. More than 10^9 atmospheric muon events and approximately 5000 atmospheric neutrino events were registered by AMANDA-B10 in 1997. Out of these, 223 atmospheric neutrino candidate events have been extracted. This data set contains approximately 15 background events. It allows to confirm the expected sensitivity of the detector towards neutrino events. A second set containing 369 events (approximately 270 atmospheric neutrino events and 100 atmospheric muon events) was used to search for extraterrestrial neutrino point sources. Neither a binned search, nor a cluster search, nor a search for preselected sources gave indications for the existence of a strong neutrino point source. Based on this result, flux limits were derived. Assuming E^-2 neutrino spectra, typical flux limits for selected sources of the order of 10^-14 cm^-2 s^-1 for muon fluxes and 10^-7 cm^-2 s^-1 for neutrino fluxes have been obtained.

Diese Arbeit beschreibt die Suche nach relativistischen magnetischen Monopolen mit dem AMANDA Detektor. Die Methoden der Simulation und der Untergrundseparation werden erläutert. Keine Spuren mit der Signatur eines magnetischen Monopols wurden gefunden. Das sich ergebende Flusslimit von 0.61x10^-16 1/(cm^2 sr s) für Monopole, die sich nahe der Lichtgeschwindigkeit bewegen, liegt um einen Faktor 3-4 besser als die Ergebnisse vergleichbarer Untergrundexperimente und einen Faktor 16 unterhalb der Grenze, die aus der beobachteten Stabilität der galaktischen Magnetfelder liegt. / This thesis describes the search for relativistic magnetic monopoles with the AMANDA detector. The methods of their simulation and their separation from the background are given. No tracks with the signature of a magnetic monopoles are found, resulting in an upper limit on the flux of 0.61x10^-16 1/(cm^2 sr s) for monopoles with velocities close to the speed of light. This is better by a factor of 3-4 compared to results from other underground detectors and a factor of 16 below the limit derived from the observed stability of the galactic magnetic fields.

Diese Arbeit beschreibt die Suche nach hochenergetischen kosmischen Neutrinos mit dem AMANDA-B10 Detektor. Das Antarctic Muon and Neutrinos Detection Array - AMANDA - ist ein Experiment zum Nachweis hochenergetischer Neutrinos. Es besteht aus einem Gitter optischer Detektoren, die in den antarktischen Gletscher eingeschmolzen wurden. Hochenergetische Myonneutrinos können anhand aufwärts laufender Myonspuren identifiziert werden. Nur Neutrinos reagieren ausschließlich durch die schwache Wechselwirkung, was sie zur einzigen Teilchensorte macht, die die ganze Erde durchlaufen kann. Aufwärtslaufende Spuren sind daher eine klare Signatur für neutrinoinduzierte Ereignisse. Die Richtung der Myonen kann anhand des abgestrahlten Cherenkovlichtes rekonstruiert werden. Für Neutrinoenergien oberhalb einiger hundert GeV behält das Myon die Richtung des Neutrinos im wesentlichen bei. Aus der Richtung des Myons kann daher auf die Richtung des Neutrinos geschlossen werden. Das erlaubt die Identifikation von Quellen. Die häufigste Klasse von Untergrundereignissen sind abwärtslaufende Spuren von Myonen, die durch kosmische Strahlen in der Erdatmosphäre erzeugt werden. Damit ist der wichtigste Selektionsparameter der rekonstruierte Zenithwinkel. Ein weitere Klasse von Untergrundereignissen für die Beobachtung kosmische Neutrinos sind aufwärtslaufende Myonspuren von sogenannten atmosphärischen Neutrinos. Das sind Neutrinos, die von der kosmischen Strahlung in der Atmosphäre der Nordhalbkugel erzeugt werden, die Erde durchlaufen und als aufwärtslaufende Spuren die gleiche Signatur haben wie kosmische Neutrinos. Im Falle von Punktquellen ist die Identifikation kosmischer Neutrinos über die Häufung von Neutrinos aus einer bestimmten Richtung möglich. Eine weitere Möglichkeit, kosmische Neutrinos von atmosphärischen Neutrinos zu unterscheiden, ist die Energieverteilung: atmosphärische Neutrinos haben ein Energiespektrum mit einem spektralen Index von ungefähr -3.7, während für kosmische Neutrinos ein Spektrum mit einem spektralen Index von -2 erwartet wird. Die Signatur kosmischer Neutrinos ist daher ein Überschuß von hochenergetischen Ereignissen. Zur Selektion dieser Ereignisse ist ein Energieparameter notwendig. Das Thema dieser Arbeit ist die Suche nach einem diffusen Fluß hochenergetischer kosmischer Neutrinos, als die Überlagerung der Flüsse von vielen, für sich genommen nicht nachweisbaren Quellen. Zum Nachweis der Funktionsfähigkeit des Detektors wurde zuerst die Separation von atmosphärischen Neutrinos mitentwickelt. Die erhaltenen Kandidaten wurden auf einen Überschuß hochenergetischer Neutrinos untersucht. Dazu wurde die Methode zur Energierekonstruktion, die für den Baikal-Detektor entwickelt wurde, an die optischen Eigenschaften von Eis angepaßt. Eine Analyse der Fehlerbeiträge ergab jedoch, daß stochastische Fluktuationen der Energie- und damit Lichtdeposition die Energieauflösung begrenzen. Die Suche nach alternativen energieabhängigen Selektionsparametern ergab die Anzahl der getroffen Kanäle als effektiven Selektionsparameter für hochenergetische Ereignisse. Mit diesem Parameter konnte die Sensitivität des Detektors für hochenergetische Ereignisse abgeschätzt werden. Eine detaillierte Analyse ergab jedoch systematische Abweichungen zwischen Daten und Monte Carlo. Als Konsequenz wurde ein separater Filter für hochenergetische Ereignisse entwickelt. Mit Separationsschnitten auf nur fünf Parameter konnten die Daten auf weniger als ein Prozent reduziert werden. Die abschließenden Schnitte wurden mit einem Optimierungsprogramm entwickelt. Zur Optimierung der Sensitivität wurde eine Vielfalt von Parametern verglichen. Ein Satz besonders hochenergetischer Ereignisse konnte selektiert werden. Die Zahl und Verteilung der Ereignisse ist konsistent mit der Erwartung für atmosphärische Neutrinoereignisse. Ein Überschuß von Ereignissen hoher Energie wurde nicht beobachtet. Nach einem letzten Schnitt auf die Anzahl der getroffenen Kanäle als Energieparameter ließ sich daher eine obere Grenze für den Fluß hochenergetischer kosmischer Neutrinos ableiten. Unter der generischen Annahme eines E_nu^-2-Spektrums ergibt sich eine Grenze für Energien zwischen 5 * 10^3 GeV und 1 * 10^6 GeV von E^2 * (d Phi_(nu + nubar) / dE_nu )_(90% C.L.) / High energy neutrinos are a possible probe for cosmic acceleration mechanisms. Using data taken with the AMANDA-B10 detector in 1997 an upper limit of E^2 (d Phi / dE) < 1.0 * 10^-6 cm^-2 s^-1 sr^-1 GeV on the flux of cosmic neutrinos with energies between 5 TeV and 1 PeV was obtained.

<p>A relic density of <i>Weakly Interacting Massive Particles</i> (WIMPs) remaining from the Big Bang constitutes a promising solution to the <i>Dark Matter</i> problem. It is possible for such WIMPs to be trapped by and accumulate in gravitational potentials of massive dense objects such as the Sun. A perfect WIMP candidate appears in certain <i>supersymmetric</i> extensions to the <i>Standard Model</i> of particle physics, where the lightest supersymmetric particle is a <i>neutralino</i> which can be stable, massive and weakly interacting. The neutralinos may annihilate pair-wise and in these interactions neutrinos with energies ranging up to the neutralino mass can be indirectly produced. Hence, a possible population of dark matter neutralinos trapped in the Sun can give rise to an observable neutrino flux.</p><p>The Antarctic Muon And Neutrino Detector Array, AMANDA, is a neutrino telescope that detects Cherenkov light emitted by charged particles created in neutrino interactions in the South Pole glacial ice sheet using an array of light detectors frozen into the deep ice. In this work data taken with the AMANDA-II detector during 2003 are analyzed to measure or put upper bounds on the flux of such neutrinos from the Sun. In the analysis detailed signal and background simulations are compared to measurements. Background rejection filters optimized for various neutralino models have been constructed. No excess above the background expected from neutrinos and muons created in cosmic ray interactions in the atmosphere was found. Instead 90% confidence upper limits have been set on the neutralino annihilation rate in the Sun and the muon flux induced by neutralino signal neutrinos. </p>

A search for weakly interacting massive particles (WIMPs) annihilating in the Sun was performed with the IceCube and AMANDA neutrino telescopes, using data from 2008 corresponding to 149 days of livetime. Assuming that particles in the dark matter halo scatter and accumulate in the centre of the Sun, Majorana WIMPs may pair-wise annihilate and give rise to a neutrino signal detectable in an experiment at Earth. No excess of muon-neutrinos from the Sun was observed, and limits on the νμ-flux were set for masses between 50 GeV and 5 TeV considering WIMPs annihilating into b‾b and W+W-. Separate limits were also calculated for the case of the lightest Kaluza-Klein particle. The flux limits were converted to limits on the spin-dependent and spin-independent WIMP-proton cross sections, σSD and σSI. The search was combined using a joint likelihood method with AMANDA and IceCube data from 2001-2007, yielding the 90% CL upper limits Φμ &lt; 103 km-2y-1 for a WIMP mass of 1000 GeV and σSD &lt; 1.28×10-4 pb for 250 GeV, both for the W+W- spectrum. / IceCube

Recent measurements show that dark matter makes up at least one fifth of the total energy density of the Universe. The nature of the dark matter is one of the biggest mysteries in current particle physics and cosmology. Big Bang nucleosynthesis limits the amount of baryonic matter that can exist, and shows that the dark matter has to be non-baryonic. Particle physics provides some candidates for non-baryonic matter that could solve the dark-matter problem, weakly interacting massive particles (WIMPs) being the most popular. If these particles were created in the early Universe a substatial relic abundance would exist today. WIMPs in our galactic halo could be gravitationally bound in the Solar System and accumulate inside heavy bodies like the Earth. Supersymmetric extensions to the Standard Model give a viable WIMP dark matter candidate in the form of the lightest neutralino. This thesis describes an indirect search for WIMPs by the neutrino signature from neutralino annihilation at the core of the Earth using the AMANDA detector. As opposed to previous dark matter searches with AMANDA, this work focuses on the hypothesis of a relatively light WIMP particle with mass of 50-250GeV/c2 The AMANDA neutrino telescope is an array of photomultiplier tubes installed in the clear glacier ice at the South Pole which is used as Cherenkov medium. Data taken with AMANDA during the period 2001-2003 is analyzed. The energy threshold of the detector is lowered by the use of a local correlation trigger, and the analysis is taylored to select vertically upgoing low energy events. No excess above the expected atmospheric neutrino background is found. New limits on the flux of muons from WIMP annihilations in the center of the Earth are calculated.

A relic density of Weakly Interacting Massive Particles (WIMPs) remaining from the Big Bang constitutes a promising solution to the Dark Matter problem. It is possible for such WIMPs to be trapped by and accumulate in gravitational potentials of massive dense objects such as the Sun. A perfect WIMP candidate appears in certain supersymmetric extensions to the Standard Model of particle physics, where the lightest supersymmetric particle is a neutralino which can be stable, massive and weakly interacting. The neutralinos may annihilate pair-wise and in these interactions neutrinos with energies ranging up to the neutralino mass can be indirectly produced. Hence, a possible population of dark matter neutralinos trapped in the Sun can give rise to an observable neutrino flux. The Antarctic Muon And Neutrino Detector Array, AMANDA, is a neutrino telescope that detects Cherenkov light emitted by charged particles created in neutrino interactions in the South Pole glacial ice sheet using an array of light detectors frozen into the deep ice. In this work data taken with the AMANDA-II detector during 2003 are analyzed to measure or put upper bounds on the flux of such neutrinos from the Sun. In the analysis detailed signal and background simulations are compared to measurements. Background rejection filters optimized for various neutralino models have been constructed. No excess above the background expected from neutrinos and muons created in cosmic ray interactions in the atmosphere was found. Instead 90% confidence upper limits have been set on the neutralino annihilation rate in the Sun and the muon flux induced by neutralino signal neutrinos.