La neutrino-astronomia: alle frontiere della fisica dei...

XXIV Seminario Nazionale di Fisica Nucleare e Subnucleare, Otranto, 21-27 Settembre 2012 1

La neutrino-astronomia:alle frontiere della fisica dei raggi cosmici

Parte II

Otranto, 24 Settembre 2012

Marco CircellaIstituto Nazionale di Fisica Nucleare - Sezione di [email protected]

XXIV Seminario Nazionale di Fisica Nucleare e Subnucleare, Otranto, 21-27 Settembre 2012

Raggi cosmici nella galassia Raggi cosmici sono per lo più nuclei completamente ionizzati Misure interpretate mediante un meccanismo di confinamento nell’alone galattico, con

stima della quantità di materiale attraversato (ξ) e del tempo di permanenza medio (τF):

ξ ≈ 5 g/cm2 e τF ≈ 107 anni Composizione e spettro in energia dei raggi cosmici cambia durante la propagazione

(per spallazione si generano nuclei cosmogenici Li, Be, B) Spettro dei raggi cosmici primari è parametrizzabile con legge di potenza in ampi

intervalli di energia. Fino a circa 1015 eV (cosiddetto «ginocchio») Spettro di emissione delle particelle alla sorgente dee essere anche parametrizzabile

come legge di potenza: Q(E) ≈ E -2.1

)( 7.2EE


Spettro dei raggi cosmici (richiamo)

E < 1015 eV: Confinamento nel campo magnetico galattico Modello di accelerazione favorito è meccanismo

di Fermi su fronti di shock (supernovae?)

1015 eV < E < 1018 eV: Confinamento nella galassia diventa inefficace Modello di accelerazione favorito è per

induzione e.m. da pulsars Cambia la composizione?

E > 1018 eV Prevale componente extragalattica (?) Problema nel determinare le sorgenti Problema nel descrivere la propagazione GZK cut-off


Sotto le ipotesi poste, per i nucleoni primari vale:

con Λ ≈ 120 g/cm2

Per eventuali particelle instabili, occorre ripetere stesso ragionamento ma introducendo la possibilità di decadimento. Per i pioni:

Flusso di raggi cosmici in atmosfera


5

Probabilità di decadimento vale:

perché:

Se E >> ε , i decadimenti si possono trascurare. Si ottiene:

con

e Λ= / (1 – Z) Massimo flusso è a:

Secondari (instabili) in atmosfera


Se E << ε , i decadimenti prevalgono sulle interazioni. Si ottiene:

che si può ancora ridurre a:

Secondari di bassa energia in atmosfera


Decadimenti in muoni e neutrini I mesoni decadono principalmente secondo:

Altro importante canale di decadimento è:

I muoni decadono come:


Produzione di muoni in atmosfera Si può scrivere:

in modo da comprendere tutti i decadimenti possibili. Per esempio per i pioni:

Problema: come calcolare ?


Cinematica dei decadimentiIn un decadimento a due corpi M -> m1 + m2 : Momento dei secondari nel sistema di riferimento a riposo di M è fisso:

(con ��=1)

In un sistema in cui M è visto in moto, queste quantità si trasformano come:

(i =1, 2) Perciò deve essere:

Assumendo una distribuzione angolare isotropa:si avrà:


Applicazione ai decadimenti di π e K Per decadimenti M (con energia E) in μ , i limiti in energia diventano:

Notare che <Eμ>/Eπ = 0.79 e <E>/Eπ = 0.21 Analogamente <Eμ>/EK = 0.52 e <E>/EK = 0.48

= Eµ//E


Produzione di muoni in atmosfera Perciò (nel limite relativistico):

con rM = mμ2/M2

Dunque:


Flusso di muoni in atmosfera Finché i decadimenti si possono trascurare (Eμ>> εμ):

L’espressione approssimata del flusso di muoni al livello del mare è:


Flusso di raggi cosmici in atmosfera


Perdite di energia nella materia


Perdite di energia nella materiaper muoni

Muoni di altissima energia subiscono perdite di energia ‘radiative’:

Ponendo: -dE/dX = a + E / ξSi ha: ΔXrange ≈ ξ ln (1 + E0 /E µc )

con E µc = a ξ


Muoni underground Perdita di energia per muoni di altissima energia è parametrizzabile

come:

con

Perciò deve essere:

se ε = ξ = E µc

In altre parole, per raggiungere la profondità X, occorre energia minima:


Flusso di muoni underground Alla profondità X, flusso misurato di muoni sarà:

Spettro in energia è calcolabile:

con Perciò se X << ξ:

lo spettro è costante a bassa energia e riproduce spettro in superficie per Eµ >> αX

*


Spettri di muoni underground Se X >> ξ, lo spettro in profondità riflette lo spettro in superficie per

energie sufficientemente grandi (Eµ > E µc )


Come individuare le sorgenti di raggi cosmici??


Misure di raggi su satellite: FERMI

Calorimetro (CAL)96 barre di cristalli di CsI

drogato con Tl per la misura dell’energia

associata alle coppie e+ e- prodotte

Sistema di anticoincidenza (ACD)

schermo di 145 barre di scintillatori plastici segmentati per il rigetto dei raggi cosmici

carichi.DAQ

Elettronica

Tracciatore (TKR)36 piani di rivelatori a Microstrisce di silicio (SSD) alternati a fogli

convertitori di tungsteno per convertire i in

coppie e+ e-

Struttura modulare: matrice 4x4 di torri identiche

e+

e-


Rivelazione di raggi gamma di energia del TeV(soglia ~ 100 GeV)

con telescopi Cherenkov

IACT Technique = Imaging Air Cherenkov Telescopes Technique

Gamma-ray

Particle shower


Sistemi di telescopi Cherenkov

•Migliore risoluzione angolare•Migliore risoluzione energetica


Gli Esperimenti per la rivelazione a terra di VHE gamma

STACEECACTUS

MILAGRO

TIBETARGO-YBJ

PACT

GRAPES

TACTIC

VERITAS

MAGIC

HESSCANGAROO

TIBET

MILAGROSTACEE

TACTIC


RXJ1713.7-3946

RXJ1713.7-3946

Seen by HESS

H.E.S.S.: full remnant

CANGAROO: hotspot

Index 2.2±0.07±0.1

Index 2.84±0.15±0.20

NB:

CANGAROO measures the spectrum for the NW part of the rim, HESS for the

entire region

No cut-off in the HE tail of HESS spectrum favors 0 decay scenario with respect to the case of e.m. processes

Study of electron density and magnetic field can help


Galactic point SourcesThe case of RXJ1713.7-3946

Open problem: elusive 0 produced in accelerated nuclei collisions with SN ambient material. Still not a clear evidence… only a claim

0


Closest AGNs

Galactic radius

(15 kpc)

5 Gpc

L’Universo NON è trasparente ai fotoni di alta energia

Effetti di cut-off per protoni e fotoni


Perché l’astronomia del neutrino?L’osservazione di neutrini cosmici permette di studiare i fenomeni a volte

violentissimi che avvengono nel nucleo di oggetti celesti anche lontanissimi. Il neutrino è il messaggero ideale per la ricerca delle sorgenti di raggi

cosmici

Nessuna altra particella conosciuta offre le stesse opportunità. Infatti:• i fotoni (radiazione elettro-magnetica) possono essere assorbiti durante la propagazione• le particelle cariche (i raggi cosmici) possono essere assorbite e vengono deviate dai campi magnetici

luce e radiazione e.m.

raggi cosmici

neutrini


Misure di neutrini dal Sole

Inputs Mass Age Luminosity Radius

No free parametersFusion neutrinos

SSM


Misure di neutrini dal Sole (esempio)

Il Sole (“neutrinografia” di SK)

Il Sole (fotografia)

Radioactivity background

Sun direction

cossun

Super-Kamiokande: • 1000 m Deep Underground• 50,000 ton of Ultra-Pure Water• 11000 +2000 PMTs


Distanza: 52 kpc(LMC)

Neutrini dalla supernova SN1987A

4 ore dopo l’esplosione23 febbraio 1987

Neutrini si originano in: • Neutronizzazione: ~10 ms 1051 erg• Termalizzazione: ~10 s 31053 erg

enpe

ee


Neutrino production in beam dumps

Neglecting absorption(uncertain)

Targets: p or ambient

Beam-dump model: 0 -astronomy ± -astronomy

00

pp

ee ee

Target


From photon fluxes to predictions

dEdEdNEKdE

dEdN

EE

E

E

E max

min

max

minK = 1

3pEE

62pEEE

124pEEE

2 photons with

2 and 1 e with

The energy imported by a in decay is ¼ E K = 1 since energy in photons matches that in s

2s with Ep/12 for each Ep/6

nppppppp 0


Expectation at Earth

00

pp

ee ee

e e

Target

Effetto delle oscillazioni su neutrini emessi da sorgenti astrofisiche (L > kpc : ∆m2 L/2E » 1)

\ e

e 60% 20% 20%

20% 40% 40%

20% 40% 40%

Beam dump when all s decay:

(a Terra)


High-depth

interaction

43°

p

Cherenkov light from induced by interaction detected by 3D PMT array

Time & position of hits allow the reconstruction of the (~ ) trajectory

N X

W

Both N & range E

p,

Detecting neutrinos underwater/ice


La caccia ai neutrini con ANTARES

Segnali indotti da un muone con energia di 1 TeV che attraversa l’apparato

I neutrini sono rivelatimisurando la luce emessa per effetto Cherenkov dai muoniprodotti nelle interazioni deineutrini

N XW


La capacità di puntamento


The target mass

)/1log(11

00c

EE

EEb

dEbEa

dEdEdxR

Ionization Stochastic losses~2 MeV/(g/cm2 ) (dominanti per E > 1 TeV )

baEc / critical energy

Upgoing muons: much larger interaction volume than the instrumented region


Neutrino Telescope ProjectsANTARES : La-Seyne-sur-Mer, Francia

NEMO/KM3NeT: Capo Passero, SiciliaBAIKAL: Lake Baikal, Siberia

(AMANDA)/ICECUBE, Antartide


IceCube


~70 m

100 m

350 m

15 m

cavo di 40 km verso riva

Un piano di rivelazione

Profondità ~2500 m

L’apparato ANTARES

Torre Eiffel(324 m)

ANTARES(450 m)

900 moduli ottici distribuiti in tripletti su 12 linee di rivelazione

Le linee sono poste a distanza di circa 70 m e sono alte circa 450 metri

40 km al largo di Tolone, a profondità di 2500 m


Sky View

0.5 sr instantaneous common view1.5 sr common view per day AMANDA/IceCube

South Pole

ANTARES/KM3NeT43o North

2/3 of time: Galactic Centre


La difficile misura dei neutrini astrofisici


Ricerca di sorgenti di neutrini astrofisici(ANTARES: 3000 eventi)

Si cercano cluster di eventi oppure eccesso da sorgenti candidateStima dell’energia degli eventi aiuta a diminuire il fondo


Neutrino oscillations: ANTARES results


Installazione di ANTARES

Viene installato il cavo di comunicazionesottomarino (2001)



Il cavo viene collegato a riva



Una linea è pronta per l’installazione



La linea viene caricata sulla nave



La linea viene immersa piano per piano


Entra in azione il ROV (Remotely Operated Vehicle)

Connessioni sottomarine di ANTARES


La sala di controllo del ROV



Il ROV si avvicina alla base di una linea(a 2500 metri di profondità)



Connessione!



Imbarco di una torre prototipoNuovo progetto (KM3) basato su torri


Deployment della torre prototipoInstallazione del prototipo di NEMO


Installazione del prototipo di NEMO


Connessione della torre prototipoInstallazione del prototipo di NEMO


Absolute pointing in ANTARES: Surface Array


Absolute pointing in ANTARES: Results


Conclusioni La neutrino-astronomia offre nuove possibilità di investigazione degli oggetti più

lontani e bizzarri del cosmo e per l’identificazione delle sorgenti di raggi cosmici di alta energia

I vari apparati in funzione (ANTARES nel Mediterraneo, IceCube in Antartide) mostrano che la sfida tecnologica può essere vinta

Il Mediterraneo si offre come sito privilegiato di osservazione del centro galattico (con qualche complicazione per la costruzione e l’operazione dell’apparato…)

Costruzione di un nuovo apparato nello Ionio (3500 m di profondità, 80 km al largo di Capo Passero in Sicilia) in fase di avvio – target (prima fase): 10 volte la sensibilità di ANTARES

Campo molto promettente!!

Approcci alternativi (misura di neutrini di altissima energia in base ai segnali acustici e radio emessi dagli sciami) in esplorazione

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