osservati raggi cosmici di altissima energia

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1 osservati raggi cosmici di altissima energia protoni e gamma di altissima energia Gamma Ray Burst origine galattica origine extragalattica origine sconosciuta ev! 17 Joules Dati AGASA (1999) Raggi cosmici: protoni, altre particelle cariche, radiazione elettromagnetica, neutrini Cut-off aspettato dovuto all effetto GZK

2 The AGASA Telescope Array, HI-RES and Auger experiments reported about the flux of HECR with E> ev AUGER Greisen and Zatsepin and Kuzmin independently pointed out that this radiation would make space opaque to cosmic rays of very high energy (GZK mechanism). This limitation implies that the sources for these extremely high energy particles need to be less than about 50Mpc from the earth.particles with energies in this range are expected to be deflected very little by magnetic fields within or beyond the galaxy. Yet none of these high energy cosmic rays points back to a possible known source.

3 quali acceleratori possono fornire tali High Energy C.R.? E chiaro che l Universo è sede di eventi con emissione di elevatissima energia E>10 47 Joules (GRB, AGN) Tuttavia non si è ancora elaborata una spiegazione coerente dei fenomeni osservati Bisogna cercare le sorgenti di tali emissioni e studiare i processi di accelerazione delle particelle osservate

4 e quali particelle possono dall Universo estremo arrivare a noi? i protoni e i raggi gamma possono essere assorbiti o deviati dalla materia e dalla radiazione interstellare, ad alte energie l effetto GZK i neutrini interagiscono solo debolmente e permettono di osservare l Universo lontano protoni E>10 19 ev (10 Mpc) acceleratore cosmico neutrini raggi gamma ( Mpc) protoni E<10 19 ev particelle di energia > ev 1 parsec (pc) = 3.26 anni luce (ly)

5 Chi potra in futuro fornire la risposta al problema? OWL Integrated Aperture (km^2*str*year) Fly'e Eye AGASA HiRes Auger EUSO TA Year ma gia oggi HIRes ha una apertura 10 volte maggiore di AGASA e dovrebbe vedere piu eventi. il progetto Pierre Auger molto presto dovrebbe verificare l esistenza di eventi con E > ev!

6 Greisen Zatsepin Kuzmin effect Particles lose energy on background particles protons p + " 3 K # $ # % + N E p > ev photons " + " 3 K # e - + e + E " > ev neutrinos & + & 2 K # W/Z + X E & > ev

7 The Greisen Zatsepin - K uzmin (GZK) cutoff (1) Nucleons propagation in the Universe: p+ " CMBR!! +! p + % 0! n + % + Per T = K (present day CMBR temperature) <E CMBR >! 6.62"10-4 ev, invece di prendere <E CMBR > consideriamo fotoni CMBR piu energetici : s out = m p + m " E " ~1.4 "10-3 ev ( ) 2 ( ) 2 # ( p r p + q r CMBR ) 2 = E 2 2 p + E CMBR s in = E p + E CMBR + 2E p E CMBR # p 2 2 p # q CMBR s in = E p 2 # p p 2 + 2E p E CMBR # 2 r p p $ r q CMBR cos(%) & m p 2 + 2E p E CMBR 1# cos(%) ( ) # 2 r p p $ r q CMBR cos(%) la condizione di produzione della risonanza ' + richiede s in ( ( m p + m " ) 2 m 2 p + 2E p E CMBR ( 1# cos(%) ) ( m 2 p + m 2 " + 2m p m " per % = " ) 1# cos(%) = 2 E p ( 2m m + m 2 p " " = 4E CMBR 2$ 938 $10 6 $140$ ( 140 $10 6 ) 2 4 $1.4 $10 #3 & 5.0 $10 19 ev = 50EeV ~ 8J

8 * The radiation has very low temperature: T ~ 2.7 Kelvins. * The spectrum of the radiation is welldescribed by a blackbody spectrum. * The radiation is isotropic, i.e., it is very close to the same temperature all across the sky -- temperature differences of < % on angular scales of 7 degrees (excluding a well-known 0.12 % variation known as the dipole anisotropy). * The temperature over the sky, although very smooth does exhibit structure. General Properties of the CMBR Per T = K (present day CBR temperature) kt=(8.617 "10-5 ev/k) " K = 2.35"10-4 ev But: E peak =2.70 * k* =6.34"10-4 ev E mean =2.82 * k* =6.62"10-4 ev Assumiamo per i fotoni piu energetici E " ~1.4 "10-3 ev

9 Anche i fotoni hanno un percorso limitato Interagendo sia con la radiazione CMBR che con la radiazione Infrarossa photons: pair production " HighEnergy " CMBR # e + e $ E " # m 2 e $ 1012 ev 2 E CMBR 1.4 %10 $ 0.7 &3 %1015 ev regeneration via Inverse Compton Scattering but at lower energy (EGRET observations) '(1/E" heavy nuclei: loose ~4 nucleons/mpc

10 Radiazione infrarossa cosmica ~ 4 * 10-3 ev ~ 4 ev

11 The GZK cutoff N% production $ resonance Proton attenuation length ' N" p n L =! ( $ # ) N& CMBR % 1 ( % b 410cm )% 1 µ "! 6Mpc

12 The GZK cutoff 3C279 (z=0.5) Mrk 421 Mrk 510 (z=0.05) " observed from extragalactic sources only up to TeV energies UHE protons and gammas are strongly attenuated in the Universe AGASA and Fly s Eye ev events analysis has not conducted to source identification. Galactic radius Only UHE neutrinos could be detected from far Universe

13 UHECR: angular distribution E>10 19 ev AGASA data are consistent with isotropic distribution of sources E> ev Equatorial coordinates

14 Brief History of Neutrino astronomy 1960 Markov introduces the idea (Proc. of the 1960 Int. Conf. on HE Physics, Rochester) First estimates on -diffuse flux by cosmic rays in Galaxy (Greisen, Ann. Rev. Nucl. Science 10 (1960) 1) -and of HE flux from Crab (Bahcall and Frautchi, PR 135 (1964) 788) 1976 First Workshop on DUMAND, the first project of a giant underwater detector Operation of first generation detectors 1996 First neutrinos in the Baikal and AMANDA experiments. Work in progress and R&D towards a km 3 detector 1998 Start of the Italian R&D INFN project Neutrino Mediteranean Observatory 2000 Construction in the Mediterranean of the 0.1 km 2 ANTARES (with italian partecipation)

15 Motivazioni per l Astronomia con neutrini Strumenti per l osservazione dell Universo: fotoni, protoni con E! ev e neutrini neutrini sono meno assorbiti dei fotoni fotoni (produzione di coppie e + e - di fotoni di ev (TeV) con fondo di fotoni InfraRosso, di fotoni di ev (PeV) con fondo CMBR (microonde), di fotoni di ev (EeV) con fondo radio protoni UHE (fotoproduzione di pioni su MW background (CMBR) =) per E p! ev (GZK cut-off nello spettro dei raggi cosmici: Protoni non possono arrivare a noi da piu di 30 Mpc) L esistenza di neutrini di alta energia (E! 100 GeV) in sorgenti astrofisiche non e ancora stata provata : la prova sara un significativo eccesso di neutrini sul fondo di neutrini atmosferici in rivelatori sotterranei, sottomarini o nel ghiaccio polare Un indizio importante : l osservazione di sorgenti with E! 10 TeV (spiegata con accelerazione di protoni e successiva interazione ad energie non raggiungibili per fotoni prodotti da elettroni accelerati con successiva interazione di Compton-Inverso su fotoni emessi per radiazione di sincrotrone nel campo magnetico. Neutrini astrofisici potrebbero essere prodotti nella interazione Proton beam dump

16 Telescopi per neutrini -Baikal -AMANDA -ICECUBE -ANTARES -NESTOR -NEMO -KM3NeT