Fisica Nucleare e Subnucleare II. Lezioni n. 24/25. Tenuta dal Prof. Fabrizio Lucarelli. Rivelazione di neutrini astrofisici con E > ev

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1 Fisica Nucleare e Subnucleare II Lezioni n. 24/25 Tenuta dal Prof. Fabrizio Lucarelli Rivelazione di neutrini astrofisici con E > ev Motivazioni per astronomia con neutrini Tecniche di rivelazione con apparati tradizionali di prima generazione (SOUDAN, MACRO) e con apparati Cherenkov. Flussi di eventi aspettati, segnale e rumore Esperimenti di 2 a generazione: BAIKAL, AMANDA, NESTOR, ANTARES, NEMO: apparati sperimentali, sensibilità, risultati Astronomia con neutrini in ICECUBE/KM 3 nel Mediterraneo

2 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

3 cosa dovremmo aspettarci ad altissima energia?

4 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.

5 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

6 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 neutrini protoni E>10 19 ev (10 Mpc) raggi gamma ( Mpc) protoni E<10 19 ev acceleratore cosmico particelle di energia > ev 1 parsec (pc) = 3.26 anni luce (ly)

7 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

8 Spettri di neutrini da "Beam Dump" Flussi aspettati da diverse "sorgenti e da neutrini atmosferici Diffuse neutrino fluxes Nellen pp AGN cores WB Limit pγ AGN cores Stecker pγ blazar Mannheim GRB Waxman AGN GZK Bierman

9 Dai neutrini ai muoni rivelabili 1 La rivelazione dei neutrini tramite l'identificazione dei muoni comporta che tutti i muoni originati negli sciami atmosferici dal decadimento dei π ± e k ± rappresentano un "fondo", fra l'altro molto piu' frequente dei muoni da neutrini astrofisici quando l'energia del neutrini e' 10TeV. Cio' comporta che il flusso dei muoni atmosferici deve essere diminuito (ad esempio con schermature naturali (roccia, oceano, ), che gli eventi da rivelare devono essere di alta energia, che i flussi di neutrini sono molto poco intensi, che gli apparati devono essere enormi

10 Dai neutrini ai muoni rivelabili 2

11 Dai neutrini ai muoni rivelabili 3

12 Ad altissima energia la Terra non e' trasparente per i neutrini! La sezione d'urto neutrino-nucleone cresce con l'energia e la probabilità che un neutrino attraversi la Terra senza interagire diminuisce

13 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)

14 La prima "generazione" di Telescopi per neutrini

15 Rivelatori Cherenkov e tradizionali come Telescopi per neutrini

16 Telescopi per neutrini di 2 a generazione: SuperKamiokande

17 Telescopi per neutrini di 2 a generazione: MACRO, ai Lab. Naz. Grans Sasso L'ombra della Luna vista da MACRO

18 Selezione degli eventi in MACRO

19 Selezione dei "muoni dal basso"

20 Calcolo del numero di eventi di µ ± aspettati in un rivelatore esteso per neutrini astrofisici (l esempio di MACRO)

21 Calcolo del numero di eventi di µ ± aspettati in un rivelatore esteso per neutrini astrofisici (l esempio di MACRO)

22 Limiti superiori al Flusso di Neutrini astrofisici (90% C.L.)

23 La mappa del cielo ricostruita da MACRO Piu di 1100 µ ricostruiti upgoing attribuiti ad eventi da Neutrini Astrofisici

24 Telescopi per neutrini -Baikal -AMANDA -ICECUBE -ANTARES -NESTOR -NEMO -KM3NeT Apparati per la rivelazione della luce Cherenkov indotta in acqua/ghiaccio dal passaggio di muoni relativistici originati da interazioni di neutrini di H.E.

25 Il principio di rivelazione dei Telescopi Cherenkov per neutrini Search for neutrino induced events, mainly v µ N " µ X, deep underwater Down-going µ from atm. showers S/N ~ 10-6 at 3500m w.e. depth p, nuclei - Atmospheric neutrino flux ~ E ν -3 - Neutrinos flux from cosmic sources ~ E ν -2 Search for neutrinos with E ν >1 10 TeV - ~TeV muons propagate in water for several km before being stopped go deep to reduce down-going atmospheric µ backg. long µ tracks allow good angular reconstruction For E " #1TeV $ µ" ~ 0.7 E " [TeV ] p, nuclei Neutrinos from cosmic sources induce muon evts/y in a km 3 Neutrino Telescope µ direction reconstructed from the arrival time of Cherenkov photons on the Optical Modules: needed good measurement of PMT hits, σ (t)~1ns, and good knowledge of PMT positions (σ ~10cm) Cherenkov Neutrino Telescope Up-going µ from neutrinos generated in atm. showers S/N ~ 10-4 µ and induced Cherenkov cone 43 up-going neutrino Picture from ANTARES

26 I muoni dal basso sono il background residuo Muons can penetrate several km of water if E µ > 1TeV; Identification of cosmic ν s from above: needs showers or very high energies. Up-going tracks Down-going tracks Φ µ (cm -2 sr -1 sec -1 )

27 Lago Baikal, Siberia moduli ottici moduli ottici Baikal, il progetto pioniere

28 Moduli ottici per telescopi di ν sottomarini Fotomoltiplicatori da 8 15 in sfere di vetro, diametro resistenti alla pressione ( atm) AMANDA ANTARES BAIKAL

29 Primi risultati da Baikal Muoni dal basso Nuovi Limiti sui flussi di ν astrofisici Neutrini atmosferici Limiti sui flussi di neutrini

30 AMANDA Polo Sud 2 km di profondità µ dal basso ricostruiti Un problema: il ghiaccio diffonde la luce, difficile la ricostruzione delle tracce

31 String-based detector; Underwater connections by deep-sea submersible; Downward-looking photomultipliers (PMs), axis at 45 O to vertical; 2500 m deep. L esperimento ANTARES 25 storeys, 348 m 100 m 14.5m Junction Box ~70 m

32 Il progetto ANTARES Area efficace 0.1 km 2, 12 stringhe verticali, 900 PMTs La costruzione cominciata nel 2002, 10 stringhe attualmente attive, verra completata entro l estate shore station ~300 m float ~60 m electronic container hydrophone time calibration LED beacon Optical modules 2400 m electro-optic submarine cable ~ 40 Km ~100 m anchor Acoustic beacon Junction box Una 13 a stringa è dedicata allo studio di parametri ambientali a completamento del rivelatore ottico

33 Risoluzione angolare ed in energia di ANTARES-0.1 km 2 Simili a quelle degli altri rivelatori in acqua (BAIKAL, NEMO, NESTOR) Risoluzione angolare Risoluzione in energia - E ν < 10 TeV errore angolare dominato dall angolo fra ν e µ. - E ν > 10 TeV errore angolare σ Θ < 0.4 (errore di riconstruzione). -σ E /E 3 (1 TeV E 10 TeV) -σ E /E 2 (E >10 TeV)

34 ANTARES: Dati da 2500m di profondità Bursts from bioluminescence Baseline ( 40 K+biolum.) 2 minutes Background light: - bioluminescence (bacteria, macroscopic organisms) - decays of 40 K (~30 khz for 10 photomultiplier) Correlation with water current - Light bursts by macroscopic organisms induced by pressure variation in turbulent flow around optical modules?! Burst-fraction: fraction of time when rate > baseline + 20%

35 ANTARES: il rumore ottico prodotto dal decadimento del 40 K studiato con la coincidenza stretta fra due PMT vicini 13.0±0.5 Hz 13.0±0.5 Hz γ Simulation: 12 Hz ± 4 Hz (sys) 10.5±0.4 Hz 40 Ca e - (β decay) γ (Cherenkov) 40 K

36 ANTARES: segnali da neutrini astrofisici con 5 Linee! Down-going muons up-going muons neutrino candidates 4.35 * 10 6 reconstructed events (from February to April) 2007 Quality cut for upgoing tracks No alignment used

37 Il progetto NESTOR: una structura rigida a Torre Tower based detector (titanium structures). Dry connections (recover-connect-redeploy). Up-and downward looking PMs (15 ) m deep. Test floor (reduced size) deployed & operated in Deployment of 4 floors planned in 2007 Plan: Tower(s) with12 floors 32 m diameter 30 m between floors 144 PMs per tower

38 NESTOR: Misura diretta del Flusso di Muoni a 4000m di profondità: circa 20 giorni di dati raccolti nel Muon intensity (cm -2 s -1 sr -1 ) NESTOR Coll., G Aggouras et al, Astropart. Phys. 23 (2005) 377 Atmospheric muon flux determination and parameterisation by dn d"# dt # ds = I 0 cos$ % α = 4.7 ± 0.5(stat.) ± 0.2(syst.) I 0 = 9.0 ± 0.7(stat.) ± 0.4(syst.) x 10-9 cm -2 s -1 sr -1 (754 events) Results agree nicely with previous measurements and with simulations. Zenith Angle (degrees)

39 Il progetto NEMO NEMO R&D and site selection Extensive site exploration of Mediterranean Sea: selected Capo Passero site near Catania, depth 3500 m best optical properties out of studied sites L a 440nm No seasonal variations of water optical properties extremely low background from bioluminescence deep Sea water current are low (3cm/s avg.) and stable Wide abyssal plain, far from the shelf break, allows for possible reconfigurations of the detector layout R&D towards km 3 : detector architecture, mechanical structures, electronics, readout, cables, junction box, all technological issues; Simulation

40 Come viene trasmessa in acqua la luce Cherenkov? I x," ( ) = I o " ( )exp[c(") # x] Dove c(λ) è il coefficiente di attenuazione [m -1 ]=1/L c c(λ) = a(λ)+ b(λ) (coeff. assorbimento + diffusione) a(λ)= 1/L a, b(λ)= 1/L b Capo Passero m

41 Water optical properties: no seasonal dependence λ 440nm λ 440nm Capo Passero m

42 Deep-Sea sites optical water properties Comparison of Capo Passero and Toulon sites Optical water properties have been measured in the summer 2002 in Capo Passero and Toulon in two joint NEMO-ANTARES campaigns Absorption lengths measured in Capo Passero site are compatible with optically pure sea water data Large differences between Toulon and Capo Passero are observed in the blue region A campaign has also been performed to measure water properties on the Baikal site

43 Optical background in Capo Passero and Toulon PMT 1+ DAQ NEMO device (8 PMT at 0.3 spe) PMT 2 Toulon 58.0±3.0 khz Capo Passero 28.5±2.5 khz PMT 2+power PMT dark current 7 khz PMT dark current 7 khz

44 Optical background in Capo Passero Data taken in collaboration with ANTARES PMT: 10 Thres: ~.5 SPE Background depth dependence in agreement with biology data (bioluminescent bacteria count) Dead time: Fraction of time with rate > 200 khz

45 Bioluminescence No luminescent bacteria have been Counting rate (khz) observed in Capo Passero below m spe Time (mn) Typical time sequence of Optical noise rate in Capo Passero Measured with test 1 Courtesy J.P. Schuller

46 NEMO Fase1: una torre di m di profondità In the INFN NEMO Test Site, 20 km East of Catania Deployed January 2005 Dec. 2006: Deployment of JB and mini-tower Junction Box (JB) TSS Frame NEMO mini-tower (4 floors, 16 OM) 300 m Mini-tower, compacted Minitower, unfurled NEMO Junction Box new low cost technology 15 m

47 NEMO-Fase1- ricostruiti muoni atmosferici

48 Towards the Mediterranean km 3 Electro-optical cable: construction and deployment Electronics Power Distribution Underwater connections Power transmission system Data transmission system Detector: design and construction deployment and recovery Acoustic positioning

49 Possible extragalactic sources and fluxes Diffuse neutrino fluxes Learned Mannheim Nellen pp AGN cores WB Limit pγ AGN cores pγ blazar Mannheim Stecker GRB Waxman AGN GZK Bierman

50 Candidate sources of High Energy Neutrinos and expected events ( ) N E, $ = % $ & & E! µ µ,min "# E N Z $ de E, P E,E,min e AT '!!!!µ! µ E µ,min tot(! ) A ( ) ( ) ( ) Neutrino flux Probability to produce a detectable muon (E µ >E min ) Earth transparency Expected events in a 1 km 2 underwater Cherenkov Neutrino Telescope Diffuse fluxes GZK neutrinos 0.5 / year GRB (Waxman) 50 / year AGN (thin) (Mannheim) few / year (thick) >100 / year Point-like sources GRB (030329) (Waxman) 1-10 / burst AGN (3C279) (Dermer) few / year Galactic SNR (RXJ1713, Vela) (Aharonian, Vissani) few / year Galactic MicroQuasar(Distefano, Aharonianet et al.) / year

51 Tower detector performance Sensitivity Sensitivity to point-like sources (E v -2 spectrum) Reconfigurability Effective areas with different element spacing IceCube simulations from Ahrens et al. Astrop. Phys. 20 (2004) 507 NEMO 81 towers 140m spaced PMTs IceCube 80 strings 125m spaced PMTs NEMO search bin 0.3 IceCube search bin 1 Tower Floor spacing spacing Black line 140 m 40 m Red square 300 m 60 m Black points 300 m 40 m

52 Angular resolution and pointing accuracy Observation of the Moon shadowing effect on the flux of atmospheric muons (Simulated time = 1 year) 2 $! # % 2 dnµ! moon 2" = k 1# e 2 2 d! & 2" ' ( ) k = 659 ± 8deg " 2! = 0.19 ± 0.02 deg 100 days needed to observe a 3σ effect

53 Quanti Telescopi per neutrini?? Sarà importante osservare l Universo in tutto l angolo solido Gamma ray flux >100 MeV observed by EGRET never seen seen <25% time AMANDA, ICECUBE ANTARES, Baikal, NEMO, NESTOR EGRET Tipo di Sorgente Numero di sourgenti Viste dall'emisf. Nord Viste dal Polo Sud All % 43% AGN 94 86% 52% Pulsars 5 100% 40% Non ident. Piano Galattico 55 93% 36% Non ident. fuori Piano Gal % 40%

54 Molti modelli predicono flussi di ν da AGN modelli Limiti Sperimentali Learned and Mannheim, 2000 I limiti attuali sono vicini alle predizioni

55 Il futuro al Polo Sud: ICECUBE Un telescopio per neutrini nel ghiaccio da 1 Km 3, in avanzato stato di realizzazione nel ~ 2008 Decisione del Congresso USA - Autunno stringhe, 60 PMT ognuna, in totale: 4800 moduli ottici V 1 km³, E th ~ 0.5 1TeV

56 ICECUBE e la fisica in un telescopio da 1 km 3 Inizia l astronomia con ν Aspettati eventi/anno da sorgenti puntiformi Confronto fra astronomia γ e ν τ Mappa dettagliata delle sorgenti racchiuse nell angolo osservato Estensione dell orizzonte di osservazione Chiara segnatura per eventi dovuti a correnti cariche di ν τ (con E~ PeV ) l imprevisto ν τ