Telescopi per neutrini

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1 Telescopi per neutrini Antonio Capone Università di Roma La Sapienza Istituto Nazionale di Fisica Nucleare Sezione di Roma -Apparati Cherenkov per osservare le regioni più attive ed energetiche dell Universo -Motivazioni scientifiche -Come, dove, quando,

2 Spettro dei raggi cosmici osservati nucleoni, nuclei, fotoni, elettroni (1%), neutrini Esperimenti su palloni, satelliti Esperimenti sulla Terra!(E)"E -2.7!(E)"E -3 E<10 GeV: buona conoscenza (solar activity modulation) E<10 3 GeV rivelazione diretta (satelliti, palloni atm.) E>10 3 GeV rivelazione indiretta (Sciami Estesi in aria, Fluorescenza N 2 )!(E)"E -2.7 Incertezze sperimentali: identificazione, risoluzione in E

3 Raggi cosmici E$10 20 ev, un problema protoni e gamma di altissima energia origine galattica origine galattica ed extragalattica? origine sconosciuta ev # 17 Joules GZK Cutoff Dati AGASA (1999) Raggi cosmici: protoni, nuclei pesanti, radiazione elettromagnetica, neutrini

4 Effetto GZK (Greisen, Zatsepin Kuzmin) L orizzonte dei raggi cosmici di altissima energia limitato dall interazione con la radiazione cosmica di fondo (2.7 K) nucleoni: N+% CMBR! N & ' E CMBR #10-3 ev s s E " = N ( m + m ) N ( E + E ) " N * 2mNm 4E 2 CMBR * + m CMBR ) & ( EN ) mn E ' ) 2 *! ) 3 ev 2 ev = 10 fotoni: % + % CMBR! e + e - 19 CMBR ev #% $ 2 E $ me 10 ev "!! # 3 ECMBR 10 ev ev

5 Effetto Greisen, Zatsepin Kuzmin-2 3C279 (z=0.5) Mrk 421 Mrk 510 (z=0.05) Log L [MpC] Raggio galassia Log E [ev] % da sorgenti puntiformi osservati fino ad E % ~ TeV p, % con E >10 18 ev fortemente attenuati dalle interazioni con CMBR, IR, materia interstellare Eventi osservati da AGASA e Fly s Eye con E $10 20 ev non hanno ancora identificato una sorgente puntiforme. Per E $ ev solo i neutrini permettono di osservare regioni lontane dell Universo

6 Diverse particelle, diversi orizzonti... p e % assorbiti o deviati dalla materia e dalla radiazione interstellare ( interagiscono debolmente: 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)

7 Quali meccanismi di accelerazione? Energia: Gravitazionale Elettromagnetica Accelerazione: meccanismo di Fermi E>10 20 ev Grandi dimensioni della regione di accelerazione Grandi campi magnetici Elevate velocità delle onde d urto Hillas plot Emax # " shockwavez! B[ µ G]! L[kpc]! ev

8 Quali processi di accelerazione?, Dove? Acceleratori di particelle di altissima energia: Nuclei Galattici Attivi (AGN), Gamma Ray Burst (GRB), Micro Quasars... Sorgenti di particelle di altissima energia che emettono continuamente nel tempo AGN 4261 GRB Esplosioni violentissime: GRB E>10 47 Joules (1 Massa Solare) rilasciati in circa 1 msec Immagini Hubble Space Telescope

9 Accelerazione in Nuclei di Galassie Attive Le sorgenti continue più energetiche hanno Luminosità = erg/sec Diversi modelli di accelerazione possibili: Modelli e.m. produzione di % elettroni accelerati producono radiazione di sincrotrone gli elettroni accelerati nel jet producono % di alta energia interagendo (diffusione Compton inversa e,% ) con la radiazione di sincrotrone Modelli adronici produzione di % e di ( protoni accelerati producono radiazione di sincrotrone protoni nel jet interagiscono con radiazione di sincrotrone e/o con gas (p,p), (p,% )! ) + originando % e ( di alta energia

10 Beam Dump astrofisico Fotoni e neutrini possono essere prodotti nella stessa sorgente astrofisica se: % + % p + %, p ) + + & +... BR (& o ) = 2/3 BR (& + ) = 1/3 & o + p & + + n ( µ + µ +!(%) ~! (() ( µ + ( e + e +

11 AGN Blazars Markarian 421 Markarian 501 ( e % da nuclei di Galassie Attive Jet + onda d urto (L=0.01 pc, B=5 G) UHE ( UHE p UHE % UHE % Grazie all onda d urto (ed al campo magnetico associato): accelerazione di Fermi del primo ordine Onde d urto: nel centro nel jet *=10 Buco Nero Soft % Accretion disk NGC4261 (Hubble Space Telescope)

12 Accelerazione in sorgenti di Gamma Ray Bursts Il modello fireball Origine dell energia: coalescenza fra due stelle di neutroni (NS+NS) Coalescenza NS e buco nero (NS+BH) ergs in pochi ms Meccanismo di accelerazione interazione fra onda d urto e fireball in espansione ultra-relativistica ( * ~ 300) Meccanismo di Fermi VELA - BATSE Beppo-Sax VELA (1967) BATSE Beppo-Sax 1 burst /day (4&/3 sr) GRB

13 Possibili sorgenti galattiche di ( con E ( ~ TeV Supernova Type II Collisionless Shock Breakout + f ( ( > 1 TeV ) # f% ( > 100 MeV ) # 10'4 ergs/cm 2 /s Ritardo dopo il collasso,10 ore, durata ~1 ora Micro-Quasars N µ, 100 / km 2 [Waxman&Loeb PRL 01] e-p jet + Getti preceduti da, 10 TeV ( Durata ~1 hour '2 N µ, 2. * 2 E D / km erg 3kpc 2 *~ [Levinson&Waxman PRL 01]

14 Sorgenti note di %: il catalogo di EGRET 3 rd EGRET catalogue 271 sources P1234 AGN Pulsars G. Plane Off G. Plane Total

15 Sorgenti di neutrini sulla Terra ( atmosferici, da sorgenti astrofisiche, da residui dell Universo primordiale raggio cosmico neutrino astrofisico figura Moscoso (1998) elettroni e gamma neutrini atmosferici E d!/de cm -2 s -1 sr -1 neutrini atmosferici neutrini da sorgenti astrofisiche neutrini da particelle primordiali Energia[Gev]

16 Altre ipotesi per UHE ( Il modello Top Down Difetti Topologici (stringhe) e/o Particelle Metastabili originate nell Universo primordiale interagiscono/decadono producendo particelle pesanti X dal cui decadimento sarebbero originati leptoni e quarks di altissima energia. Ipotesi: - m X :10 25 ev - distanza dalla Terrra < 100 Mpc ( da Weak Interacting Massive Particles (WIMPs) Ad es. Neutralini - (materia oscura supersimmetrica): - attratti per gravità al centro di Sole/Terra annichilano! - -! quark pesanti! ( + X '. ( ~! m -

17 Telescopi per neutrini: programma scientifico Astrofisica con ( di alta energia: ( da sorgenti diffuse nell Universo ( da collassi stellari, AGN, GRB, sorgenti non altrimenti note ( da sorgenti puntiformi Misura di direzione, galattiche/extra-galattiche energia e flusso di ( Stelle binarie X, Resti di SuperNovae (SNR), Nuclei di Galassie Attive (AGN), Micro-Quasars, sorgenti di Gamma Ray Bursts (GRB), SN,... Importante: osservare l angolo solido più vasto includendo il Centro della Galassia Fisica delle alte energie: ricerca indiretta di materia oscura (WIMPs), di Monopoli magnetici, oscillazioni di neutrino, Interdisciplinarietà Misura di energia e flusso dei neutrini Misura di direzione, energia e flusso di (

18 Interazioni di ( astrofisici All aumentare dell energia del (: aumenta il numero di interazioni aumenta la probabilità di rivelazione diminuisce il fondo (µ atmosferici) diminuisce il flusso dei neutrini astrofisici 6.4 PeV risonanza di Glashow! - La ricerca di sorgenti astrofisiche con ( µ O.K. per E (µ > 10TeV Il fondo di µ atmosferici non permette di realizzare apparati a livello del mare Per E ( > 10TeV i flussi di ( astrofisici stimati sono tali che il rivelatore deve essere esteso per ~ 1km 3 E! Il km 3 apparato sottomarino e/o in Antardide

19 Necessità di un rivelatore sottomarino Rivelatore Cherenkov p Raggi Cosmici interagiscono nell atmosfera Probabilità di propagazione nella Terra ( µ " & # fondo atmosferico ( astrofisico Angolo Zenith p astrofisico J. Carr ( atmosferico > 1PeV: ( orizzontali o dall alto alto <100 TeV: ( dal basso

20 Un rivelatore Cerenkov sottomarino muone atmosferico sensori di luce l=400 m neutrino luce Cherenkov cavo per trasporto dati e potenza da/al laboratorio Immagine ANTARES acceleratore cosmico muone neutrino profondità 3500m

21 Il fondo: neutrini atmosferici <E " >~1-100 GeV in Macro (Gran Sasso) -> TeV in km 3 $%" # #%" # " e e $%" # # Dir. Prod. " # /" e /" & = (2/1/0) 1/1/1 % 1/0.01/0.01 % 1/1/1 (no-osc osc) osc GeV TeV TeV (J. Learned)

22 L astronomia con ( è già cominciata 1987: rivelati ( prodotti da una SuperNovae SN1987A Hubble, NASA SuperKamiokande ( prodotti dal Sole

23 SuperKamiokande Realizzato in una caverna 50,000 T di acqua ultra-pura T fiduciali 40m altezza 40 m di diametro PMT semisferici 1200 m 2 di area eff. per µ (4MeV- 200GeV)! >2000 µ dal basso Nessun segnale di ( astrofisici! Analoghi limiti anche da MACRO, IMB, BAIKAL, Frejus, BAKSAN,

24 Telescopi Cherenkov per neutrini ANTARES La-Seyne-sur-Mer, France BAIKAL Russia NEMO Catania, Italia DUMAND Hawaii (cancellato 1995) NESTOR Pylos, Grecia AMANDA Polo Sud, Antartico

25 Baikal, il progetto pioniere Lago Baikal, Siberia 1993! 36 moduli ottici 1998! 192 moduli ottici

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

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

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

29 Il progetto ANTARES Area efficace 0.1 km 2, 10 stringhe verticali, 900 PMTs La costruzione comincerà nel 2002 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 11 a stringa sarà dedicata allo studio di parametri ambientali a completamento del rivelatore ottico

30 Il sito di ANTARES Profondità 2400m 40Km SE di Tolone 40 km Submarine cable -2400m J. Carr

31 Caratteristiche aspettate di ANTARES-0.1 km 2 Simili a quelle degli altri rivelatori in acqua (BAIKAL, NEMO, NESTOR) Risoluzione angolare Risoluzione in energia - E ( ~10 TeV errore angolare dominato by ( -µ physical angle. - E ( ~10 TeV errore angolare / 0 < 0.4 (errore di riconstruzione). -/ E /E # 3 (1 TeV1 E 110 TeV) -/ E /E # 2 (E >10 TeV)

32 Il progetto NESTOR Pylos,, Grecia 3800m di profondità,1991 Started 1992 Counted Muons Many ocean tests, build lab and insfrastructure 2000 Lay Cable to site 2001 Repair cable, Deploy 2-floors 2003 Full tower 2005 Deployment of 6 more NESTOR towers

33 INFN: CNR: La collaborazione NEMO Bari, Bologna, Cagliari, Catania, Firenze, Genova, LNF, LNS, Messina, Roma Istituto di Oceanografia Fisica di La Spezia Istituto di Biologia del Mare di Venezia Istituto Talassografico di Messina Istituto Nazionale di Geofisica e Vulcanologia Osservatorio Geofisico Sperimentale Marina Militare Italiana Università: Bari, Bologna, Cagliari, Catania, Genova, Messina, Roma Ricerca e Sviluppo per la realizzazione del Telescopio da 1 km 3 Ricerca e caratterizzazione di un sito sottomarino Capo Passero Sviluppo tecnologie meccaniche ed elettroniche per l apparato sottomarino Verso una Collaborazione Internazionale (accordo con ANTARES) Realizzato un Test Site presso il porto di Catania Fase progettuale avanzata

34 Siti studiati quali candidati per il km 3 Capo Passero Siti esaminati dalla collaborazione NEMO: N, E (3350m) Mar Jonio (Capo Passero) N, E (3400m) Mar Tirreno (Ustica)) N, E (3400m) Mar Tirreno (Alicudi) N, E (3500m) Mar Tirreno (Ponza)

35 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%

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

37 Il futuro al Polo Sud: ICECUBE Un telescopio per neutrini nel ghiaccio da 1 Km 3, previsto funzionare nel ~ 2008 Decisione del Congresso USA - Autunno stringhe, 60 PMT ognuna, in totale: 4800 moduli ottici V # 1 km!, E th ~ 0.5 1TeV

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

39 Nemo ed il progetto per il km 3 Un cavo elettro-ottico ~ 80km connette il lab. a riva all apparato Cherenkov sottomarino composto da ~5000 PMT disposti su ~ 64 torri

40 Rivelazione Acustica di interazioni di ( Russia ed Europa (SADCO) U.S. Standford ed US Navy Stanford project to use US Navy array in Atlantic pancake beam pattern sound velocity depends on depth G.Gratta, atro-ph/

41 Rivelazione acustica di ( da ev bipolar pulse radiation disk atten length many km power law falloff off-axis is asymmetric EHE with LPM ~10 KHz signal Fat disk 1/f noise G. Gratta astro-ph/

42 Rivelazione radio di ( di alta energia Emissioni nella banda radio indotte dagli sciami e.m. nel ghiaccio: G. Askaryan 1962, J. Jelley 1965, Sciami e.m.: # s, e + e -! se elettricamente neutri nessun segnale radio. Processi di diffusione & annichilazione di positroni producono un eccesso di e - ~ 15-30% e -. Lo sciame irradia radiatione Cherenkov coerente Effetto confermato nel 2000 a SLAC -- effetto misurabile! From Saltzberg, Gorham, Walz et al 2001, PRL (in press)

43 RICE Radio Detection in South Pole Ice Installation ~15 antennas few hundred m depth with AMANDA strings (and future ICECUBE strings). Tests and data since Most events due to local radio noise, few candidates. Continuing to take data, and first limits prepared.

44 RICE Limiti preliminari

45 NEMO: il Test Site GEOSTAR 15 km NEMO 2000 m

46 GEOSTAR, interdisciplinarietà GEOSTAR è il prototipo di una nuova generazione di stazioni oceanografiche di fondo ed offre la possibilità di collegamento a preesistenti reti di monitoraggio sismico ed ambientale di superficie (es. POSEIDON). GEOSTAR permette l estensione al mare di queste reti per una migliore conoscenza della struttura interna della Terra e della geodinamica. GEOSTAR Ustica Site

47 Conclusioni L astronomia con ( offre grandi possibilità di scoperta Due rivelatori in funzione (AMANDA- BAIKAL), altri in costruzione avanzata! Il km3 (ICE-CUBE, NEMO/ANTARES) sarà il vero strumento per l inizio dell astronomia con (. Osservazione di ( nell intervallo TeV PeV.

48 Galassie in collisione

49 Il Laboratorio al porto di Catania Catania Porto LNS

50 Le misure effettuate dalla collaborazione NEMO evidenziano che il sito di Capo Passero presenta eccellenti caratteristiche per la realizzazione del rivelatore km 3 : Prossimità alla costa (60 km). Profondità oltre i 3300 metri. Bassa intensità delle correnti sottomarine (<10 cm/sec). Ottime qualità di trasmissione della luce (>50m). Bassa attività biologica. Capo Passero Fondale adeguato all ancoraggio di strutture (semi)rigide.

51 Monitoraggio sismico Prima stazione sottomarina di monitoraggio sismico ed ambientale in Europa Test-Site NEMO-Site

52 Neutrinos & EHE Cosmic Rays: intimately connected Neutrinos may provide a solution to bridge the GZK edge: ZeV neutrinos can propagate from anywhere in the universe; May interact with clustered relics in galactic halo to produce secondary hadrons (Gelmini & Kusenko 1999); Z-burst process: ZeV neutrino pair annihilation with relic neutrinos => Z o particles, decays make hadrons (T. Weiler, , ). GZK Cutoff EHE neutrinos are secondaries of GZK process if EHE cosmic ray sources are distant, neutrinos are inevitable byproduct of the p interaction '- Constraints on EHE! s s are necessary & in some cases sufficient to determine super-gzk physics.

53 KamLAND Measure s from reactors in Japan at ~300 km distance. Could solve solar neutrino puzzle, if LMA-MSW correct. " e BOREXINO will measure solar Be line soon, and hopefully settle issue? KamLAND

54 MicroQuasars,12 microquasars discovered in galaxy since 1992, 2 coincident with EGRET unknown sources Companion Star Condensation in jet moving close to c Strong X-ray Emission Strong Radio Emission Jet of particles Material drawn in Accretion disk of matter orbiting BH Spinning Stellar Mass Black Hole Jet/cannonball forms during disappearance of the inner ( R, 200 km) accretion disk Antonio Capone - LXXXVII S.I.F. Mirabel/ - Milano, J. Carr Bicocca

55 Cannon Ball Model Stellar collapse ejects earth mass objects with "~ Hitting shell leads to shocks and particle acceleration. Narrow intense beams explain GRBs. Many neutrinos, when in narrow cone, ~1/few yr (?) Perhaps not right, but something interesting is going on! from astro-ph/

56 SuperK SNO Solar ( Neutrino Results! SK elastic SNO CC+NC => ( e Oscillations Solar ( astronomy yields fundamental physics

57 Physics and Techniques versus Energy EAS Acoust Underground Under-Water/Ice Radio AGN? Exotics Size PDK WIMPS AGN BLAZARS EHE CRs SN! Astr Atm Dir Prod Solar Atm " MeV GeV TeV PeV EeV ZeV

58 GeV to EeV Neutrino Cherenkov Telescopes: Muon Rangers vs. Cascade Detectors Muon Range: water & ice are up to ~20 km in TeV to PeV Relatively small target volume sees a large neutrino volume # range limits volume for EeV neutrinos Poor energy resolution Cascade Detectors: Look for large burst of CR from primary cascade Requires very clear media to allow for coarse sensor spacing Calorimeter approach Can use external sensors for >EeV showers in atmosphere P. Gorham

59 AMANDA, ANTARES Use Hamamatsu: R , (P ) Developments by Photonis (ex Philips) ETL (ex EMI) BAIKAL Use EKRAN Quasar-370 ( original idea from Philips ) 202 (253) mm 290(360) mm scintillator

60 Varie tecniche di misura a confronto Sciami TeV EeV: rivelazione radio ed ottica Radio Cherenkov: spettro largo, da pochi MHz a ~10 GHz. Intensità (Power) cresce con le dimensioni dello sciame (Energia) 2, rumore termico = costante. RF SNR exceeds optical at ~PeV energies for ~100 m distance to shower. Optical Cherenkov: o.k. dal blu all UV Signale incoerente: l intensità cresce linearmente con l energia. Noise floor is due to shot noise, grows as sqrt(signal). For >>PeV cascade detection, radio favored over optical -- for radio-clear shower media Antonio Capone - LXXXVII S.I.F. - P. Milano, Gorham Bicocca