1 / 66

Plan Dlaczego neutrina są interesujące Źródła neutrin i kinematyka fotoprodukcji

Plan Dlaczego neutrina są interesujące Źródła neutrin i kinematyka fotoprodukcji Detektory i Promieniowanie Czerenkowa Duże detektory AMANDA ANTARES BAIKAŁ NESTOR Jeszcze większy detektor – ICE CUBE Własności n t. Badanie Wszechświata Fotony a neutrina

cece
Download Presentation

Plan Dlaczego neutrina są interesujące Źródła neutrin i kinematyka fotoprodukcji

An Image/Link below is provided (as is) to download presentation Download Policy: Content on the Website is provided to you AS IS for your information and personal use and may not be sold / licensed / shared on other websites without getting consent from its author. Content is provided to you AS IS for your information and personal use only. Download presentation by click this link. While downloading, if for some reason you are not able to download a presentation, the publisher may have deleted the file from their server. During download, if you can't get a presentation, the file might be deleted by the publisher.

E N D

Presentation Transcript

  1. Plan • Dlaczego neutrina są interesujące • Źródła neutrin i kinematyka fotoprodukcji • Detektory i Promieniowanie Czerenkowa • Duże detektory • AMANDA • ANTARES • BAIKAŁ • NESTOR • Jeszcze większy detektor – ICE CUBE • Własności nt mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  2. Badanie Wszechświata Fotony a neutrina Większość naszej wiedzy o Wszechświecie pochodzi z badania fotonów Badanie foton ów ma zalety trwałe Są one neutralne obficie produkowane łatwe w detekcji w szerokim zakresie energii Badanie fotonów ma wady Gorące gęste ośrodki w których następują procesy spalania w gwiazdach, lub jądra AGN są dla fotonów całkowicie nieprzezroczyste dla fotonów i bezpośrednie badania tych ośrodków przy ich pomocy nie jest możliwe. Fotony ze Słońca pochodzą z fotosfery odległej od jądra w którym następuje spalanie wodoru. Fotony wysokiej energii oddziaływają z CMBR (efekt GZK) co niweczy możliwość badań odległości większych od 100 Mpc przy pomocy fotonów o energii większej od 10 TeV mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  3. Badanie Wszechświata Fotony a neutrina • Informację • O wnętrzach obiektów astrofizycznych • W szerszym zakresie energii • W szerszym zakresie odległości • można otrzymać badając sondę • Neutralną, by nie wyczuwała działania międzygwiezdnych pól magnetycznych • Trwałą, by docierała z dużych odległości • Słabo oddziaływującą, by przenikała rejony nieprzezroczyste dla fotonów • Jedynym znanym kandydatem jest neutrino mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  4. Neutrina przechodzenie przez Wszechświat • Nie podlega absorpcji w czasie przechodzenia przez Wszechświat • Nie oddziaływają z polami magnetycznymi • Nie ulęgają opóźnieniu (masa ~= 0) • Wskazują na kierunek źródła Montanet • Badanie neutrin kosmicznych zahacza o • Fizykę cząstek – • Własności neutrin • oscylacje neutrin, • Astrofizykę cząstek, poszukiwanie • ciemnej materii • neutralin • Astronomię mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  5. Źródła astrofizyczne neutrina o bardzo szerokim widmie energii • Neutrina • reliktowe - Kosmologia przewiduje istnienie podobnego do CMBR tła niskiej energii neutrin, ( ~1.9 K), bardzo trudnego w obserwacji • o energii rzędu MeV, powstają w • procesach termojądrowych zachodzących w gwiazdach znane i obadanen słoneczne • przejściu jądra żelaza w gwiazdę neutronową w wybuchu SN produkuje impuls neutrin różnych zapachów, energie ~10 keV (znana jedna jedyna SN 1987A) • wysokich (bardzo) energii, powstałe w z rozpadu p oraz / lub m które są produkowane w oddziaływaniach CR – procesach • Fotoprodukcji hadron - foton • Oddziaływaniach hadron - hadron. • a mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  6. Skala energii dla przypomnienia 103 eV1 keVkilo 106 eV1 MeV mega 109 eV1 GeV giga 1012 eV1 TeV tera 1015 eV1 PeV peta 1018 eV1 EeV exa 1021 eV1 ZeV zetta mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  7. Neutrina widmo energetyczne oraz detekcja montanet Zakres energii proces obserwacja 2*10-4 eV neutrina reliktowe MeV neutrina słoneczne i SNSK, SNO,… GeV-TeV: Neutrina Atmosferyczne/ Detektory czerenkowaastrofizyczne Wodne / lodowe AMANDA, BAIKAL, ANTARES, NESTOR TeV-PeV: astrofizyczne 1 km3. ICE CUBE • EeV: EeV CR przy energii obcięcia GZK AUGER, HiRes, EUSO, poziome i wychodzące z OWL Ziemi kaskady . mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  8. Źródła astrofizyczne neutrin HE • Astrofizyczne źródła HE neutrin nie były zaobserwowane bezpośrednio. • Ich istnienie byłoby konsekwencją własności promieniowania kosmicznego • Promieniowanie kosmiczne to protony z domieszką ciężkich jąder. Widmo energii dane jest przez E-a, rozciąga się do HE, obserwowane E ~1020 eV. • Niezależnie od natury źródła, przyspieszenie protonów do tak wysokich energii prowadzi do fotoprodukcji pionów • Piony te rozpadną się na fotony i neutrina • Neutrina zapamiętają kierunek źródła • Obserwacja HE protonów pozwala oczekiwać że istnieją neutrina HE • Mechanizm powstawania HECR nie jest dokładnie znany, proponowane są procesy zachodzące w SNR AGN GRB (Źródła punktowe) • koincydencja • kierunku • czasu • krótkie okno czasowe • „background free”? Źródła astrofizyczne neutrin bardzo wysokiej energii mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  9. Powstawanie neutrin http://marwww.in2p3.fr/Houches/Proceedings/MainCourse/Spiering1.pdf mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  10. Neutrina Kinematyka (foto)produkcji) neutrin przez promieniowanie kosmiczne Protony o energii powyżej progu na produkcję pionów tracą swoja energię w czasie krótszym od wieku Wszechświata. (dla protonów o energii 1020eV jest to czas rzędu < 3 108 lat). Zakładając że protony wysokich energii są produkowane przez źródła pozagalaktyczne (z częstością obserwacji UHECR) straty energii protonów na produkcję pionów powodują powstanie strumienia neutrin o intensywności ~granicy Waxmana*). Większość pionów jest produkowanych rezonansowo przez D, neutrina mają energię ~5 % energii protonów. *) Waxman and Bahcall (WB) (Waxman and Bahcall 1999; Bahcall and Waxman 1999) pointed out that the observed cosmic ray at high energies implies an upper bound on the high-energy astrophysical neutrino The latter is produced by the parent cosmic ray particles through pion production. Smoth_0109177 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  11. Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK • Greisen, Kus’min, Zatsepin • Cząstki tracą energię rozpraszając się na cząstkach tła • Protony p + g3 K D p + N Ep > 3 1019 eV • Fotony g + g3 K e- + e+ Eg > 1015 eV • Neutrina n + n2 K W/Z + X En > 4 1022 eV • www.phys.uu.nl/~wwwsap/seminar/hisparcsap.ppt • p + g p0 + p • p + g p+ + n, Źródło n - Obiekt mojego zainteresowania Częstość produkcji p0 oraz n jest związana mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  12. Powstawanie Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK • Jaka jest energia pierwotnego protonu promieniowania kosmicznego Ep • Jaka jest energia fotonu Eg energia progowa s ½= mp + mpaby w reakcji fotoprodukcji powstała D , • EpEg =¼( m2D– m2p ) • EpEg= ¼ (2mpmp + m2p) mp = 109 eV mp = 108 eV Ep ~5*1020eV Eg(2.7 K)~10 -4eV mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  13. Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK S = (EP + Eg)2 - (pp_- pg)2 = mD2 = (mp + mp)2 próg S1/2 ~ Ep g = s1/2 /mD w CMSEp / Ep ~1/5 pion wynosi ~20% energii protonu neutrino wynosi ~5% energii protonu Widmo energii neutrin zależy zarówno od widma fotonów jak i protonów. mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  14. Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne Guetta 1 Waxman Nobel mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  15. Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne, wg Waxmanna mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  16. Strumień neutrin źródło / detektor Produkcja neutrin F(ne) : F(nm) : F(nt) = 1 : 2 : 0 Strumień UHE neutrin po dotarciu do Ziemi (duże L) F(ne) : F(nm) : F(nt) = 1 : 1 : 1 (zakładając maksymalne mieszanie, mało czułe na wartość Dm2) Specjalna rola nt przy wysokich energiach mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  17. Neutrinap + g D p n e, m produkcja F(ne) : F(nm) : F(nt) = 1 : 2 : 0 obserwacja na Ziemi F(ne) : F(nm) : F(nt) = 1 : 1 : 1 Oscylacje – powstaje nt źródła Dla E>100 TeV tylko ntmogą przejść przez Ziemie mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  18. Detektory masa energia Auger EUSO… http://marwww.in2p3.fr/Houches/Proceedings/MainCourse/Spiering1.pdf Amanda Antares Baikal Nestror Nemo MACRO SuperK En, eV mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  19. Oddziaływania neutrin Kształty „sygnału” (kaskad) dla oddziaływań neutrin CC – NC - tła Oddziaływania CC ne -> e : kaskada elektromagnetyczna nałożona na hadronową nt-> t : kaskada hadronowa i przesunięta elektromagnetyczna Oddziaływania NC: ne m t -> brak leptonu naładowanego,tylko kaskada hadronowa Tło mionowe – kaskada elektromagnetyczne CC mion + kaskada hadrnowa τ neutrino regeneration (double structure) will be visible in IceCube mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  20. POMIAR komentarz • Kaskady hadronowe i elektromagnetyczne • Pomiar kaskad pozwala na: • Badanie oscylacjine, m -> n t • Lepszy pomiar energii En • Zmniejszenie tła promieniowania kosmicznego • Kąt bryłowy • Pomiar nm trudny z pełnego kąta bo tło matmosferycznych • Dla En > 100 TeV Ziemia jest przezroczysta tylko dla nt. mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  21. SYGNAŁ – oddziaływania neutrin detekcja z wykorzystaniem promieniowanie Czerenkowa Rejestracja oddziaływań neutrin oddziaływania CC – rejestracja mionu Reakcja nmX - > m X’ przypomnienie Hulth mion neutrino Q < 10 Pomiar mionu powstałego w oddziaływaniuCC Mion śledzi kierunek neutrina Q n m~ 1.50 (E/TeV)-0.5 W lodzie zasięg mionu może być rzędu kilometrów mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  22. Zasada pomiaru efekt Czerenkowa - Sygnał od cząstki naładowanej – np..mionu Promieniowanie Czerenkowa - cząstka naładowana poruszająca się z prędkością > od prędkości światła w ośrodku powoduje powstawanie fali uderzeniowej światła q b • Podstawowe zależności • cosq = 1/(nb) • b = v/c, • n= współczynnik załamania mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  23. Zasada pomiary Rejestracja światła Czerenkowa przez macierz fotopowielaczy fotopowielacze • Zasada działania • Czas przyjścia sygnału wyznacza kierunek cząstki -  • Amplituda sygnałuwyznacza energięcząstki mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  24. Zasada pomiaru Obserwacja neutrin lecących z „dołu” mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  25. Zasada pomiaru Obserwacja neutrin lecących z „dołu” powierzchnia Ziemi Pomiar - Czas przylotu wyznacza kierunek m Amplituda sygnału wyznacza energię m mion Fotowielacze czyli PM, czasem OM : Optical Module neutrino mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  26. Neutrina Liczba oddziawań / jednostkę czasu / jednostkę powierzchni STRUMIEŃ * PRZEKRÓJ CZYNNY * TRANSMISJA W ZIEMI BERNARD Strumień neutrin Prawdopodobieństwo powstania „mierzalnego” mionu (Em > Emin) Przezroczystość Ziemi dla neutrin Obserwacja CC neutrin mionowych w obszarze TeV wymaga detektorów o powierzchni rzędu km2 migneco mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  27. SYGNAŁ źródło neutrin Bernard • mechanizm przyspieszania i tarcza • Rozciągłe, gwarantowane • Z płaszczyzny Galaktyki • Z atmosfery • Z promieniowania reliktowego • Punktowe ze Słońca • Galaktyczne, prawdopodobne • SNR • Podwójne gwiazdy – gwiazda neutronowa akreujaca sąsiada • Pozagalaktyczne, prawdopodobne • AGN • GRB • nieznane mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  28. Rejestracja neutrin detektory / stan obecny Obserwacja CC neutrin mionowych w obszarze TeV wymaga detektorów o powierzchni rzędu km2. Takich na razie nie ma ale są projekty, Istnieją 4 teleskopy o (dużo) mniejszej powierzchni –. Rejestrują promieniowania Czerenkowa mionów. Testowana zasada działania. tarcza głębokość PM, liczba AMANDA (lód) 2000 m, 1997 : AMANDA-B : 10 lini, ~ 300 PM Antarktyka2000 : AMANDA-II : 19 lini, ~ 700 PM 2008 : ICECUBE : ~ 80 lini, ~ 5000 PM BAIKAŁ (woda) 1100 m, 1998 :NT2008 lini, ~ 200 PM NT200+ ANTARES (woda) 2400 m, 2003 : ~ 10 lini,~ 1000 PM NESTOR (woda) 3800 m, faza R&D 1 pętla,168 PM, Morze Śródziemne mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  29. Badanie oddziaływań neutrin kosmicznych pokrycie” nieba przez istniejące detektory Potrzebne detektory na OBU półkulach Dla redukcji tła atmosferycznego rejestrowane są neutrina przechodzące przez Ziemię Carr Aubert mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  30. ANTARES 900 PM mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  31. ANTARES mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  32. ANTARES, głębokość 2400m OM optical module tutaj – fotopowielacz Antares horneffer ANTARES nie ma jeszcze wyników Ma rozkład kątowy m z atmosfery Jest w fazie montażu i testów, pełny detektor w 2004 (250 z 900 OM zamontowanych w X 2004) http://antares.in2p3.fr/index-fr.html www.shef.ac.uk/physics/idm2002/ talks/originals/cartwright.ppt Thwww.if.uj.edu.pl/acta/vol36/pdf/v36p0509.pdf montaruli mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  33. BAIKAŁ NT200 zamarza w zimie 1993 36 OM 1998 192 OM -8 linii-192 „Optical Module”-koincydencje par czyli 96 punktów w przestrzeni - kalibracja N-laserem- timing~ 1nsec PM patrzyły w górę i w dół, teraz tylko w dół. (thesis 06142004) Efektywna powierzchnia dla 1TeV: ~ 2000 m² (zmienna w funkcji energii od 1000 do 5000 m2) brak sygnału koincydencji n z GRB http://www.inr.troitsk.ru/eng/sl910e.htmlProposal Rhode www-ik.fzk.de/~katrin/atw/Session2/Rhode/Acr9E4.pdf OM czyli PM mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  34. BAIKAŁ NT200 Widmo mionów w funkcji głębokości porównanie z MC oraz innymi eksperymentami Próg niższy niż AMANDA http://citebase.eprints.org/cgi-bin/citations?id=oai:arXiv.org:astro-ph/9705017 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  35. BAIKAŁ NT200 rozkład kątowy m • quarks.inr.ac.ru/proceedings/Experiment/dzhilkibaev.pdf Here we present selected results obtained from data taken in 1998 - 2000 (780 live days). mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  36. BAIKAŁ NT200 celowanie m quarks.inr.ac.ru/proceedings/Experiment/dzhilkibaev.pdf mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  37. BAIKAŁ planowany upgrade NT 200+ • W najbliższych latach „upgrade” NT200 do 10 Mton (NT200 +) • Oczekiwana czułość 3.5 · 10−7cm−2s−1sr−1GeV dla rozmytych źródeł w zakresie energii 102 TeV ÷105 TeV. • NT-200+ będzie badać • AGN, • GRB • Inne źródła • Neutrina powstałe w Galaktyce • HE atmosferyczne miony z Eµ > 10 TeV. • . • „Two of three outer strings where deployed, andelectronics, data acquisition and calibration systems for NT-200+ have beentested in March 2004”.„ mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  38. BAIKAŁ planowany upgrade do 10 Mt „NT 200+” http://arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0404/0404096.pdf Istniejący NT200 3 nowe ramiona odległe o 100 m od „starego” mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  39. NESTOR Pylos (Grecja) • Podstawowa jednostka jest heksagon sztywny tytanowy o średnicy 32 m • Koniec każdego ramienia jest wyposażony w 2 PM, jeden patrzy w górę drugi w dół.. • Dla światła o λ = 460nm długość absorpcji w wodzie wynosi 55m. 220m http://marwww.in2p3.fr/Houches/Proceedings/MainCourse/Spiering1.pdf mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  40. NESTOR rozmieszczenie PM w „gwiazdę” http://www.nestor.org.gr/XII/index.htmlhttp://infodan.in2p3.fr/delphi/user/sacquin/nestor/nestor_intro.html Osłona od ziemskiego pola magnetycznego R=42 cm mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  41. NESTOR Rozkład kąta zenitalnego mionów głębokość 4000m • Najnowsza praca z NESTORa • (2004) • http://edpsciences.nao.ac.jp/articles/epjc/pdf/2004/19/10052S956.pdf 1/N dN/dcos q Dane głębokość 4000m MC 0 Kąt zenitalny 180 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  42. głębokość Rozwój AMANDY 1993 AMANDA A 1998 AMANDA B10 300 OM 2000 AMANDA II 677 OM ICE CUBE ~8000 OM amanda.berkeley.edu/scheme/amanda-ii.pdf Aubert Powierzchnia lodu, Biegun Południowy mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  43. AMANDAII Hulth • Fotopowielacze: • Hamamatsu 20 cm 14 dynod • Wzmocnienie 109 • Próg 50 GeV • Efektywna powierzchnia 104 m2 dla 1 TeV • Thesis 06142004 F = 200m mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  44. AMANDA Analiza • Dane z AMANDA II • • • A-II jest znacznie większa niż AMANDA-B10 • – oczekiwana większa liczba przypadków • – lepsza zdolność kątowa rozdzielcza w okolicy horyzontu • – lepsza efektywność rejestracji mionów i kaskad • od 2002 początkowa rekonstrukcja w ‘czasie rzeczywistym” • • wstępne wyniki – Atmosferyczne neutrina • • jest to “test beam” • • oczekiwane ~5 czystychn/dzień z prostymi warunkami wyboru • poszukiwanie • – źródeł „Diffuse”w oddziaływaniach n (kaskadach i mionach) • – źródeł punktowych (Point source) • – GRB mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  45. AMANDAII Widmo energii neutrin atmosferycznych zrozumienie detektora promienie kosmiczne – „test beam” Strumień neutrin En mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  46. AMANDA mapa nieba w neutrinach • nie obserwuje się • gromadzenie się punktów • Stałe źródła punktowe • Rozkład zgodny z n atmosferycznymi mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  47. AMANDA strumień neutrin • wstępne wyniki • Mieszanie zapachów: • Sygnał kaskada elektromagn. / hadronowa • wewnątrz detektora • Dane: 197 dni (2000) • En> 10 PeV: • Ziemia staje się nieprzezroczysta dla nm • Sygnał UHE neutrin: • horyzontalne przypadki nm • BAIKAŁ E2F(ne + n m+ n t) ~ 1.3*10-6 cm−2 s−1 sr−1 GeV mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  48. Wyniki AMANDY II podsumowanie • Obserwacja atmosferycznych µ oraz n- zgodność z Frejus • Niestety nie widzi • Zwiększonego strumienia HE neutrin • Źródeł punktowych • GRB • WIMPów • Monopoli • SN • SNR • Mierzy granice strumieni • Ogranicza modele teoretyczne mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  49. ICE CUBE możliwości - zakres energii Thesis 06142004 ICE CUBE jest przewidziany do rejestracji n wszystkich zapachów w zakresie energii 107 eV (n z wybuchów SN) do 1020 eV Miony mogą być rejestrowane powyżej energii 1011 eV Kaskady wywołane przez ne ,anty ne , nt i anty n t zostaną rekonstruowane dla energii powyżej 1013 eV Przypadki z produkcją t identyfikowane powyżej PeV O detekcji neutrin z SN mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

  50. ICE CUBE planowany na lata 2004-2010 ~ 80.000 natmosferycznych/rok mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

More Related