Obserwatorium Pierre Auger jest

neutrino.fuw.edu.pl

Obserwatorium Pierre Auger jest

Perspektywy detekcji neutrin skrajnie wysokich

energii w ekperymencie Pierre Auger

1,2 1 1

D. Góra ,, M. Roth and A. Tamburro

1 Forschungszentrum und Universität Karlsruhe, Germany

2 Instytut Fizyki Jądrowej PAN, Krakowd

Wstęp (astrofizyczne źrodła neutrin, własności ν pęków...)

Kryteria indentyfikacji neutrinowych pęków atmosferycznych

Obliczenia MC (akceptancja, liczba przypadków, limit ... )


Promienie kosmiczne najwyższych energii

Promienie kosmiczne

naładowane cząstki docierające

do Ziemi z Kosmosu.

Promienie kosmiczne najwyższych energii,

powyżej 10 17 eV; energia piłki tenisowej

pędzącej z prędkością 100 km/h.

Jaki jest skład promieni kosmicznych ???

???

W jaki sposób są one przyśpieszane ???

Jakie są żródła promieni ???

Widmo energetyczne


1cząstka/m 2 /s

•1cząstka/km 2 /rok

•“kolano”

1cząstka/m 2 /rok

2


Promienie Promienie

kosmiczne najwyższych energii

Promienie kosmiczne

(protony lub ciężkie jądra )

oddziaływują z fotonami mikrofalowego tła

tzw. rezonans Δ, produkując piony,

które unoszą część energii cząstki

pierwotnej.

Droga oddziaływania dla protonu

o energii E=2x10 18 eV wynosi

około 30 Mpc.

Promienie kosmiczne emitowane

ze źródeł ulokowanych na większych

dystansach nie powinny docierać

do Ziemi bez utraty znacznej części

swojej energii.

Powinniśmy nie obserwować promieni kosmicznych najwyższych energii powyżej

około ~5x10 19 eV tzw. obcięcie GZK (Greisena, Zatsepina, Kuzmina)


3



Konwencjonalne onwencjonalne źródła neutrin

(tzw. modele bottom-up )

Aktywne Galaktyki (AGN)

Supernowe

Możliwe astrofizyczne źrodła neutrin

Rozbłyski Gamma (GRB)

•Powyższe konwencjonalne

źródła dają widmo E -2 energii

Egzotyczne źródła

(tzw. modele top-down )

Promieniowanie kosmiczne

jako rezultat rozpadu super-

ciężkich cząstek (M X >>10 21 eV)

np. anihilacja pierwotnych

punktowych defektów topologicznych

takich jak monopole

•Powyższe modele przewidują

bardziej płaskie widmo energii

niż modele bottom-up

Procesy przyśpieszania:

•Relatywistyczne przyśpieszanie cząstek w falach uderzeniowych

przez galaktyczne/ekstragalaktyczne pola magnetyczne.

4


Produkcja neutrin w aktywnach galaktykach AGN

Fotoprodukcja hadron-foton:

leptonic production hadronic production

5


Neutrina GZK pochodzą z rozpraszania cząstek (protonów) na promieniwaniu

reliktowym tła.

� p + γ CMB → Δ + → π + n

� Rozpraszanie strumienia protonów z fotonami tła mikrofalowego prowadzi do degradacji

energii protonu < 40 EeV dla zródeł dalszych niż > 50 Mpc tzw. obcięcie GZK

(Greisena, Zatsepina, Kuzmina)


Neutrina GZK

Waxman-Bahcall limit – ograniczenie strumienia neutrin docierającego do Ziemi

E 2 �� E ��=1×10 −8 �GeV cm −2 s −1 sr −1 �

J.N. Bahcall, E. Waxman, Phys. Rev. D 64 (2001) 023003

6


Przewidywane teoretyczne widm energetycznych

neutrin

1 pp core AGN (Nellen)

2 pγ core AGN

(Stecker Salomon)

3 pγ „maximum model“

(Mannheim et al.)

4 pγ blazar jets (Mannh)

5 pγ AGN

(Rachen & Biermann)

6 pp AGN (Mannheim)

7 GRB

(Waxman & Bahcall)

8 TD (Sigl)

AGN Jet

WB

AGN core

Mannheim,Protheroe & Rachen (MPR) upper bound

WB upper bound

GZK

TD

7


Efekt propagacji neutrin

Galaktyczne i międzygalaktyczne pola magnetyczne wygładzają trajektorie

promieni kosmicznych na dystansie rzędu kilku Mpc niszcząc informacje

o kierunku i źrodłach promieni kosmicznych.

Neutrina zapamietują kierunek źródła

Wysoko energetyczne neutrina powstają jako ν μ , ν e w stosunku 2:1.

W wyniku procesu oscylacji neutrin (zakładajac maksymalne mieszanie)

do Ziemi docierają również ν τ .

(Beacom, Bell, Hooper, Pakvasa, and Weiler, Phys. Rev. D 68 (2003) 093005).

8


W Modelu Standartowym

słabe oddziaływania

via bozon Z 0 and W +/- :

ν l +N ->W + --> l+X (CC)

ν l +N->Z 0 -->ν l +X (NC)

gdzie l=e,μ,τ X stan hadronowy

Przekrój czynny neutrin

ν e e - →W - →X

Ze względu na mały przekrój czynny neutrin na oddziaływanie z materią

wymagane są duże dektory, ażeby zarejestrować znaczącą liczbe neutrin

νN

νN ˉ

CC

NC

9


Detekcja wysokoenergetycznych neutrin

Atmosfera

pęk lecący z “góry”

down going (DW)

Ziemia

pęk lecący z “dołu”

upward going (UP)

Detekcja neutrinowych pęków (>100 TeV) oparta na obserwacji poziomych pęków

inicjowanych przez neutrino tau lub neutrino elektronowe.

10


Propagacja leptonu tau

Droga odpowiądajaca czasowi życia

leptonu tau

d � =49 km� E

EeV �

Droga oddziaływania leptonu tau w skałach

(including bremsstrahlung, pair production

and photonuclear interactions)

Droga oddziaływania dla leptonu tau rzędu kilku km, lepton tau wyprodukowany

w pobliżu powierzchni Ziemi może ją opuścić i zapoczątkować potencjalnie

obserwowalny przez detektor pęk atmosferyczny.

11


Główne kanały rozpadu leptonu tau

12


Θ=91º

Θ=92º

Θ=93º

Θ=94º

Θ=95º

Widmo energetyczne leptonów tau

E ν =1EeV

223 km

445 km

668 km

890 km

1112 km

E ν =10 EeV E ν =100 EeV

Tylko poziome wielkie pęki atmosferyczne inicjowane przez lepton tau mogą

być potencjalnie obserwowane przez detektor naziemny

13


Obserwatorium Pierre Auger (hybrydowy detektor)

Coihueco

Malargue w prowincji

Mendoza, Argentyna

τ

ν

Los Leones

30°

30°

τ

Loma

Amarilla

Los

Morados

14


Obserwatorium Pierre Auger

Detektor powierzchniowy SD (wodny licznik czerenkowski)

Zbiornik z 12 tonami wody

Bateria

Antena komunikacyjna

Eektronika

3 fotopowielacze

GPS antenna

Panel słoneczny

● Sygnał z fotopowielaczy mierzony w 25 ns interwałach ⇒ Informacja

o składowej elektomagnetycznej i wysoko energetycznych mionach

15


Obserwatorium Pierre Auger

Detektor fluorescencyjny FD

(rejestruje świecenie wywołane przez zderzenia cząstek pęku z molekułami powietrza)

Soczewka korekcyjna

Kamera PMT

aperture box

kurtyna,UV filter,

kurtyna bezpieczeństwa

Kamera z 440 fotopowielaczami każdy

o polu widzenia 1.5°, sygnał mierzony

co 100 ns ⇒ Informacja o podłużnym

rozwoju wielkiego pęku

Kamera PMT

~11 m 2 lustro sferyczne

16


Przykład rzeczywistego przypadku

17


Jak szukać neutrinowych pęków ?

Footprint Neutrinowy pęk on the ground proton induced Hadronowy pęk showers

Sygnał:

kilka przypadków na rok,

silna składowa elektromagnetyczna,

ygięte czoło z dużą dyspersją czasową,

długi sygnał (rzędu microsekund)

Tło:

tysiące przypadków na rok,

składowa elektromagnetyczna nie istnieje,

tylko miony, front pęku płaski

z małym rozmyciem czasowym

18


Obraz pionowego/poziomego pęku

LogE/eV = 19.0

Zenit =62°

Azymut= 8°

Pęk

pionowy

LDF = LDF( r ; θ )

ψ

Pęk poziomy

LogE/eV = 19.1

Zenit= 86°

Azymut=3°

LDF = LDF( r, ψ ; θ, φ )

Rozkład gęstości cząstek w płaszczyźnie prostopadłej do osi wielkiego pęku

1000

19


Obraz pęku (ślad) dla poziomego pęku taonowego

początkowa faza rozwoju pęku

~5 km

licznik czerenkowski

τ - -->π + 2π 0 ν

~70 km

późna faza rozwoju pęku

Log(E/eV) = 20.69,

Zenit= 90.5°,

Azymut=0°, h decay =700m

Rozkład gęstości cząstek na powierzchni Ziemi dla pęku lecącego z “dołu”,

wydłużony ślad z silną składową elektromagnetyczną

τ

20


Lokalny trigger:

(na poziome stacji czerenkowskiej)

jest logicznym lub dwóch warunków:

- każdy wysoki poziom progu

jest przkroczony conajmniej przez

jeden bin śladu FADC

Definicja Triggera

- niski poziom progu jest przekroczony

conajmniej N razy w zadanym czasie ,

tzw. TOT (“time over threshold”)

trigger przeznaczony do selekcji rozciągłych w czasie sygnałów..

próg detekcji

Globalny trigger: wymagana kompaktowa konfiguracja

obrazu np.

(3 lokalne stacje spełniające warunki ToT, jedna “centrala” +

jedna w odłegłosći 1500 m + jedna w odległosci 3000m,

aby usunąc przypadkowe sygnały area/peak >1.4)

Aby rozpoznać “młode” pęki żądamy aby neutrinowy pęk posiadał większość

stacji z sygnałem TOT (sygnał rozciągły na conajmniej 375 ns);

TOTF=liczba stacji z TOT/calkowita liczba stacji >0.5

21


Symulacja pęku taonowego widzianego przez detektor SD

Krótki sygnał,

późna faza rozwoju pęku,

głównie miony

liczniki czerenkowskie

~200ns

~500ns

~500ns

~750ns

Długi sygnał, początkowa faza rozwoju pęku,

głównie elektrony i fotony

22


0.5*(RT+FT), ns

Asymetria w czasie narastania i opadania sygnału

neutrinowy pęk

hadronowy pęk

90%

50%

10%

t 50%

t 10%

t 90%

Odłegłość od pierwszej wytriggerowanej stacji, m

czas narastania RT 2 = t 50% -t 10% czas opadania FT 2 = t 90% -t 50%

Różnica w czasie narastania i opadania sygnału szczególnie widoczna

dla pierwszych stacji

23


Obserwable

Obserwable zdefiniowane na podstawie obrazu (śladu) wielkiego pęku

na powierzchni Ziemi:

- długość L i szerokość W - główna i boczna oś elipsoidy inercji

ważonej przez sygnał stacji

- prędkość efektywna - dla każdej pary stacji (odległość zrzutowana

na główną oś elipsoidy/rożnica pomiędzy

czasem triggera)

- odchylenie standartowe prędkości efektywnej σ

wytriggerowane liczniki Cherenkowskie

24


Kryteria selekcji neutrinowych pęków

hadronowy pęk

neutrinowy pęk

TOTF>0.23

L/W>3

L/W

RT 2 >70 ns

FT 2 >160 ns

< 0.34 m/ns

> 0.28 m/ns

TOTF (m/ns)

powyższe kryteria konieczne do konstrukcja neutrinowego triggera

FT 2 ,ns

RT 2 , ns

25


Wydajność detekcji taonowych pęków

τ

max. roz. pęku

h 10

10 km oś pęku

dla taonowych pękow lecących z “dołu”

T(E τ ,h 10 )

h 10 - wysokość pęku 10 km od punktu rozpadu leptonu tau

T(E τ ,h 10 )

26


Spodziewana liczba neutrinowych pęków

Szczegółowe symulacje propagacji neutrin w Ziemi:

rozszerzona wersja programu ANIS (All Neutrino Interaction Simulation):

Originalny kod A. Gazizov and M. Kowalski, astro-ph/0406439,

zmodifikowana wersja: Góra et. al., Astropart. Phys. 26 (2007) 402

Produkty odziaływań z generatora ANIS użyte do symulacji

rozwoju pęków przy użyciu programu Aires,

S. Sciutto, www.fisica.unlp.edu.ar/auger/aires/

Symulacje odpowiedzi detektora powierzchniowego

(wydajności detekcji): Offline code,

P. Auger Collaboration, T. Paul et al., Proc. 29th ICRC, 2005

27


Najważniejsze modyfikacje programu ANIS

Uwzględnienie topografi

Obserwatorium Pierre Auger

przez użycie cyfrowych map wysokości

(digital elevation map -DEM);

Consortium for Spatial Information (CGIAR-CSI),

see web page http://srtm.csi.cgiar.org/.

Obserwatorium Pierre Auger

Uwzględnienie strat energii

leptonu tau przy przejściu

z powierzchni Ziemi do atmosfery,

modyfikacja objętości aktywnej

28


Andy jako naturalna tarcza dla neutrin

Obserwatorium Pierre Auger

East

South

West

North

• Spodziewana liczba przypadków widzianych przez detektor fluorescencyjny, strumień WB

West

North

29


Akceptancja dla pęków taonowych

N l

−1

A� E , E �� ��E th�=N gen∑

i=1

N � ,�


j=1

Południowe Obserwatorium (SO)

Północne Obserwatorium (NO)

P i , j� E �� , E � ,��× A j ���×T � E � ,h 10�×d �

km 2 sr

NO

SO

DEM

SFERA

E ν (GeV)

30


Spodziewana liczba przypadków dla SD

Strumień neutrin tauonowych

TD (Sigl)

GZK (R. Engel et. al)

WB (Waxman-Bahcall)

Liczba przypadków z:

N =�T ×∫ A� E ���� E ��dE

k = � N DEM−N SP�

N SP

31


Kontrybucja Andów do liczby przypadków w SD

Strumień neutrin tauonowych

TD (Sigl)

GZK (R. Engel et. al)

WB (Waxman-Bahcall)

Liczba przypaków z:

N =�T ×∫ A� E ���� E ��dE

k = � N DEM−N SP�

N SP

32


Limit w przypadku widma E -2 neutrin tauonowych

Dla 1 roku pracy detektora

Zakładając:

- zero przypadków obserwowanych przez Obserwatorium Pierre Auger

K 90=2.44/ N WB=12⇒ E −2 �� E ��1.2∓0.6×10 −7 GeV cm −2 s −1 sr −1

D. Gora et al., ICRC, Merida,Mexico, 2007

33


Limit obserwatorium Auger dla neutrin taonowych

Auger Collaboration, preprint arXiv:0712.1909v1

E −2 �0.3 −7 −2 −1 −1

��E ��1.0−0.5×10 GeV cm s sr

- zero neutrinowych przypadków obserwowanych przez

Obserwatorium Pierre Auger od stycznia 2004 do 31 sierpnia 2007

34


Elongated footprints are observed:

event 1101015 Dec 2005 event 2924050 Dec 2006

Zenit=85 deg

Przykład rzeczywistych śladów

Zenit=87.71 deg

34


Podsumowanie

Obserwatorium Pierre Auger jest “czułe” na neutrina

najwyższych energii (najbardziej obiecujący scenariusz

to obserwacja pęków tauonowych)

Analiza śladu pęku i asymetrii w czasie narastania i opadania

sygnału pozwalają na rozróżnienie neutrinowych przypadków

wśród wielkiej liczby poziomych kaskad hadronowych.

Istotny wpływ topografii Obserwatorium na spodziewaną liczbę

przypaków (średnio 18% więcej dla Południowego detektora

niż w przypadku dotychczasowych obliczeń ze sferycznym

modelem Ziemi).

35

More magazines by this user
Similar magazines