Argentyna map prowincje

Perspektywy detekcji neutrin skrajnie wysokich
energii w ekperymencie Pierre Auger
D. Góra1,2 ,, M. Roth1 and A. Tamburro1
Forschungszentrum und Universität Karlsruhe, Germany
Instytut Fizyki Jądrowej PAN, Krakowd
1
2
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.
Widmo energetyczne
•
1cząstka/m2/s
Promienie kosmiczne najwyższych energii,
powyżej 1017 eV; energia piłki tenisowej
pędzącej z prędkością 100 km/h.
•“kolano”
1cząstka/m2/rok
Jaki jest skład promieni kosmicznych ???
W jaki sposób są one przyśpieszane ???
Jakie są żródła promieni
???
•1cząstka/km2/rok
2
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=2x1018eV 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 ~5x1019 eV tzw. obcięcie GZK (Greisena, Zatsepina, Kuzmina)
•
3
Możliwe astrofizyczne źrodła neutrin
Konwencjonalne źródła neutrin
(tzw. modele bottom-up )
Aktywne Galaktyki (AGN)
Supernowe
Rozbłyski Gamma (GRB)
Egzotyczne źródła
(tzw. modele top-down )
Promieniowanie kosmiczne
jako rezultat rozpadu superciężkich cząstek (MX >>1021 eV)
np. anihilacja pierwotnych
punktowych defektów topologicznych
takich jak monopole
•
•Powyższe konwencjonalne
źródła dają widmo E-2 energii
•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
leptonic production hadronic production
Produkcja neutrin w aktywnach galaktykach AGN
Fotoprodukcja hadron-foton:
5
Neutrina GZK
Neutrina GZK pochodzą z rozpraszania cząstek (protonów) na promieniwaniu
reliktowym tła.
p + γCMB → ∆+ → 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)

Waxman-Bahcall limit – ograniczenie strumienia neutrin docierającego do Ziemi
2
−8
−2 −1
−1
E   E =1×10 GeV cm s sr 
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)
AGN core
Mannheim,Protheroe & Rachen (MPR) upper bound
3 pγ „maximum model“
(Mannheim et al.)
TD
4 pγ blazar jets (Mannh)
5 pγ AGN
(Rachen & Biermann)
WB upper bound
GZK
6 pp AGN (Mannheim)
WB
Je
AG
N
8 TD (Sigl)
t
7 GRB
(Waxman & Bahcall)
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 νµ ,νe w stosunku 2:1.
W wyniku procesu oscylacji neutrin (zakładajac maksymalne mieszanie)
do Ziemi docierają również ντ .
(Beacom, Bell, Hooper, Pakvasa, and Weiler, Phys. Rev. D 68 (2003) 093005).
8
Przekrój czynny neutrin
W Modelu Standartowym
słabe oddziaływania
via bozon Z0 and W+/-:
νl+N ->W --> l+X
+
νee-→W-→X
CC
(CC)
νl+N->Z0 -->νl +X (NC)
NC
νN
gdzie l=e,μ,τ X stan hadronowy
ˉ
νN
Ze względu na mały przekrój czynny neutrin na oddziaływanie z materią
wymagane są duże dektory, ażeby zarejestrować znaczącą liczbe neutrin
9
Detekcja wysokoenergetycznych neutrin
er
a
pęk lecący z “góry”
down going (DW)
os
f
pęk lecący z “dołu”
At
m
upward going (UP)
Ziemia
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
 
E
d =49 km×

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
Widmo energetyczne leptonów tau
Θ=91º
Eν=1EeV
Eν=10 EeV
Eν=100 EeV
Θ=92º
Θ=93º
Θ=94º
223 km
Θ=95º
445 km
668 km
890 km
1112 km
Tylko poziome wielkie pęki atmosferyczne inicjowane przez lepton tau mogą
być potencjalnie obserwowane przez detektor naziemny
13
Obserwatorium Pierre Auger (hybrydowy detektor)
Coihueco
ν
Loma
Amarilla
τ
τ
Los Leones
Los
Morados
30°
Malargue w prowincji
Mendoza, Argentyna
30°
14
Obserwatorium Pierre Auger
Detektor powierzchniowy SD (wodny licznik czerenkowski)
Antena komunikacyjna
Zbiornik z 12 tonami wody
Eektronika
GPS antenna
Panel słoneczny
Bateria
3 fotopowielacze
●
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
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
~11 m2 lustro sferyczne
16
Przykład rzeczywistego przypadku
17
Jak szukać neutrinowych pęków ?
Footprint
on the ground proton induced
showers
Neutrinowy pęk
Hadronowy pęk
Sygnał:
kilka przypadków na rok,
silna składowa elektromagnetyczna,
wygięte 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
LogE/eV = 19.1
Zenit= 86°
Azymut=3°
Pęk poziomy
ψ
LDF = LDF( r ; θ )
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
późna faza rozwoju pęku
licznik czerenkowski
~5 km
τ--->π+2π0 ν τ
Log(E/eV) = 20.69,
Zenit= 90.5°,
Azymut=0°, hdecay=700m
~70 km
Rozkład gęstości cząstek na powierzchni Ziemi dla pęku lecącego z “dołu”,
wydłużony ślad z silną składową elektromagnetyczną
20
Definicja Triggera
Lokalny trigger:
(na poziome stacji czerenkowskiej)
jest logicznym lub dwóch warunków:
próg detekcji
- każdy wysoki poziom progu
jest przkroczony conajmniej przez
jeden bin śladu FADC
- niski poziom progu jest przekroczony
conajmniej N razy w zadanym czasie ,
tzw. TOT (“time over threshold”)
trigger przeznaczony do selekcji rozciągłych w czasie sygnałów..
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
~200ns
~500ns
~500ns
~750ns
liczniki czerenkowskie
Długi sygnał, początkowa faza rozwoju pęku,
głównie elektrony i fotony
22
0.5*(RT+FT), ns
Asymetria w czasie narastania i opadania sygnału
90%
neutrinowy pęk
50%
10%
t10%t50%
t90%
hadronowy pęk
Odłegłość od pierwszej wytriggerowanej stacji, m
czas narastania RT2 = t50%-t10%
czas opadania FT2 = t90%-t50%
Różnica w czasie narastania i opadania sygnału szczególnie widoczna
dla pierwszych stacji
23
Obserwable
wytriggerowane liczniki Cherenkowskie
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 <V> - dla każdej pary stacji (odległość zrzutowana
na główną oś elipsoidy/rożnica pomiędzy
czasem triggera)
- odchylenie standartowe prędkości efektywnej σ<v>
24
Kryteria selekcji neutrinowych pęków
hadronowy pęk
neutrinowy pęk
<V> < 0.34 m/ns
<V> > 0.28 m/ns
TOTF>0.23
<V> (m/ns)
FT2,ns
TOTF
L/W>3
RT2>70 ns
FT2>160 ns
L/W
RT2, ns
powyższe kryteria konieczne do konstrukcja neutrinowego triggera
25
Wydajność detekcji taonowych pęków
o
τ
10
km
h10
ęk
śp
u
T(Eτ,h10)
T(Eτ,h10)
dla taonowych pękow lecących z “dołu”
max. roz. pęku
h10- wysokość pęku 10 km od punktu rozpadu leptonu tau
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);
Obserwatorium Pierre Auger
Consortium for Spatial Information (CGIAR-CSI),
see web page http://srtm.csi.cgiar.org/.
Uwzględnienie strat energii
leptonu tau przy przejściu
z powierzchni Ziemi do atmosfery,
modyfikacja objętości aktywnej
28
Andy jako naturalna tarcza dla neutrin
East
Obserwatorium Pierre Auger
South
West
North
• Spodziewana liczba przypadków widzianych przez detektor fluorescencyjny, strumień WB
West
North
29
Akceptancja dla pęków taonowych
N l N  ,
A  E  , E   E th = N gen ∑ ∑ P i , j  E  , E  ,× A j ×T  E  , h 10 ×d 


i =1 j =1
Południowe Obserwatorium (SO)
km2 sr
−1
DEM
NO
SO
Północne Obserwatorium (NO)
SFERA
Eν (GeV)
30
Spodziewana liczba przypadków dla SD
Strumień neutrin tauonowych
Liczba przypadków z:
N =T ×∫ A  E   E  dE
TD (Sigl)
GZK (R. Engel et. al)
WB (Waxman-Bahcall)
 N DEM −N SP 
k=
N SP
31
Kontrybucja Andów do liczby przypadków w SD
Strumień neutrin tauonowych
Liczba przypaków z:
N =T ×∫ A  E   E  dE
TD (Sigl)
GZK (R. Engel et. al)
WB (Waxman-Bahcall)
 N DEM −N SP 
k=
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
−7
−2 −1 −1
E−2  E 1.00.3
×10
GeV
cm
s sr
−0.5
- zero neutrinowych przypadków obserwowanych przez
Obserwatorium Pierre Auger od stycznia 2004 do 31 sierpnia 2007
Auger Collaboration, preprint arXiv:0712.1909v1
34
Przykład rzeczywistych śladów
Elongated footprints are observed:
event 1101015 Dec 2005
Zenit=85 deg
event 2924050 Dec 2006
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