IFAE’06, Pavia, 19-21 Aprile 2006Sommario della Sessio

Neutrini e

Conveners:Laura Patrizii (INFN, Bologna)Eligio Lisi (INFN, Bari)

Speakers:Maximiliano Sioli (U. di Bologna)Aldo Ianni (INFN, LNGS)Marco Cirelli (Yale Univ.)Flavio Gatti (INFN, Genova)Maura Pavan (U. di Milano Bicocca)Michele Frigerio (CEA/Saclay)Alessandro Mirizzi (Univ. di Bari)Davide Meloni (INFN, Roma I)Michele Maltoni (ICTP, Trieste)Giorgio Riccobene (INFN, LNS)Daniel De Marco (U. of Delaware)Andrea Chiavassa (Univ. di Torino)Vincenzo Vitale (Univ. di Udine)Paola Salvini (INFN, Pavia)

Raggi Cosmici‘Updates’ su

•Astronomia Gamma

•Astronomia a Neutrini

•Raggi Cosmici Carichi

Detectors in Gamma-Ray Astrophysics

High SensitivityHESS, MAGIC, CANGAROO,..

Large Aperture/High Duty CycleMilagro, ARGO

Low Energy ThresholdEGRET/GLAST

Large Effective Area

Excellent Background Rejection (>99%)

Low Duty Cycle/Small Aperture

Space-based (small area)

“Background Free”

Large Duty Cycle/Large Aperture

Moderate Area/Large Area (HAWC)

Good Background Rejection

Large Duty Cycle/Large Aperture

High Resolution Energy Spectra

Studies of known sources

Surveys of limited regions of sky

Sky Survey (<10 GeV)

AGN Physics

Transients (GRBs) <100 GeV Unbiased Sky Survey

Extended sources

Transients (GRB’s) Andrew Smith

2005 ICRC, Pune India

Image intensity Shower energy

Image orientation Shower direction

Image shape Primary particle

MAGICMAGIC

HESS galactic plane surveyHESS galactic plane survey

330°

Sources > 6 sigma: 9 new, 11 total

Sources > 4 sigma: 7 newMost sources:

• Shell-type SNR

• Pulsar-Wind-Nebulae

• Unidentified

• New objects

Vincenzo Vitale (“Astronomia gamma con telescopi Cherenkov”) )

Mrk421Mrk501

Crab

Pulsar AGN

The VHE The VHE γγ ray sky ray sky

+ some additional sourcesin galactic plane.

1995

2005

RX J1713-3946RX J1713-3946

First evidence for particle acceleration in an SNR shell

Discovered in 1996 in X-rays by the Roentgen Satellite (Rosat)

Visible (Chinese Astronomers)

February 27- March 28

AD 393

Milagro

• 2600m slm (New Mexico)• Water Cherenkov Detector

• 0.75o risoluzione angolare• Buona reiezione bkg rimane il 50% dei gamma

scartando il 91% dei protoni

8 meters

e

80 meters

50 meters

Bassa soglia in energia (qualche centinaio di GeV )Elevato duty cycle (>95%)Grande campo visivo (~2 sr)

• 898 PMT in un “laghetto” di 3.4x104 m2 (phys. area) chiuso alla luce• 1.7 KHz trigger rate• Dal 2002 con “anello” sparso di 175 rivelatori

Paola Salvini (“Astronomia Gamma con esperimenti a copertura totale”)

Crab significance 10.0.Mrk421 significance 5.4. Point in Cygnus Region at 5.9.

MILAGRO ALL SKY SURVEY

Cygnus Region Mrk421 Crab

Vicinity of the Crab

•Convolve Cygnus region excess with Milagro PSF(0.75O). •Region shows resolvable structure.

Cygnus Region MorphologyHEGRA detected TeV Source: TEV J2032_4130.

PSF

ARGO-YBJ collaboration ARGO-YBJ e’ un rivelatore ottimizzato per la rivelazione di sciami con una energia di soglia di alcune centinaia di GeV

La bassa soglia in energia è ottenuta :

alta quota (4300 m)

copertura completa (6.500m2 di rivelatore, di cui 6.000m2 completi)

Buona risoluzione angolare ~0.5°

ampio campo visivo (~2 sr)

elevato duty cycle

ARGO-YBJ conduce una continua osservazione di grande parte del cielo alla ricerca di sorgenti gamma non identificate o eventi transienti come AGN flares o GRBs

(P. Salvini)

Some events…

Una preliminare osservazione del cielo è stata fatta con 1/3 del rivelatore completo

Non sono stati osservati eccessi in circa 1000 ore di misura nella banda di declinazione –20° < < 80° cercando sorgenti gamma puntiformi (statistica scarsa.. ma sistematici sotto controllo!)

Limiti superiori di fluenza attorno a 10 GeV per l’emissione da GRB sono stati posti mediante la tecnica di “scaler mode”

L’esperimento è stato “rodato” con successo

Why neutrino astronomy?Neutrino astronomy aims at the identification of the sources of the UHECRs Neutrino astronomy aims at the identification of the sources of the UHECRs

• Neutrinos traverse space without being

deflected or attenuated

– They point back to their sources

– They allow to view into dense

environments

• Neutrinos are produced in high energy

hadronic processes

– They can allow distinction between

hadronic and leptonic acceleration

mechanisms

• Neutrinos traverse space without being

deflected or attenuated

– They point back to their sources

– They allow to view into dense

environments

• Neutrinos are produced in high energy

hadronic processes

– They can allow distinction between

hadronic and leptonic acceleration

mechanisms

Absorption lenght of CR in the Universe

Giorgio Riccobene (“Astronomia a neutrini con km3 sott’acqua e sotto il ghiaccio)

QuickTime™ e undecompressore TIFF (Non compresso)

sono necessari per visualizzare quest'immagine.

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ANTARES is installing a 0.1 km2 demonstrator detector close to Toulon

~70 m

14.5 m

to be deployed by 2005-2007

Line 1 deployed

Feb. 2006

Real Data: atmospheric

muons reconstructed

• The average depth is 3500 m, the distance from shore is 100 km.

• It is located in a wide abissal plateu far from shelf breaks and geologically stable.

• Optical properties of deep sea water are the best measured among investigated sites (absorption length close to optically pure water astro-ph\0603701)

• Optical background is low (25 kHz on 10’’ PMT at 0.5 s.p.e. threshold) and mainly due to 40K decay since the bioluminesce activity is extremely low.

• Underwater currents are very low (2.5 cm/s) and stable.

NEMOThe NEMO Collaboration is dedicating a special effort in:

• search, characterization and monitoring of a deep sea site adequate for the

installation of the Mediterranean km3;

• development of technologies for the km3 (technical solutions chosen by

small scale demonstrators are not directly scalable to a km3).

The NEMO Collaboration is dedicating a special effort in:

• search, characterization and monitoring of a deep sea site adequate for the

installation of the Mediterranean km3;

• development of technologies for the km3 (technical solutions chosen by

small scale demonstrators are not directly scalable to a km3).

1 particella m-2 s-1

Knee1 particella m-2 anno-1

Ankle1 particella km-2 anno-1

Andrea Chiavassa(‘I raggi cosmici di alta e ultra alta energia”)

Ipotesi sulla natura del Ginocchio

•Meccanismi di Tipo Astrofisico- Limite nei processi di accelerazione in sorgenti galattiche?- Diffusione dei primari nella propagazione entro campi magnetici galattici?•Cambiamento nei meccanismi di interazione dei primari con i nuclei atmosferici

Spettro della componente “leggera” e “pesante” dei primari

KASCADESolo lo spettro ottenuto congli eventi “electron rich” mostra il cambiamento di pendenza

MACRO -EAS-TOPL = p + HeH = Mg + Fe

Macro EAS TOP

Cascata em

Risultati Principali e Prospettive

1015 eV < E < 1018 eV• Ginocchio osservato negli spettri di tutte le componenti degli EAS• Ginocchio dovuto al cambio di pendenza della componente leggera dei

primari (senza dimenticare Tibet AS)

• Composizione chimica dei primari cresce all’aumentare dell’energia

• Sviluppi futuri: – ricerca del ginocchio della componente pesante dei raggi cosmici– Modelli di interazione (inel, K, ......)

indirect observation (EAS)

direct observation

(1 particle per km2--century)

many joules inone particle

UHECR

Daniel De Marco (“Fisica dei raggi cosmici di altissima energia: aspetti teorici”)

propagation of UHECRs: protons• redshift losses

• pair production (Eth ~ 5x1017 eV) pUHE +CMB N + e+ + e-

• pion production (Eth ~ 7x1019 eV) pUHE +CMB N + high inelasicity (20 – 50%)

GZK suppression: loss length @ 5x1019 eV = 1 Gpcloss length @ 1020 eV = 100 Mpc

loss lengths

Pierre Auger Observatory

Surface Array 1600 detector stations 1.5 km spacing 3000 km2

Fluorescence Detectors 4 Telescope enclosures 6 Telescopes per

enclosure 24 Telescopes total

Energy DeterminationThe energy converter:

Compare ground parameter S(1000) with the fluorescence detector energy.

Transfer the energy converter to the surface array only events.

Log S(1000)

Log (E/EeV)

10EeV

1 EeV

Hybrid EventsStrict event selection: track length >350g/cm2 Cherenkov contamination <10%

Uncertainty in this rule increases

from 15% at 3 EeV

to 40% at 100 EeV

AGASAHiResAuger

AGASAHiResAuger

Prospettive E>1018 eV

• Aumentare la statistica (Auger…)

• Migliorare la conoscenza degli errori sistematici nella determinazione dell’energia

• Composizione

• Anisotropie (su un ampio range di energia e in tutto il cielo, i.e Auger Nord)

• Ricerca di Sorgenti