poszukiwanie neutrin kosmicznych o najwyższych energiach
DESCRIPTION
Poszukiwanie neutrin kosmicznych o najwyższych energiach. Piotr Mijakowski. Plan wykładu. Wyskoenergetyczne neutrina. Metody detekcji. AMANDA. AMANDA – dotychczasowe wyniki. Źródła neutrin. eV. GeV. TeV. Wysokoenergetyczne neutrina. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
Poszukiwanie neutrin Poszukiwanie neutrin kosmicznych okosmicznych o najwyższych najwyższych
energiachenergiach
Piotr Mijakowski
• Wyskoenergetyczne neutrina
Plan wykładu
• Metody detekcjiAMANDA
• AMANDA – dotychczasowe wyniki
Źródła neutrin
TeV
GeV
eV
Źródło: arXiv:astro-ph/0203181, „Search for diffuse neutrino flux from astrophysical sources with MACRO”, The Macro Collaboration, 12 Marca 2002.
Wysokoenergetyczne neutrina
AGN
Jety
Czarna Dziura
Dysk Akrecyjny
• Neutrina oddziałują słabo, N ~ 10-44 cm2,
odpowiada to średniej drodze swobodnej
(w wodzie) ~ 3 000 lat świetlnych
Detekcja neutrin
• PRZEKRÓJ CZYNNY ROŚNIE Z ENERGIĄ !!!
• Promieniowanie Czerenkowa
- Cząstka naładowana elektrycznie, v > c/n
- Stożek: cosθ = c/(vn)
- Wartość progowa: ~ 1.5 M
neutrino
mion
Stożek prom.
Czerenkowa
Detektor
oddziaływanie
Sporadycznie, neutrino może oddziaływać z atomami ośrodka
Mion emituje niebieskie światło, któremoże zostać zarejestrowane przez detektor
W wyniku oddziaływania może powstać mion (elektron, tau)
LC-130 Hercules
South Pole1995 – 4 struny
1997 - Amanda-B10:
10 strun, 302 moduły optyczne
r = 60 m
130 dni pracy
200 atm, 1-2 atm/dzień
2000 – Amanda II:
19 strun, 677 modułów optycznych
r = 100 m
~ 4 atm/dzień
Obecnie:
24 struny, 750 modułów optycznych
3000 zarejestrowanych przypadków neutrin
+ + NN + + XX
Oddziaływanie CC Oddziaływanie CC (charged current) dla mionu:(charged current) dla mionu:
50 m
Kosmiczne neutrina?
Lifetime: 130 days
Observed Data
Predicted Atm. Neutrinos
Triggered 1,200,000,000 4574
Reconstructed up-going 5000 571
Pass Quality Cuts 204 273
Neutrina atm.(): 60/dzieńMiony atm.: 8.6*106/dzień
Źródło: Francis Halzen (AMANDA Collaboration), dane z 1997 roku (Amanda-B10)
Diffuse flux
AMANDA II (with 3 years data):~ 10 X higher Sensitivity
Diffuse flux muon neutrinos
3·103 – 106 GeV:
E2 (E) < 8.4 10-7
GeV-1 cm-2 s-1 sr-1
Spodziewane ograniczenie (dane z 2000 r) :~ 3 10-7 GeV-1 cm-2 s-1 sr-1
Źródło: Tsukuba. lipec 2003; arXiv:astro-ph/0306536, czerwiec 2003.
Źródła punktoweAmanda II
697 zarejestrowanych przypadków nad horyzontem
niebo podzielone na 300 obszarów (bins): (~7°x7°)
rozdzielczość kątowa detektora ~2,4°
Źródło deklinacja nobs nb 1997 2000
SS433 5.0o 0 2.38 - 0.7
M87 12.4o 0 0.95 17.0 1.0
Crab 22.0o 2 1.76 4.2 2.4
Mkn 421 38.2o 3 1.50 11.2 3.5
Mkn 501 39.8o 1 1.57 9.5 1.8
Cyg. X-3 41.0o 3 1.69 4.9 3.5
Cas. A 58.8o 0 1.01 9.8 1.2
ograniczenie na strumień w jednostkach 10-8cm-2s-1
@ 90% CL
Źródła punktoweAmanda II
Źródło: arXiv:astro-ph/0309585, „Search for extraterrestrial point sources of neutrinos with AMANDA-II”, The Amanda Collaboration, 22 Września 2003.
Sygnał przy wyższych energiach?
increasing energy deposition
no indication of clustering also at higher energies !
Źródło: Francis Halzen (AMANDA Collaboration)
Podsumowanie
• neutrino astronomy
particle physics + astronomy = particle astronomy
• perspektywy: Icecube, Antares
• weryfikacja modeli teoretycznych
http://amanda.uci.edu http://icecube.wisc.edu http://antares.in2p3.fr
• wysokoenergetyczne neutrina kosmiczne – brak sygnału
South Pole
Dark sector
AMANDA
IceCubePlanned Location 1 km east
Skiway
South Pole
Dark sector
AMANDA
IceCube
IceCube:
80 struny, 4800 modułów optycznych do 2009 r.
obszar 1 km3
~ 300 neutrin atm./dzień
107 eV - 1020 eV (100 EeV)
Amundsen-Scott South Pole Station
South Pole
The Counting House
Koniec
Inne projekty
NESTOR Pylos, Greece
ANTARESANTARESLa-Seyne-sur-Mer, FranceLa-Seyne-sur-Mer, France
BAIKAL Russia
DUMANDDUMAND HawaiiHawaii
(cancelled 1995)(cancelled 1995)
AMANDA, South Pole, Antarctica
NEMOCatania, Italy
Northern hemisphere detectors
Baikal NT200
1100 m deepdata taking since 1998new: 3 distant strings
Antares Nestor
March 17, 20032 strings connected2400 m deepcompletion: start 2006
March 29, 20031 of 12 floors deployed4000 m deepcompletion: 2006
Glass sphere: NautillusGlass sphere: Nautillus
Photomultiplier: 10 inch HamamatsuPhotomultiplier: 10 inch Hamamatsu
Mu metal magnetic shieldMu metal magnetic shield
Active PMT baseActive PMT base
Optical ModuleOptical Module
Oddziaływanie Oddziaływanie CC CC dla dla neutrina neutrina eleelekktrtronowegoonowego lublub ta taonowegoonowego: :
(e,(e,,),) + N + N (e, (e, ) + X) + X
Oddziaływanie Oddziaływanie NC: NC:
xx + N + N xx + X + X
Kaskady
Produkcja kaskad
15 m
Detekcja e , ,
~ 5 m
Kaskady elektromagnetyczne i hadronowe
PeV (300m)
Przypadek taonowy
rozpad
symulacja
Kosmiczne neutrina?
Lifetime: 130 days
Observed Data
Predicted Atm. Neutrinos
Triggered 1,200,000,000 4574
Reconstructed up-going 5000 571
Pass Quality Cuts 204 273
Neutrina atm.(): 60/dzieńMiony atm.: 8.6*106/dzień
Źródło: Francis Halzen (AMANDA Collaboration), dane z 1997 roku (Amanda-B10)
Kaskady (dane 2000)