Poszukiwanie neutrin kosmicznych o najwyższych energiach

1. Poszukiwanie neutrin kosmicznych o najwyższych energiach Piotr Mijakowski

2. Plan wykładu Wyskoenergetyczne neutrina Metody detekcji AMANDA AMANDA – dotychczasowe wyniki

3. Źródła neutrin eV GeV TeV

4. Wysokoenergetyczne neutrina Źródło: arXiv:astro-ph/0203181, „Search for diffuse neutrino flux from astrophysical sources with MACRO”, The Macro Collaboration, 12 Marca 2002.

5. Czarna Dziura Dysk Akrecyjny AGN Jety

6. Detekcja neutrin • Neutrina oddziałują słabo, snN ~ 10-44cm2, odpowiada to średniej drodze swobodnej (w wodzie) ~ 3 000 lat świetlnych • PRZEKRÓJ CZYNNY ROŚNIE Z ENERGIĄ !!! • Promieniowanie Czerenkowa - Cząstka naładowana elektrycznie, v> c/n - Stożek: cosθ = c/(vn) - Wartość progowa: ~ 1.5 M

7. Sporadycznie, neutrinomoże oddziaływaćz atomami ośrodka W wyniku oddziaływania może powstać mion (elektron, tau) Stożek prom. Czerenkowa mion Detektor oddziaływanie Mion emituje niebieskie światło, które może zostać zarejestrowane przez detektor neutrino

8. LC-130 Hercules

10. South Pole 1995 – 4 struny 1997 - Amanda-B10: 10 strun, 302 moduły optyczne r = 60 m 130 dni pracy 200 natm, 1-2 natm/dzień 2000 – Amanda II: 19 strun, 677 modułów optycznych r = 100 m ~ 4 natm/dzień Obecnie: 24 struny, 750 modułów optycznych 3000 zarejestrowanych przypadków neutrin

11. 50 m Oddziaływanie CC (charged current) dla mionu: nm + N  m +X

12. Kosmiczne neutrina? Neutrinaatm.(): 60/dzień Miony atm.: 8.6*106/dzień Źródło: Francis Halzen (AMANDA Collaboration), dane z 1997 roku (Amanda-B10)

13. Diffuse flux Spodziewane ograniczenie(dane z 2000 r) : ~ 310-7 GeV-1 cm-2 s-1 sr-1 Diffuse flux muon neutrinos Źródło: Tsukuba. lipec 2003; arXiv:astro-ph/0306536, czerwiec 2003. 3·103 – 106 GeV: E2(E) < 8.410-7 GeV-1 cm-2 s-1 sr-1 AMANDA II (with 3 years data): ~ 10 X higher Sensitivity

14. Źródła punktoweAmanda II 697 zarejestrowanych przypadków nad horyzontem niebo podzielone na 300 obszarów (bins): (~7°x7°) rozdzielczość kątowa detektora ~2,4°

15. Źródła punktoweAmanda II ograniczenie na strumień w jednostkach10-8cm-2s-1 @ 90% CL Źródło: arXiv:astro-ph/0309585, „Search for extraterrestrial point sources of neutrinos with AMANDA-II”, The Amanda Collaboration, 22 Września 2003.

16. Sygnał przy wyższych energiach? no indication of clustering also at higher energies ! increasing energy deposition Źródło: Francis Halzen (AMANDA Collaboration)

17. Podsumowanie wysokoenergetyczne neutrina kosmiczne – brak sygnału weryfikacja modeli teoretycznych • neutrino astronomy particle physics + astronomy = particle astronomy perspektywy: Icecube, Antares http://amanda.uci.edu http://icecube.wisc.edu http://antares.in2p3.fr

18. South Pole Dark sector Skiway AMANDA IceCube Planned Location 1 km east

19. South Pole IceCube: 80 struny, 4800 modułów optycznych do 2009 r. obszar 1 km3 ~ 300 neutrin atm./dzień 107 eV - 1020 eV (100 EeV) Dark sector AMANDA IceCube

20. Amundsen-Scott South Pole Station South Pole

21. The Counting House

30. Koniec

32. Inne projekty ANTARES La-Seyne-sur-Mer, France BAIKAL Russia NEMO Catania, Italy DUMAND Hawaii (cancelled 1995) NESTOR Pylos, Greece AMANDA, South Pole, Antarctica

33. Antares Nestor March 17, 2003 2 strings connected 2400 m deep completion: start 2006 March 29, 2003 1 of 12 floors deployed 4000 m deep completion: 2006 Northern hemisphere detectors Baikal NT200 1100 m deep data taking since 1998 new: 3 distant strings

34. Optical Module Photomultiplier: 10 inch Hamamatsu Active PMT base Glass sphere: Nautillus Mu metal magnetic shield

35. Produkcja kaskad • Oddziaływanie CC dla neutrina elektronowegolub taonowego: (e,,) + N  (e, ) + X • Oddziaływanie NC: x + N  x + X Kaskady

36. Detekcjae , , Kaskady elektromagnetyczne i hadronowe  15 m ~ 5 m

37. Przypadek taonowy nt t PeVt(300m) rozpad t symulacja

38. Kosmiczne neutrina? Kaskady (dane 2000) Neutrinaatm.(): 60/dzień Miony atm.: 8.6*106/dzień Źródło: Francis Halzen (AMANDA Collaboration), dane z 1997 roku (Amanda-B10)