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Patrizii
‘Updates’ su IFAE’06, Pavia, 19-21 Aprile 2006 Sommario della Sessio Neutrini e Raggi Cosmici •Astronomia Gamma •Astronomia a Neutrini •Raggi Cosmici Carichi 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) Detectors in Gamma-Ray Astrophysics High Sensitivity HESS, MAGIC, CANGAROO,.. Large Effective Area Excellent Background Rejection (>99%) Low Duty Cycle/Small Aperture High Resolution Energy Spectra Studies of known sources Surveys of limited regions of sky Low Energy Threshold EGRET/GLAST Space-based (small area) “Background Free” Large Duty Cycle/Large Aperture Sky Survey (<10 GeV) AGN Physics Transients (GRBs) <100 GeV Andrew Smith 2005 ICRC, Pune India Large Aperture/High Duty Cycle Milagro, ARGO Moderate Area/Large Area (HAWC) Good Background Rejection Large Duty Cycle/Large Aperture Unbiased Sky Survey Extended sources Transients (GRB’s) MAGIC Image intensity Shower energy Image orientation Shower direction Image shape Primary particle HESS galactic plane survey Vincenzo Vitale (“Astronomia gamma con telescopi Cherenkov”) ) Sources > 6 sigma: 9 new, 11 total Sources > 4 sigma: 7 new Most sources: • Shell-type SNR • Pulsar-WindNebulae 330° • Unidentified • New objects The VHE γ ray sky 2005 + some additional sources in galactic plane. 1995 Mrk421 Mrk501 Crab Pulsar AGN RX J1713-3946 Discovered in 1996 in X-rays by the Roentgen Satellite (Rosat) Visible (Chinese Astronomers) February 27- March 28 AD 393 First evidence for particle acceleration in an SNR shell Milagro Paola Salvini (“Astronomia Gamma con esperimenti a copertura totale”) • 2600m slm (New Mexico) • Water Cherenkov Detector • 0.75o risoluzione angolare • Buona reiezione bkg rimane il 50% dei gamma scartando il 91% dei protoni • 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 rivela Bassa soglia in energia (qualche centinaio di GeV ) Elevato duty cycle (>95%) Grande campo visivo (~2 sr) e m g 8 meters 50 meters 80 meters MILAGRO ALL SKY SURVEY Vicinity of the Crab Crab significance 10.0s. Mrk421 significance 5.4s. Point in Cygnus Region at 5.9s. Cygnus Region Mrk421 Crab Cygnus Region Morphology •Convolve Cygnus region excess with Milagro PSF(0.75O). •Region shows resolvable structure. HEGRA detected TeV Source: TEV J2032_4130. PSF ARGO-YBJ collaboration (P. Salvini) 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 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 Giorgio Riccobene (“Astronomia a neutrini con km3 sott’acqua e sotto il ghiaccio) Why neutrino astronomy? 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 Absorption lenght of CR in the Universe QuickTime™ e un decompressore TIFF (Non compresso) sono necessari per visualizzare quest'immagine. QuickTime™ e un decompressore TIFF (Non compresso) sono necessari per visualizzare quest'immagine. ANTARES is installing a 0.1 km2 demonstrator detector close to Toulon Line 1 deployed Feb. 2006 to be deployed by 2005-2007 14.5 m ~70 m Real Data: atmospheric muons reconstructed NEMO 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). • 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. 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 1 particella m-2 s-1 Knee 1 particella m-2 anno-1 Ankle 1 particella km-2 anno-1 Spettro della componente “leggera” e “pesante” dei primari KASCADE Solo lo spettro ottenuto con gli eventi “electron rich” mostra il cambiamento di pendenza MACRO -EAS-TOP L = p + He H = Mg + Fe Cascata em Macro EAS TOP 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 ASg) • Composizione chimica dei primari cresce all’aumentare dell’energia • Sviluppi futuri: – ricerca del ginocchio della componente pesante dei raggi cosmici – Modelli di interazione (sinel, K, m......) Daniel De Marco (“Fisica dei raggi cosmici di altissima energia: aspetti teorici”) direct observation indirect observation (EAS) (1 particle per km2--century) UHECR many joules in one particle propagation of UHECRs: protons • redshift losses • pair production (Eth ~ 5x1017 eV) pUHE + gCMB N + e+ + e• pion production (Eth ~ 7x1019 eV) pUHE + gCMB N + high inelasicity (20 – 50%) GZK suppression: loss length @ 5x1019 eV = 1 Gpc loss 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 Determination The energy converter: Hybrid Events Strict event selection: track length >350g/cm2 Cherenkov contamination <10% Transfer the energy converter to the surface array only events. Log (E/EeV) Compare ground parameter S(1000) with the fluorescence detector energy. 10EeV Uncertainty in this rule increases from 15% at 3 EeV to 40% at 100 EeV 1 EeV Log S(1000) AGASA HiRes Auger 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