Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Pobieranie prezentacji. Proszę czekać

Mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 1 Plan Dlaczego neutrina są interesujące Źródła neutrin i kinematyka fotoprodukcji Detektory i Promieniowanie.

Podobne prezentacje


Prezentacja na temat: "Mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 1 Plan Dlaczego neutrina są interesujące Źródła neutrin i kinematyka fotoprodukcji Detektory i Promieniowanie."— Zapis prezentacji:

1 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 1 Plan Dlaczego neutrina są interesujące Źródła neutrin i kinematyka fotoprodukcji Detektory i Promieniowanie Czerenkowa Duże detektory AMANDA ANTARES BAIKAŁ NESTOR Jeszcze większy detektor – ICE CUBE Własności

2 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 2 Badanie WszechświataFotony a neutrina Większość naszej wiedzy o Wszechświecie pochodzi z badania fotonów Badanie foton ów ma zaletytrwałe Są one neutralne obficie produkowane łatwe w detekcji w szerokim zakresie energii Badanie fotonów ma wady Gorące gęste ośrodki w których następują procesy spalania w gwiazdach, lub jądra AGN są dla fotonów całkowicie nieprzezroczyste dla fotonów i bezpośrednie badania tych ośrodków przy ich pomocy nie jest możliwe. Fotony ze Słońca pochodzą z fotosfery odległej od jądra w którym następuje spalanie wodoru. Fotony wysokiej energii oddziaływają z CMBR (efekt GZK) co niweczy możliwość badań odległości większych od 100 Mpc przy pomocy fotonów o energii większej od 10 TeV

3 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 3 Badanie WszechświataFotony a neutrina Informację O wnętrzach obiektów astrofizycznych W szerszym zakresie energii W szerszym zakresie odległości można otrzymać badając sondę Neutralną, by nie wyczuwała działania międzygwiezdnych pól magnetycznych Trwałą, by docierała z dużych odległości Słabo oddziaływującą, by przenikała rejony nieprzezroczyste dla fotonów Jedynym znanym kandydatem jest neutrino

4 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 4 Neutrinaprzechodzenie przez Wszechświat Nie podlega absorpcji w czasie przechodzenia przez Wszechświat Nie oddziaływają z polami magnetycznymi Nie ulęgają opóźnieniu (masa ~= 0) Wskazują na kierunek źródła Montanet Badanie neutrin kosmicznych zahacza o Fizykę cząstek – Własności neutrin oscylacje neutrin, Astrofizykę cząstek, poszukiwanie ciemnej materii neutralin Astronomię

5 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 5 Źródła astrofizyczne neutrina o bardzo szerokim widmie energii Neutrina reliktowe - Kosmologia przewiduje istnienie podobnego do CMBR tła niskiej energii neutrin, ( ~1.9 K), bardzo trudnego w obserwacji o energii rzędu MeV, powstają w procesach termojądrowych zachodzących w gwiazdach znane i obadane słoneczne przejściu jądra żelaza w gwiazdę neutronową w wybuchu SN produkuje impuls neutrin różnych zapachów, energie ~10 keV (znana jedna jedyna SN 1987A) wysokich (bardzo) energii, powstałe w z rozpadu oraz / lub które są produkowane w oddziaływaniach CR – procesach Fotoprodukcji hadron - foton Oddziaływaniach hadron - hadron. a

6 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 6 Skala energiidla przypomnienia 10 3 eV1 keV kilo 10 6 eV1 MeV mega 10 9 eV1 GeV giga eV1 TeV tera eV1 PeV peta eV1 EeV exa eV1 ZeV zetta

7 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 7 Neutrinawidmo energetyczne oraz detekcja montanet Zakres energiiproces obserwacja 2*10 -4 eV neutrina reliktowe MeV neutrina słoneczne i SN SK, SNO,… GeV-TeV: Neutrina Atmosferyczne / Detektory czerenkowa astrofizyczne Wodne / lodowe AMANDA, BAIKAL, ANTARES, NESTOR TeV-PeV: astrofizyczne1 km3. ICE CUBE EeV: EeVCR przy energii obcięcia GZK AUGER, HiRes, EUSO, poziome i wychodzące z OWL Ziemi kaskady.

8 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 8 Źródła astrofizyczne neutrinbardzo wysokiej energii Źródła astrofizyczne neutrin HE Astrofizyczne źródła HE neutrin nie były zaobserwowane bezpośrednio. Ich istnienie byłoby konsekwencją własności promieniowania kosmicznego Promieniowanie kosmiczne to protony z domieszką ciężkich jąder. Widmo energii dane jest przez E -, rozciąga się do HE, obserwowane E ~10 20 eV. Niezależnie od natury źródła, przyspieszenie protonów do tak wysokich energii prowadzi do fotoprodukcji pionów Piony te rozpadną się na fotony i neutrina Neutrina zapamiętają kierunek źródła Obserwacja HE protonów pozwala oczekiwać że istnieją neutrina HE Mechanizm powstawania HECR nie jest dokładnie znany, proponowane są procesy zachodzące w SNR AGN GRB (Źródła punktowe) koincydencja kierunku czasu krótkie okno czasowe background free?

9 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 9 /MainCourse/Spiering1.pdf Powstawanie neutrin

10 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 10 NeutrinaKinematyka (foto)produkcji) neutrin przez promieniowanie kosmiczne Protony o energii powyżej progu na produkcję pionów tracą swoja energię w czasie krótszym od wieku Wszechświata. (dla protonów o energii eV jest to czas rzędu < lat). Zakładając że protony wysokich energii są produkowane przez źródła pozagalaktyczne (z częstością obserwacji UHECR) straty energii protonów na produkcję pionów powodują powstanie strumienia neutrin o intensywności ~granicy Waxmana*). Większość pionów jest produkowanych rezonansowo przez, neutrina mają energię ~5 % energii protonów. *) Waxman and Bahcall (WB) (Waxman and Bahcall 1999; Bahcall and Waxman 1999) pointed out that the observed cosmic ray at high energies implies an upper bound on the high-energy astrophysical neutrino The latter is produced by the parent cosmic ray particles through pion production. Smoth_

11 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 11 NeutrinaKinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK Greisen, Kusmin, Zatsepin Cząstki tracą energię rozpraszając się na cząstkach tła Protonyp + 3 K + N E p > eV Fotony 3 K e- + e+ E > eV Neutrina 2 K W/Z + X E > eV Źródło - Obiekt mojego zainteresowania Częstość produkcji 0 oraz jest związana p p p n,

12 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 12 Powstawanie NeutrinaKinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK Jaka jest energia pierwotnego protonu promieniowania kosmicznego E p Jaka jest energia fotonu E energia progowa s ½ = m p + m aby w reakcji fotoprodukcji powstała, E p E = ¼( m 2 – m 2 p ) E p E = ¼ (2m p m + m 2 ) m p = 10 9 eV m = 10 8 eV E p ~5*10 20 eV E (2.7 K)~10 -4 eV

13 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 13 NeutrinaKinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK S = (E P + E ) 2 - (p p_ - p ) 2 = m 2 = (m p + m p ) 2 próg S 1/2 ~ E p = s 1/2 /m w CMS p pion wynosi ~20% energii protonu neutrino wynosi ~5% energii protonu Widmo energii neutrin zależy zarówno od widma fotonów jak i protonów.

14 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 14 Guetta 1 Waxman Nobel NeutrinaKinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne

15 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 15 NeutrinaKinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne, wg Waxmanna

16 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 16 Strumień neutrinźródło / detektor Produkcja neutrin e ) : : Strumień UHE neutrin po dotarciu do Ziemi (duże L) e ) : (zakładając maksymalne mieszanie, mało czułe na wartość m 2 ) Specjalna rola przy wysokich energiach

17 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 17 Neutrina p + e, produkcja e ) : : = 1 : 2 : 0 obserwacja na Ziemi e ) : = 1 : 1 : 1 Dla E>100 TeV tylko mogą przejść przez Ziemie źródła Oscylacje – powstaje

18 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 18 E, eV ouches/Proceedings/Mai nCourse/Spiering1.pdf MACRO SuperK Amanda Antares Baikal Nestror Nemo Auger EUSO… Detektory masa energia

19 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 19 Oddziaływania neutrinKształty sygnału (kaskad) dla oddziaływań neutrin CC – NC - tła Oddziaływania CC e -> e : kaskada elektromagnetyczna nałożona na hadronową -> : kaskada hadronowa i przesunięta elektromagnetyczna Oddziaływania NC: e -> brak leptonu naładowanego, tylko kaskada hadronowa Tło mionowe – kaskada elektromagnetyczne CC mion + kaskada hadrnowa τ neutrino regeneration (double structure) will be visible in IceCube

20 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 20 POMIARkomentarz Kaskady hadronowe i elektromagnetyczne Pomiar kaskad pozwala na: Badanie oscylacji e, -> Lepszy pomiar energii E Zmniejszenie tła promieniowania kosmicznego Kąt bryłowy Pomiar trudny z pełnego kąta bo tło atmosferycznych Dla E > 100 TeV Ziemia jest przezroczysta tylko dla

21 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 21 SYGNAŁ – oddziaływania neutrin detekcja z wykorzystaniem promieniowanie Czerenkowa Rejestracja oddziaływań neutrin oddziaływania CC – rejestracja mionu Reakcja X - > X przypomnienieHulth Pomiar mionu powstałego w oddziaływaniu CC Mion śledzi kierunek neutrina ~ (E/TeV) -0.5 W lodzie zasięg mionu może być rzędu kilometrów mion neutrino

22 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 22 Zasada pomiaruefekt Czerenkowa - Sygnał od cząstki naładowanej – np..mionu Promieniowanie Czerenkowa - cząstka naładowana poruszająca się z prędkością > od prędkości światła w ośrodku powoduje powstawanie fali uderzeniowej światła Podstawowe zależności cos = 1/(n ) = v/c, n= współczynnik załamania

23 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 23 Zasada działania Czas przyjścia sygnału wyznacza kierunek cząstki - Amplituda sygnału wyznacza energię cząstki Zasada pomiary Rejestracja światła Czerenkowa przez macierz fotopowielaczy fotopowielacze

24 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 24 Zasada pomiaruObserwacja neutrin lecących z dołu

25 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 25 neutrino mion powierzchnia Ziemi Zasada pomiaruObserwacja neutrin lecących z dołu Fotowielacze czyli PM, czasem OM : Optical Module Pomiar - Czas przylotu wyznacza kierunek Amplituda sygnału wyznacza energię

26 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 26 NeutrinaLiczba oddziawań / jednostkę czasu / jednostkę powierzchni STRUMIEŃ * PRZEKRÓJ CZYNNY * TRANSMISJA W ZIEMI BERNARD Strumień neutrin Prawdopodobieństwo powstania mierzalnego mionu (Em > Emin) Przezroczystość Ziemi dla neutrin Obserwacja CC neutrin mionowych w obszarze TeV wymaga detektorów o powierzchni rzędu km2 migneco

27 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 27 SYGNAŁ źródło neutrin Bernard mechanizm przyspieszania i tarcza Rozciągłe, gwarantowane Z płaszczyzny Galaktyki Z atmosfery Z promieniowania reliktowego Punktowe ze Słońca Galaktyczne, prawdopodobne SNR Podwójne gwiazdy – gwiazda neutronowa akreujaca sąsiada Pozagalaktyczne, prawdopodobne AGN GRB nieznane

28 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 28 Rejestracja neutrin detektory / stan obecny Obserwacja CC neutrin mionowych w obszarze TeV wymaga detektorów o powierzchni rzędu km 2. Takich na razie nie ma ale są projekty, Istnieją 4 teleskopy o (dużo) mniejszej powierzchni –. Rejestrują promieniowania Czerenkowa mionów. Testowana zasada działania. tarczagłębokośćPM, liczba AMANDA (lód)2000 m, 1997 : AMANDA-B : 10 lini, ~ 300 PM Antarktyka 2000 : AMANDA-II : 19 lini, ~ 700 PM 2008 : ICECUBE : ~ 80 lini, ~ 5000 PM BAIKAŁ(woda)1100 m, 1998 :NT200 8 lini, ~ 200 PM NT200+ ANTARES (woda) 2400 m, 2003 : ~ 10 lini, ~ 1000 PM NESTOR (woda)3800 m, faza R&D 1 pętla, 168 PM, Morze Śródziemne

29 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 29 Badanie oddziaływań neutrin kosmicznych pokrycie nieba przez istniejące detektory Potrzebne detektory na OBU półkulach Dla redukcji tła atmosferycznego rejestrowane są neutrina przechodzące przez Ziemię CarrAubert

30 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 30 ANTARES 900 PM

31 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 31 ANTARES

32 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 32 ANTARES, głębokość 2400mOM optical module tutaj – fotopowielacz Antares horneffer ANTARES nie ma jeszcze wyników Ma rozkład kątowy z atmosfery Jest w fazie montażu i testów, pełny detektor w 2004 (250 z 900 OM zamontowanych w X 2004) talks/originals/cartwright.ppt Thwww.if.uj.edu.pl/acta/vol36/pdf/v36p0 509.pdf montaruli

33 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 33 BAIKAŁ NT200zamarza w zimie OM OM -8 linii-192 Optical Module-koincydencje par czyli 96 punktów w przestrzeni - kalibracja N-laserem- timing~ 1 nsec PM patrzyły w górę i w dół, teraz tylko w dół. (thesis ) Efektywna powierzchnia dla 1TeV: ~ 2000 m² (zmienna w funkcji energii od 1000 do 5000 m 2 ) brak sygnału koincydencji z GRB Rhode www- ik.fzk.de/~katrin/atw/Session2/Rhode/Acr9E4.pdf OM czyli PM

34 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 34 BAIKAŁ NT200Widmo mionów w funkcji głębokości porównanie z MC oraz innymi eksperymentami Próg niższy niż AMANDA bin/citations?id=oai:arXiv.org:astro- ph/

35 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 35 BAIKAŁ NT200rozkład kątowy quarks.inr.ac.ru/proceedings/Experiment/dzhilkibaev.pdf Here we present selected results obtained from data taken in (780 live days).

36 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 36 BAIKAŁ NT200celowanie quarks.inr.ac.ru/proceedings/Experiment/dzhilkibaev.pdf

37 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 37 BAIKAŁ planowany upgrade NT 200+ W najbliższych latach upgrade NT200 do 10 Mton (NT200 +) Oczekiwana czułość 3.5 · 10 7 cm 2 s 1 sr 1 GeV dla rozmytych źródeł w zakresie energii 10 2 TeV ÷10 5 TeV. NT-200+ będzie badać AGN, GRB Inne źródła Neutrina powstałe w Galaktyce HE atmosferyczne miony z E µ > 10 TeV.. Two of three outer strings where deployed, and electronics, data acquisition and calibration systems for NT-200+ have been tested in March 2004.

38 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 38 BAIKAŁ planowany upgrade do 10 Mt NT Istniejący NT200 3 nowe ramiona odległe o 100 m od starego

39 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 39 NESTOR Pylos (Grecja) Podstawowa jednostka jest heksagon sztywny tytanowy o średnicy 32 m Koniec każdego ramienia jest wyposażony w 2 PM, jeden patrzy w górę drugi w dół.. Dla światła o λ = 460nm długość absorpcji w wodzie wynosi 55m. s/MainCourse/Spiering1.pdf 220m

40 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 40 NESTORrozmieszczenie PM w gwiazdę R=42 cm Osłona od ziemskiego pola magnetycznego

41 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 41 NESTORRozkład kąta zenitalnego mionów głębokość 4000m 0 Kąt zenitalny 180 Dane głębokość 4000m MC 1/N dN/dcos Najnowsza praca z NESTORa (2004) /epjc/pdf/2004/19/10052S956.pdf

42 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 42 Rozwój AMANDY 1993 AMANDA A 1998 AMANDA B OM 2000 AMANDA II 677 OM ICE CUBE ~8000 OM amanda.berkeley.edu/scheme/ama nda-ii.pdf Aubert Powierzchnia lodu, Biegun Południowy głębokość

43 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 43 AMANDAII Hulth Fotopowielacze: Hamamatsu 20 cm 14 dynod Wzmocnienie 10 9 Próg 50 GeV Efektywna powierzchnia 10 4 m 2 dla 1 TeV Thesis = 200m

44 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 44 AMANDA Analiza Dane z AMANDA II A-II jest znacznie większa niż AMANDA-B10 – oczekiwana większa liczba przypadków – lepsza zdolność kątowa rozdzielcza w okolicy horyzontu – lepsza efektywność rejestracji mionów i kaskad od 2002 początkowa rekonstrukcja w czasie rzeczywistym wstępne wyniki – Atmosferyczne neutrina jest to test beam oczekiwane ~5 czystych /dzień z prostymi warunkami wyboru poszukiwanie – źródeł Diffuse w oddziaływaniach (kaskadach i mionach) – źródeł punktowych (Point source) – GRB

45 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 45 AMANDAII Widmo energii neutrin atmosferycznych zrozumienie detektora promienie kosmiczne – test beam E Strumień neutrin

46 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 46 nie obserwuje się gromadzenie się punktów Stałe źródła punktowe Rozkład zgodny z atmosferycznymi AMANDA mapa nieba w neutrinach

47 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 47 AMANDA strumień neutrin wstępne wyniki Mieszanie zapachów: Sygnał kaskada elektromagn. / hadronowa wewnątrz detektora Dane: 197 dni (2000) E > 10 PeV: Ziemia staje się nieprzezroczysta dla Sygnał UHE neutrin: horyzontalne przypadki BAIKAŁ E 2 e + + ) ~ 1.3*10 -6 cm 2 s 1 sr 1 GeV

48 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 48 Wyniki AMANDY IIpodsumowanie Obserwacja atmosferycznych µ oraz - zgodność z Frejus Niestety nie widzi Zwiększonego strumienia HE neutrin Źródeł punktowych GRB WIMPów Monopoli SN SNR Mierzy granice strumieni Ogranicza modele teoretyczne

49 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 49 ICE CUBE możliwości - zakres energii Thesis ICE CUBE jest przewidziany do rejestracji wszystkich zapachów w zakresie energii 10 7 eV ( z wybuchów SN) do eV Miony mogą być rejestrowane powyżej energii eV Kaskady wywołane przez e, anty e, i anty zostaną rekonstruowane dla energii powyżej eV Przypadki z produkcją identyfikowane powyżej PeV O detekcji neutrin z SN

50 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 50 ICE CUBE planowany na lata ~ atmosferycznych/ rok

51 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 51 AMANDA / ICE CUBE rejestracja neutrin z wybuchu SN Próg energetyczny na pojedyncze oddziaływanie jest wysoki, Neutrina oraz antyneutrina z SN mają energie ~kilkunastu MeV AMANDA charakteryzuje się niskim tłem (~kilkuset Hz) Wybuch SN jest sygnalizowany przez reakcję anty e + p -> e + + n Kaskady e+ są rejestrowaną jako jednoczesne krótko trwające podniesienie się poziomu tła w poszczególnych pojedynczych PM Przejście przez detektor strumienia niskoenergetycznych neutrin w czasie sekund będzie rejestrowane jako wzrost liczby zliczeń w pojedynczych optycznych modułach Wybuch SN jest obserwowany jako jednoczesne pojawienie się sygnałów czerekowa od e+ czyli wzrost krótkotrwały częstości tła ponad wartość średnią

52 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 52 Efekt powinien być widoczny już w istniejącej AMANDZIE AMANDA / ICE CUBE rejestracja z wybuchów SN To jest mini kaskada z e +

53 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 53 rhode AMANDA i ICE CUBE Rejestracja wybuchów SN 30 kpc Poszukiwanie sygnału z wybuchu SN – symulowany wzrost tła w detektorze ICE CUBE. Wybuch SN nastąpił w centrum GALAKTYKI. czas rate 10 sec Widoczny fragment Galaktyki

54 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 54 Czułość / liczba oddziaływań Atmospheric : TeV Cosmological diffuse flux: ~10 events/year horneffer 50 oddziaływań / km 2 / rok BAIKAŁ 3 zapachy 2004

55 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 55 Różne charakterystyki kaskad Kaskady hadronowe i wywołane przez neutrina Neutrina tau – ich regeneracka

56 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 56 Rozróżnienie hadronów i neutrin kształt powstałej kaskady (Bertou) Hadrony oddziaływają we wierzchnich warstwach atmosfery. Dla kątów zenitalnych > 80 o odległość od maksimum kaskady do Ziemi wynosi ponad 100 km.. Na poziomie Ziemi elektromagnetyczna składowa kaskady już nie istnieje i pozostają jedynie miony wysokiej energii Czoło kaskady jest płaskie z R ~100 km i bardzo małym rozmyciem czasowym. (<50 ns). Neutrina oddziaływają głęboko w atmosferze i mogą zapoczątkować kaskadę w okolicy detektora. Jest to normalna aczkolwiek horyzontalna kaskada, z wygiętym czołem silna składową elektromagnetyczną i dużą dyspersją czasową cząstek. ( rzędu microsekund). Charakterystyki te mogą być podstawą rozróżnienia neutrin i hadronów. Kaskady produkowane przez taony są podobne do kaskad neutrinowych.

57 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 57

58 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 58 Rozróżnienie hadronów i neutrinkształt obserwowanegi EAS

59 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 59 Neutrina Przechodzenie przez Ziemie regeneracja ( Bottai orazxHalzen str 50) e oraz zostają praktycznie zaabsorbowane po 1 długości na oddziaływanie CC dla E n ~10 15 eV int CC ~R ziemi Leptony rozpadają się w locie (mają bardzo krótki czas życia) co zapewnia ich regeneracje:, Ziemia jest przezroczysta dla (anty ) do energii 1-10 EeV. (Fiorentino 35 TeV oraz 60 TeVw procesie regeneracji neutrino traci R ziemi > oddziaływanie energię atmosferaatmosfera Ziemia e e regeneracja

60 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 60 Poszukiwanie Pochodzenie 1.Oscylacje e ) : =1:1:1 2. Regeneracja 3. Oraz (?) anty e + e - W - Połowa jest konwertowana w przy maksymalnym mieszaniu *(bertou) BR = 10%

61 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 61 Regeneracja energia maleje Aubert

62 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 62 Obserwatorium AUGER poszukiwania (horyzontalnych ) W oddziaływaniach Neutrin horyzontalnych liczba procesów regeneracji jest ograniczona – najwyższa energia E ~E Użyte są 2 techniki 1/ detektor na powierzchni Ziemi o dużej powierzchni do badania rozkładu gęstości cząstek produkowanych w Exetesive Air Showers Są to wodne czerenkowy ( w liczbie 1600 po 10 m 3 wody) rozłożone na powierzchni 3000 km 2 (na każdej półkuli) 2/ detektor do badania podłużnego rozwoju kaskady przez obserwację światła fluorescencyjnego molekuł N wzbudzanych przez cząstki EAS. Bertou

63 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 63 Obserwatorium AUGERtaony Produkcja w Ziemi Rozpad

64 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 64 Detekcja tau

65 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 65 Podsumowanie F Halzen Astronomia wymaga detektorów ~ km 2 AMANDA jest dowodem że takie mogą działać ICE CUBE będzie w skali km 3

66 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 66


Pobierz ppt "Mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii 1 Plan Dlaczego neutrina są interesujące Źródła neutrin i kinematyka fotoprodukcji Detektory i Promieniowanie."

Podobne prezentacje


Reklamy Google