detekcja neutrin wysokich energii

detekcja neutrin wysokich energii
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 nt mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Badanie Wszechświata Fotony a neutrina Większość naszej wiedzy o Wszechświecie pochodzi z badania fotonów Badanie foton ów ma zalety trwałe 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 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Badanie Wszechświata Fotony 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 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Neutrina przechodzenie 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 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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 n 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 p oraz / lub m które są produkowane w oddziaływaniach CR – procesach Fotoprodukcji hadron - foton Oddziaływaniach hadron - hadron. a mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Skala energii dla przypomnienia 103 eV 1 keV kilo 106 eV 1 MeV mega 109 eV 1 GeV giga 1012 eV 1 TeV tera 1015 eV 1 PeV peta 1018 eV 1 EeV exa 1021 eV 1 ZeV zetta mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Neutrina widmo energetyczne oraz detekcja montanet Zakres energii proces 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: astrofizyczne 1 km3. ICE CUBE • EeV: EeV CR przy energii obcięcia GZK AUGER, HiRes, EUSO, poziome i wychodzące z OWL Ziemi kaskady mhs 2005 detekcja neutrin wysokich 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-a, rozciąga się do HE, obserwowane E ~1020 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”? Źródła astrofizyczne neutrin bardzo wysokiej energii mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Powstawanie neutrin mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Neutrina Kinematyka (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 1020 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 D, 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_ mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK Greisen, Kus’min, Zatsepin Cząstki tracą energię rozpraszając się na cząstkach tła Protony p + g 3 K  D  p + N Ep > eV Fotony g + g 3 K  e- + e Eg > 1015 eV Neutrina n + n 2 K  W/Z + X En > eV p + g  p0 + p p + g  p+ + n, Źródło n - Obiekt mojego zainteresowania Częstość produkcji p0 oraz n jest związana mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Powstawanie Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK Jaka jest energia pierwotnego protonu promieniowania kosmicznego Ep Jaka jest energia fotonu Eg energia progowa s ½ = mp + mp aby w reakcji fotoprodukcji powstała D , EpEg = ¼( m2D – m2p ) EpEg = ¼ (2mpmp + m2p) mp = 109 eV mp = 108 eV Ep ~5*1020eV Eg (2.7 K)~10 -4eV mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK S = (EP + Eg)2 - (pp_- pg)2 = mD2 = (mp + mp)2 próg S1/2 ~ Ep g = s1/2 /mD w CMS Ep / Ep ~1/5 pion wynosi ~20% energii protonu neutrino wynosi ~5% energii protonu Widmo energii neutrin zależy zarówno od widma fotonów jak i protonów. mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

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

Strumień neutrin źródło / detektor Produkcja neutrin F(ne) : F(nm) : F(nt) = 1 : 2 : 0 Strumień UHE neutrin po dotarciu do Ziemi (duże L) F(ne) : F(nm) : F(nt) = 1 : 1 : (zakładając maksymalne mieszanie, mało czułe na wartość Dm2) Specjalna rola nt przy wysokich energiach mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Neutrina p + g D p n e, m produkcja F(ne) : F(nm) : F(nt) = 1 : 2 : 0 obserwacja na Ziemi F(ne) : F(nm) : F(nt) = 1 : 1 : 1 Oscylacje – powstaje nt źródła Dla E>100 TeV tylko nt mogą przejść przez Ziemie mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Detektory masa energia Auger EUSO… Amanda Antares Baikal Nestror Nemo MACRO SuperK En, eV mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

POMIAR komentarz Kaskady hadronowe i elektromagnetyczne Pomiar kaskad pozwala na: Badanie oscylacji n e, m -> n t Lepszy pomiar energii En Zmniejszenie tła promieniowania kosmicznego Kąt bryłowy Pomiar nm trudny z pełnego kąta bo tło m atmosferycznych Dla En > 100 TeV Ziemia jest przezroczysta tylko dla nt. mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

SYGNAŁ – oddziaływania neutrin detekcja z wykorzystaniem promieniowanie Czerenkowa Rejestracja oddziaływań neutrin oddziaływania CC – rejestracja mionu Reakcja nm X - > m X’ przypomnienie Hulth mion neutrino Q < 10 Pomiar mionu powstałego w oddziaływaniu CC Mion śledzi kierunek neutrina Q n m ~ 1.50 (E/TeV)-0.5 W lodzie zasięg mionu może być rzędu kilometrów mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Zasada pomiaru efekt 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 q b Podstawowe zależności cos q = 1/(nb) b = v/c, n= współczynnik załamania mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

Zasada pomiaru Obserwacja neutrin lecących z „dołu” mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

Neutrina Liczba 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 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Rejestracja neutrin detektory / stan obecny Obserwacja CC neutrin mionowych w obszarze TeV wymaga detektorów o powierzchni rzędu km2. Takich na razie nie ma ale są projekty, Istnieją 4 teleskopy o (dużo) mniejszej powierzchni –. Rejestrują promieniowania Czerenkowa mionów. Testowana zasada działania. tarcza głębokość PM, liczba AMANDA (lód) 2000 m, : AMANDA-B : 10 lini, ~ 300 PM Antarktyka : AMANDA-II : 19 lini, ~ 700 PM 2008 : ICECUBE : ~ 80 lini, ~ 5000 PM BAIKAŁ (woda) 1100 m, :NT lini, ~ 200 PM NT200+ ANTARES (woda) 2400 m, : ~ 10 lini, ~ 1000 PM NESTOR (woda) 3800 m, faza R&D pętla, PM, Morze Śródziemne mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

ANTARES 900 PM mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

ANTARES mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

ANTARES, głębokość 2400m OM optical module tutaj – fotopowielacz Antares horneffer ANTARES nie ma jeszcze wyników Ma rozkład kątowy m 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/v36p0509.pdf montaruli mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

BAIKAŁ NT zamarza 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 m2) brak sygnału koincydencji n z GRB Rhode www-ik.fzk.de/~katrin/atw/Session2/Rhode/Acr9E4.pdf OM czyli PM mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

BAIKAŁ NT Widmo mionów w funkcji głębokości porównanie z MC oraz innymi eksperymentami Próg niższy niż AMANDA mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

BAIKAŁ NT200 rozkład kątowy m quarks.inr.ac.ru/proceedings/Experiment/dzhilkibaev.pdf Here we present selected results obtained from data taken in (780 live days). mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

BAIKAŁ NT celowanie m quarks.inr.ac.ru/proceedings/Experiment/dzhilkibaev.pdf mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

BAIKAŁ planowany upgrade NT 200+ W najbliższych latach „upgrade” NT200 do 10 Mton (NT200 +) Oczekiwana czułość 3.5 · 10−7cm−2s−1sr−1GeV dla rozmytych źródeł w zakresie energii 102 TeV ÷105 TeV. NT-200+ będzie badać AGN, GRB Inne źródła Neutrina powstałe w Galaktyce HE atmosferyczne miony z Eµ > 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”.„ mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

BAIKAŁ planowany upgrade do 10 Mt „NT 200+” Istniejący NT200 3 nowe ramiona odległe o 100 m od „starego” mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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. 220m mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

NESTOR rozmieszczenie PM w „gwiazdę” Osłona od ziemskiego pola magnetycznego R=42 cm mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

NESTOR Rozkład kąta zenitalnego mionów głębokość 4000m Najnowsza praca z NESTORa (2004) 1/N dN/dcos q Dane głębokość 4000m MC Kąt zenitalny mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

AMANDAII Hulth Fotopowielacze: Hamamatsu 20 cm 14 dynod Wzmocnienie 109 Próg 50 GeV Efektywna powierzchnia 104 m2 dla 1 TeV Thesis F = 200m mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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 n/dzień z prostymi warunkami wyboru poszukiwanie – źródeł „Diffuse” w oddziaływaniach n (kaskadach i mionach) – źródeł punktowych (Point source) – GRB mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

AMANDAII Widmo energii neutrin atmosferycznych zrozumienie detektora promienie kosmiczne – „test beam” Strumień neutrin En mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

AMANDA strumień neutrin wstępne wyniki Mieszanie zapachów: Sygnał kaskada elektromagn. / hadronowa wewnątrz detektora Dane: 197 dni (2000) En > 10 PeV: Ziemia staje się nieprzezroczysta dla nm Sygnał UHE neutrin: horyzontalne przypadki nm BAIKAŁ E2 F(ne + n m+ n t) ~ 1.3*10-6 cm−2 s−1 sr−1 GeV mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

ICE CUBE możliwości - zakres energii Thesis ICE CUBE jest przewidziany do rejestracji n wszystkich zapachów w zakresie energii 107 eV (n z wybuchów SN) do 1020 eV Miony mogą być rejestrowane powyżej energii 1011 eV Kaskady wywołane przez ne ,anty n e , nt i anty n t zostaną rekonstruowane dla energii powyżej 1013 eV Przypadki z produkcją t identyfikowane powyżej PeV O detekcji neutrin z SN mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

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 ne + 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 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

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

Czułość / liczba oddziaływań Atmospheric : TeV Cosmological diffuse flux: ~10 events/year horneffer BAIKAŁ 3 zapachy 2004 50 oddziaływań / km2/ rok mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

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. mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Rozróżnienie hadronów i neutrin kształt obserwowanegi EAS mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Neutrina Przechodzenie n przez Ziemie regeneracja nt (Bottai orazxHalzen str 50) ne oraz nm zostają praktycznie zaabsorbowane po 1 długości na oddziaływanie CC dla En ~1015 eV l int CC ~R ziemi Leptony t rozpadają się w locie (mają bardzo krótki czas życia) co zapewnia ich regeneracje: n t -> t -> nt -> t .. , Ziemia jest przezroczysta dla nt (anty ) do energii 1-10 EeV. (Fiorentino dla nm @ 35 TeV oraz anty 60 TeV w procesie regeneracji neutrino traci R ziemi > l oddziaływanie energię ne e atmosfera Ziemia regeneracja m t nm nt mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

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

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

Obserwatorium AUGER poszukiwania nt (horyzontalnych ) W oddziaływaniach Neutrin „horyzontalnych” liczba procesów regeneracji jest ograniczona – najwyższa energia t, Et ~En 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 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Obserwatorium AUGER taony Rozpad t Produkcja t w Ziemi mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Detekcja tau mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

Podsumowanie F Halzen Astronomia n wymaga detektorów ~ km 2 AMANDA jest dowodem że takie mogą działać ICE CUBE będzie w skali km3 mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

mhs 2005 detekcja neutrin wysokich energii

detekcja neutrin wysokich energii

Podobne prezentacje

Prezentacja na temat: "detekcja neutrin wysokich energii"— Zapis prezentacji:

Podobne prezentacje

О projekcie

Zwrotny adres

Wejść

Zaloguj się poprzez sieć społeczną:

detekcja neutrin wysokich energii

Podobne prezentacje

Prezentacja na temat: "detekcja neutrin wysokich energii"— Zapis prezentacji:

Podobne prezentacje

О projekcie

Zwrotny adres