Ortvay Kollokvium Marx György Emlékelőadás A nagyenergiás neutrínók és kozmikus sugarak fizikája és asztrofizikája Mészáros Péter Pennsylvania State University
A neutrinónak tömege van: labor mérésekből, m(n e ) = [Σ i U ei 2 m 2 (n i ) ] 1/2 m(n e ) 2.2 ev (95% c.l., tritium β-bomlás) m(n m ) 19O kev (95% c.l., pion bomlás) m(n t ) 18,2 kev (95% c.l., tau bomlás, ALEPH) Kozmológiai hatásuk tágulásra, galaxisképzésre : 0,0005 d Ω n h 2 d 0,09 nem döntő, de: Az, hogy csak 3 fajta n van, döntő a nukleoszintézisre A tömeg elméleti következményei felmérhetetlenek: î Standard Modelen túli magyarázatra szorul
Neutrinó oszcillációk = 2 1 cos sin sin cos ν ν θ θ θ θ ν ν µ e Előbb csak két neutrinó esetére: q= neutrinó keveredési szög ) ( 1 ) ( 4 sin 2 sin 1 ) ( 4 2 2 2 µ µ µ µ µ ν ν ν ν θ ν ν = = P P ce L c m P e h És miután van három neutrinó íz (flavor):
A helyes kvantumszám a tömeg-sajátállapot, m 1, m 2, m 3, pld: n 1 =U 1e n e +U 1m n m + U 1t n t, a mérések a m ij2 =m i2 m j2 értékeket adják Mérések Nap n e : E~ 1-5 MeV (hiányuk: n e n m ) Atmoszférikus n m :~GeV (éj-nap: n m n t ) Labor: hasonló, de más energiák/távolság
Energia (ev) 1 TeV = 1 CERN Fluxus Optikai Rádio CMB GeV γ-sugár 400 mikrohullámú foton / cm 3
/ ν TeV források! kozmikus sugarak
10 3 TeV fotonok már nem érkeznek el hozzánk a galaxisunk szélétől a kis szabad úthosszuk miatt, amit az univerzális mikrohullámú háttér fotonjain való szórás okoz γ + γ e + + e - CMB
Kozmikus sugárzási spektrum Atmoszférikus neutrínók Extragalaktikus fluxus adja meg a skálát a kozmikus gyorsító modellhez
Kozmikus sugárzás spektrum és kompozició protonok galaktikus extragalaktikus nehéz nukleonok galaktikus anizotrópia könnyű nukleonok (p?) izotrópia
Gyorsítás fel 10 1021 ev ev -ig? ~10 2 Joules ~ 0.01 M GUT Nagy tömegsűrűségű térrészek vannak, melyekben a gravitációs erő relativisztikus töltött részecske áramokat kelthet, pld. Fekete lyukak/neutroncsillagok összeforrása Felrobbanó csillagok sűrű magjai Nagytömegű fekete lyukak
Alapjába elektromágneses probléma: a részecskék egy B asztrofizikai mágneses térben mozognak, v sebességgel, egy R távolságon keresztül, mely egy potenciál külömbségnek felel meg, vagyis egy feszültségnek Kihívás I : Gyorsitás
A gyanusítottak Mágneses térerősség (Gauss-ban) Távolság v. hossz
Gamma kitörések (GRB) Tömeg akkreció egy ~3-1O M Ÿ fekete lyukba Relativisztikus csóva Elektron gyorsitás lökéshullámokba (Mészáros, ARAA O2) Visszacsapodó lökéshullám
e -,p Gyorsitás Protonok Gyorsitás: Elektronok MeV g, hatékonyság: Energia veszteség Párkeltés GRB Utófény z-eloszlás
Kihívás II : Transzport (GZK) Probléma: 10 20 ev körül p,g CMB ütközések gyengitik a protonáramot
GZK : Források Aktív galaxisok talán (?) GRB-k valószinűleg : t diszperzió ~ 10 3 év (B/10-12 G) 2 (10 20 ev/e) 2 µ(d/100mpc) 2 (l B /10Mpc) A GRB-k megfigyelt rátája R GRB (z=0)~0.5/gpc 3 /év, N GRB (>10 20 ev) ~ 1-2/év/Auger (Miralda-Escudé, Waxman 96, Waxman O1)
GZK kozmikus sugarak: Fluxus és Spektrum Protonok Részecske spektrum Elektronok g foton spektrum Proton energia produkció g Energia produkció GRB utófény z-eloszlás Waxman 95
GZK adatok és A GRB model
Ultra-nagy energiájú kozmikus sugarak t 10 20 ev (GZK) energia ~ 4 cal ~ 17 J, ~ gyorsan dobott alma Föld felső atmoszférájába csapódik elektromágneses zápor, másodlagos töltött részecskék fotonok Detektálható a levegőbeli fluoreszencia és ionizáció meg Cserenkov fénye révén
Az Auger obszervatórium: 10 3.5 km 2 Északi Auger: Utah, USA Mindegyiknél: 16OO víz Cserenkov detektor 4 lég-fluoreszcencia távcső Déli Auger: Mendoza, Argentina
Pierre Auger UHECR Observatory Egy az 16OO víz Cserenkov detektorbol NSF és nemzetközi obszervatórium: Argentinai fele részben kész, északi: tervbe véve Tervezett terület: 3,000 km 2, érzékeny kozmikus sugár energiákra >10 20 ev (GZK) Terv: 1600 víz Cserenkov detektor, 11 kliter, 1.5 km távolság + 24 lég fluoreszc. távcső Jelenleg: 400 Cserenkov (35O km 2 ) & 8 lég fluoreszcencia távcső (O4 Julius) Más : tau-neutrinó mérések (vízszintes záporok, a földkérgen és Andes hegységen át)
AUGER Fluoreszcencia távcső szegmentált tükre és kamera (440 fotocső-pmt) Az Utah-i Légy Szem távcső elgondolása alapján Kiegészíti és elősegíti a talajmenti víz Cserenkov detektorok méréseit
Neutrinó nyalábok a földön Gyorsító Céltárgy Nyaláb iránya Mágneses terek n
Neutrinó nyalábok az égen Gyorsító Céltárgy Fekete lyuk Fotonok a fekete lyuk környezetében Nyaláb iránya Mágneses terek n
Függetlenül a kozmikus sugarak forrásátol, egy részük pionokat (és neutrinókat ókat) hoz létre a gyorsító elhagyjása közben, ill. után hadronikus ütközésekben a környező gázzal fotoprodukció révén a környező fotonokkal A kozmikus sugarak kölcsönhatnak a csillag, ill. galaxisok közti anyaggal meg a fénnyel akkor is, amikor elhagyták a forrástf Források: Áttetszőek: protonok ok (EeV kozm. sugarak) ) ~ fotonokok (TeV pont források) ) ~neutrin~ neutrinók Fedett források: csak neutrinók A gammákkal ellentétben, a neutrinók megmásíthatatlan bizonyítékot adnak a kozmikus sugarak gyorsításáról
Források, melyek 10 becsapódást adhatnak 1 négyzetkilom kilométerre távolság 4000 Mpc 4000 Mpc 100 Mpc 8 Kpc Fluxus us n > 10 47 erg/s 10 52 erg/100s 5 10 43 erg/s 4 10 35 erg/s például agn grb Markarian gal. pulzár, mikrokvázár
GRB neutrinók (Waxman, Bahcall 97,99) Gyengén függ model paraméterektöl
Detektálási lehetőség g detektor(pmt) Cserenkov g ha 1 km 3 elégséges egy áttetsző (l szórás > 3O m) anyagban
Cserenkov fény müonból és záporból müon zápor Reconstruction Maximum likelihood method Use expected time profiles of photon flight times
Detektálási módszer p π µ ν µ Cserenkov fény megfigyelés Mélység 1,5 km ν Neutrinó átmegy a földön Kölcsönhat a detektor közelében müont keltve µ ν µ + N µ +X Mélység 2,5 km
Detektálási valószinűség: N becsapódás Φ ν becsapódás ~. P ν --> µ. Felület. Idő Ε ν n cél cél σ ν távolság µ ~ 10-4 ha 100 TeV neutrinó Neutrinó fluxus, Φ ν = mely N becsapódásra vezet: us, mely erg cm 2 /s 5x10-12 Felület (km 2 ) Idő (év) N events
Az elhelyezés: Déli Pólus 5 cm hó, 2,5 km jég, AMANDA repülőtér pályák Déli Sarok labor 1 km Légifelvétel a Déli Sarokról
AMANDA felépítése: az Optikai Modul és a Fonal leeresztése
Az AMANDA Detektor AMANDA-II Melegvíz fúróval 2,5 km mély lyukat ástak, PMT-ket leeresztették fonálba kötve AMANDA-B10: 302 PMT, befejezve 1997 Régi és új A-B10 eredményeket bemutatták AMANDA-II: 677 PMT, befejezés 2000 Eredmények egy részét bemutatták AMANDA nehézségek: Természetes anyag! Nem módosítható Nehezen elérhető! Másrészt nagyon stabil Alacsony földi háttér Atmoszférikus háttér Prototípus detektor Hasznos volt a problémák megértésére
IceCube 80 Fonal 4800 PMT Műszerezett térrész: 1 km 3 (1 Gton) IceCube úgy van tervezve, hogy minden neutrinó ó flavort detektáljon 10 7 ev (SN) és 10 20 ev között IceTop 1400 m 2400 m AMANDA Déli Sarok Kifutópálya
Van-e e köze a neutrinn eutrinóknak a kozmikus sugarak forrásaihoz? Felső határok még neutronok ok sem jutnak ki neutronok ok kijutnak
Neutrinó azonosítás (szolid olid) Energia és szög (árnyékolt) Neutrinó flavor ντ νe νµ νe Kitöltött sáv: azonosság,,, energia, irány Árnyékolt sáv: csak energia 6 9 12 15 18 21 Log(energy/eV)
Földközi tenger : ANTARES
Nagyenergiájú neutrinó távcsövek
Collapsar GRB Neutrinók Befulladt és sikeres GRB-k egyaránt (Mészáros, Waxman O1 PRL)
p-n szétcsatolás n gyorsítás p-n rugalmas szórás révén (p-k tágulnak a sugárzásnyomás hatására) î de ha Γ>4OO, n-ek végül is lecsatolódnak a p-kről (hátramaradnak) Relativisztikus (rugalmatlan) p-n ütközések î egy ~1O GeV n, anti-n pár minden n-ért ~ 1O becsapódás évente 1O km 3 detektorba, de a tervezett küszöb kb. 1OO GeV (Derishev etal 99, Mészáros, Bahcall O1)
Neutrinó fizika n m n t t megjelenés GRB-k : D=100Mpc, E=100TeV, a tömeg-okozta késés külömbség: t~ 1O -12 (m n /2eV) 2 D 1OOMpc E 1OOTeV -2 s de: < 1 s g n érkezési idő eltérés Lorentz invariancia (1-v/c) 1:1O -16 Gyenge ekvivalencia (ΦL/c 3 ) 1:1O -6 Vakuum oscillációk: m 2 1O -16 ev 2
Anita fizikai alapelve Zápor kelt egy UHF mikrohullámú impulzust Légbalon, 3O-4O km, fedélzeti antenna Föld EeV=1O 18 ev Refraktált UHF jég zápor Cserenkov tölcsér
Prototípus felküldése sikeres volt Teljes skálájú kísérlet 20O6-ban 600 km pályasugár 1.1 millió km 2 S. Barwick (UCI), S. Coutu, J.Beatty,(Penn State)
EUSO kisérleti alaptechnika: zápor fluoreszencia megfigyelése
Detektor Távolság 38O km Látószög 6O o Geometrikus faktor 5.1O 5 km 2 sr Célzott légtömeg 2.1O 12 tonna Pixel méret (O,8.O,8) km 2 EUSO Nemzetközi Űrállomás projekt ESA/NASA/RSA/ JSA ; műhold verziója OWL 5.10 19 10 21 ev kozm. sugarak és neutrinók mérése Monokuláris 2.5m Fresnel lencse, atmoszférikus fluorescenciával méri a záporokat. Küszöbenergia: 3.10 19 ev; max. hatékony 10 20 ev körül, 300-1000 becsapás évente Felszáll: 2010-2O12
Összefoglalás GRB-k vagy AGN-ek î >1O 19 ev protonok Jóslat 1O 3 km 2 detektorokba mérhetők Kisérletek: HiRes, Auger, EUSO-OWL GRB-k î 1OGeV, 1TeV, 1OOTeV, 1O 18 ev n-k Neutrinó fluxus 1 milliárd tonnás detektorok Kisérletek: Baikal, AMANDA, IceCube, Antares, Nestor, NEMO n észlelés GRB-k: kozmikus sugár eredet, GRB elődök, fizika n fizika: n m n t t megjelenés