‘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