Un esperimento di
beam dump al !
CERN/SPS
Walter M. Bonivento
CERN/INFN Cagliari
!
a rappresentare la Collaborazione
CERN, Universität Zürich, EPFL Lausanne, INFN Cagliari,
Università Federico II and INFN Napoli, Imperial College London
(in crescita)
INFN Bari 26/05/2014
Momento importante
Questo seminario avviene nel pieno del
processo What’s Next INFN e due giorni
dopo il meeting sul Futuro della CNS1!
!
Un momento importante di riflessione sullo
stato della nostra Professione e sui suoi
scopi!!
!
Questo e’ il nostro contributo alla riflessione
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
2
INFN Bari 26/05/2014
Cosa e’ SHIP
SHIP e’ una proposta di esperimento di beam dump al
SPS (400GeV p) del CERN !
Obiettivi (per ora…): !
A. rivelazione particelle a lunga vita media
debolmente interagenti o sterili: sensibilità’
statistica rispetto a esperimenti precedenti dello
stesso tipo x
10000 !
B. rivelazione 𝜈𝝉 con sensibilità’ statistica rispetto a
esperimenti precedenti x200
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
3
INFN Bari 26/05/2014
Layout esperimento
50m
p
x2
60m
5m
ECAL
lead/iron
UT+VETO
tungsten
tracking
magnet
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
muon
rivelatore ντ
4
INFN Bari 26/05/2014
Perche’ e’ importante
il fattore 10000?
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
5
INFN Bari 26/05/2014
Trionfo del Modello Standard !
2"
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
6
INFN Bari 26/05/2014
Sommario risultati recenti (in 1 slide!)
Scoperta Higgs dove il MS ha predetto che fosse. !
Accoppiamenti come predetti dal MS!
Nessuna osservazione di nuove particelle in ricerche dirette a LHC fino al
~TeV, almeno per particelle con accoppiamenti consistenti a quark e
gluoni, nonche’ gluini, W’,Z’ etc (NB: da Tevatron a LHC-8, un grosso
aumento di sensitivita’)!
Nessuna evidenza diretta di particelle di DM (in particolare WIMP-like), con
qualche nota controversa eccezione!
Nessuna deviazione significativa dalle predizioni della Fisica del (charged)
Flavor —>per modelli senza MFV la scala di Nuova Fisica esclusa sale a
3
10 TeV in decadimenti con loop, con MFV 1TeV (Isidori)!
(tuttavia qualche indicazione interessante di deviazioni qua e la’, e.g. g-2,
P5’ in B->K*μμ,B->D(*)τν)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
7
INFN Bari 26/05/2014
Quale e’ il problema?
”SM unnatural unless New Physics at the TeV scale”!
!
‘t Hooft Cargese 1979
!
Infatti le correzioni radiative alla massa del Higgs portano la massa stessa verso MP. Per
ottenere la massa osservata e’ necessario un contro-termine che “cancelli” la divergenza,
con un meccanismo di “fine-tuning” di molti ordini di grandezza.!
Questo metterebbe in crisi anche l’idea di Teorie di Campo Effettiva del MS perche’ farebbe
dipendere la fisica alla scala EW da scale di energie molto piu’ elevate! !
Per ovviare a questo problema e’ stata introdotta la SUSY (che riduce la divergenza
quadratica a logaritmica), la quale pero’ implica l’esistenza di nuove particelle alla scala del
TeV, altrimenti essa diventa a sua volta innaturale e quindi “inutile”!
Arkani-Ahmed!
Plenary !
FCC-pp al
Workshop !
di Febbraio a!
Ginevra
!
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
8
INFN Bari 26/05/2014
discorsi pericolosi…
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
9
INFN Bari 26/05/2014
Quale e’ il problema? (ii)
Ora il punto e’ se il paradigma della Naturalezza sia veramente in
crisi oppure no, ovvero di quanto sia naturale avere un fine tuning al
10% all’1% o allo 0.1% e di quanto sia meglio avere un universo finetuned che un-tuned, multiversi, principio antropico ecc. (dalla quale
discussione per manifesta incompetenza mi astengo e lascio
volentieri il campo ai Teorici) !
Ora, piu’ o meno, siamo al 10% di tuning. Non trovare nulla a LHC
fase 2 e porterebbe questo fine tuning al 1% per molte particelle (in
realta’ per chiudere l’ipotesi 1% con modelli ragionevoli “servirebbe”
FCC pp 100TeV).!
Un altro problema fine tuning dello SM e’ quello dello strong CP, per
ovviare al quale sono stati ipotizzati gli assioni di Peccei-Quinn, dei
quali pero’ pure non si ha traccia.!
Il Flavor adronico (K, D,B), per una qualche coincidenza satanica,
nell’ipotesi piu’ conservativa di Minimal Flavor Violation, piu’ o meno
mette gli stessi limiti alla scala di Nuova Fisica delle ricerche dirette.!
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
10
A.Romanino!
Elba 21/5/2014
INFN Bari 26/05/2014
Peraltro…
Massa del Higgs misurata a ≈125 GeV !
—>SM teoria di campo effettiva, autoconsistente, debolmente accoppiata fino a
10
grandi scale (almeno fino a 10 GeV, errori
ancora grandi per concludere)!
JHEP 1312 (2013) 089
universo (meta-)stabile!
nightmare scenario? dibattito acceso sul
significato dello 0 crossing—> connessione
con inflazione, risultati di BICEP2 !
situazione confusa…
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
11
INFN Bari 26/05/2014
16/5/2014
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
12
INFN Bari 26/05/2014
John Ellis, QFPP, CERN, 6/5/2014
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
13
INFN Bari 26/05/2014
E’ tutto qui?
No!!!! perche’ rimangono sul tavolo almeno 3
“problemi” sperimentali dello SM (+altri teorici):!
A. massa dei neutrini (dall’esistenza delle oscillazioni):
Δm2atm ~ 2.5 10-3 eV2 Δm2sun ~ 8 10-5 eV2!
B. la bariogenesi ovvero l’asimmetria materia-antimateria universo (BAU)—>non spiegabile da CKM!
C. materia oscura —>Bullet cluster, Planck… !
(+inflazione)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
14
INFN Bari 26/05/2014
Su una simile linea di pensiero…
Michelangelo Mangano, Aspen 2014
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
15
INFN Bari 26/05/2014
Un po’ di geo-politica…
“Soluzione Standard” al problema:!
A. Studiare l’Higgs in dettaglio!
B. Cercare (quasi alla cieca e senza piu’ “forti” motivazioni teoriche) Nuova
Fisica con + energia e/o luminosita’e/o massa rivelatore (DM)!
1. ILC (Giappone), TLEP(CERN), CTLEP (Cina) >10G$!
2. pp alla massima energia/luminosita’ possibile (HL-LHC/FCC-pp>30G$?,
CERN) !
3. flavor physics FCNC, decadimenti rari ecc. (SuperKEK-b, Giappone, LHCb
upgrade, CERN)!
4. ricerche di DM in rivelatori di grande massa e sensibilita’ (GranSasso ecc.)
Esistono possibili strade complementari?
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
16
INFN Bari 26/05/2014
proposed experimental set-up is presented in Section 4 and in Section 5 the background sources are
discussed, before the expected sensitivity is calculated in Section 6. The conclusions are presented in
Section 7.
Una possibile nuova strada:
2 Theoretical motivation
il νMSM
In type-I seesaw models (for a review see Ref. [17]) the extension of the SM fermion sector by three
right-handed (Majorana) leptons, NI , where I = (1, 2, 3), makes the leptonic sector similar to the
quark sector (see Fig. 1). Irrespective of their masses, these neutral leptons can explain the flavour
oscillations of the active neutrinos. Four di↵erent domains of HNL mass, MN , are usually considered:
Soluzione dei tre problemi
suddetti con estensione
minimale dello SM, cioe’ senza
introdurre nuovi
g
c
t fisici
u principi
(SUSY or ED) o nuove scale di
γ
s
b
d
energia (GU): !
Z
0
weak
force
0
Higgs
boson
Right
Left
-⅓
strange
b
0
bottom
νe N1 νμ N2 ντ N3
~GeV
0
~GeV
0
tau
neutrino
muon
neutrino
electron
neutrino
γ
0
Right
Left
down
s
~10 keV
H
Right
Left
Left
Right
-⅓
gluon
4.2 GeV
Left
d
Right
Quarks
126 GeV
0
104 MeV
top
photon
Bosons (Forces) spin 1
0
0
charm
0
Left
91.2 GeV
-⅓
t
g
0
173.2 GeV
⅔
Left
ντ
photon
up
c
⅔
4.8 MeV
Left
Right
bottom
tau
neutrino
muon
neutrino
electron
neutrino
0
Left
0
name→
0
Bosons (Forces) spin 1
νμ
Left
strange
Left
Left
0
gluon
-⅓
Right
Left
Right
νe
Right
Left
Right
Left
Right
Left
down
top
u
III
1.27 GeV
2.4 MeV
charge→ ⅔
0
4.2 GeV
-⅓
-⅓
0
charm
104 MeV
4.8 MeV
Left
Quarks
up
⅔
II
I
mass→
0
173.2 GeV
⅔
charge→ ⅔
name→
III
1.27 GeV
2.4 MeV
Left
II
I
mass→
Three Generations
of Matter (Fermions) spin ½
Right
Three Generations
of Matter (Fermions) spin ½
91.2 GeV
0
0
Z
126 GeV
0
0
weak
force
H
Higgs
boson
weak
force
components and masses below the Fermi scale.
105.7 MeV
0.511 MeV
1.777 GeV
-1
-1
electron
-1
muon
tau
Right
spin 0
Left
±
Right
±1
Left
80.4 GeV
Right
tau
Right
Left
muon
Right
Left
Right
electron
-1
Left
1.777 GeV
-1
Leptons
105.7 MeV
0.511 MeV
-1
Left
Leptons
3 partner di Majorana (HNL),
μ
μ
τ
τ
e
e
W
W
singoletti destrorsi e sterili dei
Figure 1: Particle
contentM
of the<M
neutrini ordinari
con
N SM and
W!its minimal extension in the neutrino sector. In the (left) SM the
right-handed partners of neutrinos are absent. In the (right) ⌫MSM all fermions have both left- and right-handed
80.4 GeV
±1
17
spin 0
weak
force
T.Asaka e M.Shaposhnikov, PLB620 (2005) 17
2
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
±
INFN Bari 26/05/2014
See-saw
In generale molti modelli che introducono neutrini di Majorana sono
nel contesto di see-saw, in questo caso di tipo 1, per fornire massa
(di Majorana o di Dirac) ai neutrini ordinari!
un termine di massa di Majorana (il piu’ economico) non puo’ essere
ottenuto nello SM da alcuna interazione rinormalizzabile gaugeinvariante, ma puo’ essere ottenuto come limite a basse energie di
interazioni rinormalizzabili coinvolgenti campi nuovi!
!
!
Φ e’ il campo di Higgs e MM la massa del campo di Majorana 𝛎R, F
Yukawa!
dopo la rottura della simmetria il termine di massa si può scrivere
come:!
!
con mD=Fv/√2, con v=240GeV
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
18
INFN Bari 26/05/2014
See-saw(2)
Nel limite see-saw ovvero mD<<MM gli autostati di
massa sono:!
𝛎 ~𝛎L-U𝛎Rc +h.c. e N~𝛎R+U𝛎Lc con
U=mD/MM<<1 (mixing con neutrini attivi)!
e autovalori m𝛎=mD2/MM=(Fv)2/(2MN)=U2MM e MN=MM!
Teoria di Shaposhnikov —> estensione a 3 campi di
Majorana
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
19
INFN Bari 26/05/2014
Interazioni degli HNL
NB: l’unica interazione che questi RH neutrini hanno con lo SM e’ tramite le interazioni di Yukawa
coinvolgenti il bosone di Higgs (in questo senso sono “sterili”) e un neutrino ordinario;
“partecipano” in tutti i diagrammi di Feynman in cui sono coinvolti i neutrini attivi purche’
cinematicamente possibili !
Concettualmente due tipi di interazioni sono possibili:!
!
1. a T=0, interazione con il v.e.v. —>mixing con neutrini attivi!
!
in mixing tra
withUe,
active
fromdal
leptonic/semi-leptonic
weak decays of
con 3 Production
famiglie la relazione
Uμ eneutrino
Uτ dipende
mescolamento tra sapori!
!
charm mesons
•
Total production depend on
=
,
, ,
!
Relation between
,
and
depends on exact flavour mixing
!
2. a T>TEW accoppiamento con il bosone di Higgs (decadimento del Higgs) vi sono bosoni !
di Higgs nel plasma primordiale —>Ni possono essere prodotti in vari processi di scattering
For the sake of determining a search strategy, assume scenario
with a predominant coupling to the muon flavour (arXiv:0705.1729)
•
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
20
INFN Bari 26/05/2014
,
Bariogenesi e νMSM
Inoltre una grande attrattiva di questi modelli e’ che permettono di
spiegare la bariogenesi mediante leptogenesi, utilizzando la transizione a
sphalerons, un processo non-perturbativo ma previsto dallo SM (t’Hooft),
che viola B ma conserva B-L.!
La Lagrangiana see-saw a 3 neutrini massivi contiene 6 fasi con violazione
di CP (con 2 neutrini sarebbero 3 fasi)!
Il Modello di Shaposhnikov spiega la Leptogenesi mediante oscillazioni tra
N2 e N3 con violazione di CP durante la loro produzione termica :!
•
se N2 e N3 quasi degeneri in massa e con massa >>eV e < della scala
EW (quindi O(GeV)) —>oggetto di questo esperimento!
•
il terzo neutrino N1 di massa O(10 keV) con un piccolo mixing con gli
altri due —>candidato Dark Matter (ne parlo dopo…piatto caldo!!
•
modello “tuned” ma protetto da una simmetria (U(1)L se N2 e N3
-4
degeneri e m(N1)=0) rotta a O(10 ) —>tuning “buono”!
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
21
INFN Bari 26/05/2014
Quindi siamo di fronte ad un
quesito: quale criterio usa la Natura?
Dobbiamo tornare
al rasoio di Occam?
SUSY, ED
SN
Naturalezza
Minimalita’
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
22
INFN Bari 26/05/2014
Altri intervalli di massa
In questi mesi, proprio per la “delusione” dei risultati di LHC, c’e’ una
resurrezione di un notevole interesse teorico e sperimentale per questi
neutrini di Majorana in ambito see-saw a varie masse. !
Recente indicazione dai dati di BICEP2 combinati con tutto il pregresso di
misure cosmologiche, dell’esistenza di un neutrino a massa ~ 0.5eV (arXiv:
1403.7028, arXiv:1403.4852, arXiv:1403.8049). Non e’ chiaro quanto questo sia
compatibile con le anomalie da misure di oscillazioni. Se fosse confermato in
realtà’ questo non pone in crisi il νMSM , in quanto non c’e un limite al
numero di neutrini di Majorana che si possono avere; renderebbe la teoria
meno “elegante”, pero’!
Neutrini di massa ~ TeV possono contribuire a migliorare la compatibilita’ di fit
elettro-debole ed alcune a ridurre alcune anomalie nei dati (massa W ,
larghezza invisibile Z …) —> possibilita’ di misura a LHC (arXiv:1302.1872)!
Neutrini alla scala di GUT in modello SO(10) (Altarelli et al, arXiv: 1305.1001)
14
con Leptogenesi nel decadimento, con M<10 GeV
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23
INFN Bari 26/05/2014
Masse e Yukawas
•
Nel modello di Shaposhnikov il see-saw e’ ottenuto con HNL di
massa relativamente piccola (e quindi con Yukava piccoli). In
realta’ il range di masse e accoppiamenti permessi e’ dato da:
!
!
!
!
arXiv:1204.5379
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
24
INFN Bari 26/05/2014
1.
See-saw: Lower limit on mixing angle with active neutrinos to produce os
2.
BAU: Upper limit on mixing angle to guarantee out-of-equilibrium oscillati
3.
BBN: Decays of
Produzione di N2,3
Limit on lifetime
!
4.
and
,
< 0.
must respect current abundances of light nuc
( >3
)
Experimental: No observation so far
gerarchia
di massa
dei outside
neutrini
Constraints 1-3 now
indicate that inversa
previous searches
were largely
interesting
•
nel νMSM forti limitazioni nello spazio dei
2
parametri (U ,m)!
•
molte ricerche di HNL in passato ma, per
Production in mixing with active neutrino from leptonic/semi-leptonic we
m>mK, con sensibilità’ non di interesse
mesons
cosmologico (es LHCb in decadimenti del Bcharm
• Total production depend on
=
2
-4
,
, ,
raggiunge U ≈10 , arXiv:1401.5361)
•
•
•
Relation between
questa proposta: ricerca in decadimenti dei
mesoni D (prodotti ad alta statistica nella
collisione di p di 400 GeV su bersaglio fisso)!
,
and
depends on exact flavour mixing
For the sake of determining a search strategy, assume scenario
with a predominant coupling to the muon flavour (arXiv:0705.1729)
Considerati i fasci esistenti e possibili in un
Future Hadron
futuro non troppo remoto, questo
e’ ilCollider meeting, CERN, February 6, 2014
,
migliore esperimento che possa sondare la
regione di interesse cosmologico
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
Production mechanism “probes”
25
,
=
INFN Bari 26/05/2014
,
Br(
) ~ 10
10
Decadimenti del N2,3
•
Accoppiamento HNL-ν attivo molto debole
—>N2,3 hanno vita media molto lunga
•
distanze
di decadimento
O(km)!: per
2
-7
-5
U μ=10 , τN =1.8x10 s
•
Vari modi di decadimento : i BR’s
dipendono dal mescolamento tra sapori
•
Probabilità’ che N2,3 decada nel volume
fiduciale dell’esperimento
—> numero di eventi
∝U
∝U
2
μ
4
μ
—>aumento di sensibilita’
x10000 permette di
accedere alla regione di
interesse cosmologico!
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
26
INFN Bari 26/05/2014
Modello meno “tuned”
•
•
se si rinuncia a spiegare la
Dark Matter —> tutti e tre i N
possono partecipare al seesaw; modello molto meno
vincolato, spazio dei parametri
di interesse cosmologico più
esteso, HNL non degeneri
arXiv:1404:4114
e.g. Canetti et al. —>il limte
della BAU si alza di molto
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
27
INFN Bari 26/05/2014
Altra fisica sotto studio
MOLTO SPAZIO IN QUESTI STUDI DI SENSITIVITA’
URGENTISSIMI PER CHI FOSSE INTERESSATO
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
28
INFN Bari 26/05/2014
en” world, sensitive to a specific new gauge interaction GD
articles are not charged under GD but, as specified above, can “feel” ew force because of mixing between it and the SM gauge interaction
Portali verso Hidden sectors
!
!
!
3
Le particelle dello SM non sono sensibili direttamente all’interazione di gauge GD
ma attraverso un mediatore: gli operatori SM di dimensione piu’ piccola sono
detti “portali”!
recentemente si e’ rivitalizzata l’attenzione verso questo tipo di interazioni per
spiegare alcune anomalie astrofisiche (e.g. aumento e+/e- con energia ,
concentrazione di linea a 511keV dal centro galattico), interpretate nel contesto di
dark matter; il range di masse suggerito, da qualche MeV a qualche GeV, con
𝝉<1sec e 𝝉>100ns e’ peculiare per esperimenti fixed-target (PhysRevD.80.095024)!
In questo esperimento simile metodologia di esperimenti già effettuati come
CHARM ma con molta maggiore statistica e/o con maggiore energia del fascio
(es. rispetto a U70)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
29
INFN Bari 26/05/2014
Portali et al.
Higgs portal —>mediatore inflatone (scalare); produzione diretta o da
decadimento
mesone; decadimenti e+e-, μ+μ-; accoppiamenti rinormalizzabili
+
(μ𝜒+λ𝜒2)H H!
Neutrino portal ->mediatore HNL, di cui si e’ ampiamente discusso!
Vector portal —> mediatore para-fotone; produzione in mixing
con fotoni;
μ𝛎
decadimenti e+e-, μ+μ-; accoppiamenti rinormalizzabili ϵF F’μ𝛎!
axion portal —> mediatore PNGB o axion-like particles (in questo
caso non
0
sono Dark Matter particles); produzione diretta mixing con π ;
decadimenti
e+e-, μ+μ-!
Anche sotto studio low-energy SUSY:!
!
!
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30
INFN Bari 26/05/2014
Fisica dei neutrini attivi: 𝛎𝝉 e 𝛎μ
Approfittando del beam dump, con un rivelatore dedicato che prende dati simultaneamente a
quello per HNL, e’ possibile lo studio di interazioni del neutrino 𝝉 con statistica >200x attuale:!
•
l’esperimento DONUT ha osservato 9 eventi (da charm) con 1.5 stimato di fondo!
•
l’esperimento OPERA ha osservato 4 eventi (da oscillazione)!
In generale la terza generazione di leptoni puo’ essere piu’ sensibile a NF per la sua maggiore
massa !
Inoltre la NF nel settore del 𝝉 e’ sperimentalmente limitata con minore precisione rispetto alle
altre due famiglie. !
In particolare due “anomalie” sperimentali (su 3) nella fisica del charged flavor coinvolgono il
𝝉:!
A. ! R(D), R(D*) dalle B factories —>3.4𝝈 dal MS!
0
B. A(CP) (𝝉—>πK S𝛎𝝉) —>2.8𝝈 dal MS
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31
INFN Bari 26/05/2014
Fisica dei neutrini attivi: 𝛎𝝉 e 𝛎μ
—> Misure di sezioni d’urto e distribuzioni angolari nelle
interazioni CC: stiamo studiando con i teorici (Datta,
U.Massachussets) la sensibilita’ a Higgs carico, W’ e Leptoquarks!
Altre misure importanti:!
A. osservazione di anti-ντ (unica particella del MS non ancora
osservata)!
B. produzione di charm in interazioni di νμ (grande aumento di
statistica, >100x, rispetto a CHORUS in particolare per antiνμ, : infatti in beam dump anti-νμ/νμ 60%)!
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L’esperimento
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33
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Vincoli di progetto
•
massimizzare l’intensita’ di protoni su bersaglio —>produzione di charm!
•
massimizzare l’accettanza longitudinale!
•
GLi HNL prodotti nel decadimento del charm possono avere un pT significativo e pure i prodotti
di decadimento!
fraction of HNLs/(4 mrad)
!
!
!
!
0.06
angolo polare del HNL
0.05
0.04
0.03
0.02
0.01
0
0
!
•
0.07
0.05
0.1
0.15
0.2
! (rad)
•
il rivelatore deve essere posto il piu’ vicino possibile al bersaglio per massimizzare l’accettanza
•
la distanza deve essere bilanciata dalla necessita’ di ridurre il flusso di muoni
Minimizzare il materiale all’interno del rivelatore per ridurre le interazioni dei muoni e dei neutrini!
0
•
RIcostruzione massa invariante per sopprimere fondo di K
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34
L
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Concetto
50m
p
x2
60m
5m
ECAL
lead/iron
UT
tungsten
tracking
magnet
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
muon
rivelatore ντ
35
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Il complesso degli
acceleratori del CERN
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36
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Il fascio
•
Fascio SPS estratto
400GeV; intensità’ come
CNGS 4.5x1019 pot/anno.
•
Se upgrade PS si puo’
19
arrivare a 7x10
•
caratteristiche dei fasci
discusse in grande
dettaglio con esperti del
CERN —>design
realistico —>5 anni di run
SENZA UPGRADE:
2x1020pot
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Possibile zona sperimentale
Rivelatore
posto IN
SUPERFICIE
Estrazione in SPS-LSS2, beam switch lungo la transfer line (TT20) alla posizione dei magneti
di splitting MSSB2117. Studio di fattibilita’ in corso al CERN.
gli studi effettuati per il proposal della facility del neutrino molto utili per noi
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Bersaglio e filtro per muoni
!
wall / earth
target
!
hadron
absorber
beam
Experiment
(detector, fiducial volume)
mop−up shielding
muon shield (U / W)
!
!
!
~ 0.5m
~ 3m
~ 1m
~ 52m
~ 1m
•
Figure 7: Schematic
view of theva
target,
hadron absorber
and muon shield
in front of the experiment.
The total
Bersaglio di W (50cm-1m)
: il fascio
allargato
e/o diluito
sul bersaglio
per evitare
fusione,
length from the target to the entrance of the fiducial volume is ⇠ 60 m.
seguito da assorbitore adroni e un filtro per muoni con due opzioni allo studio!
•
11
13
Problema non banale
perche’
il
flusso
di
muoni
e’
enorme:
10
/SPS-spill(5×10
pot); !
4.2 Detector
•
The detector consists of a long decay volume followed by a spectrometer. For a given detector length,
per ora la baseline
per l’estrazione e’ 1sec (CNGS 10μs), ma la fattibilita’ e’ allo studio della
the detector diameter should be maximised. In the discussion below the 5 m aperture of the LHCb
divisone AC spectrometer
del CERN!
[59] is taken as a realistic scale.
Figure 8 shows a scan of the length of the detector for both a single detector element and for
• sicuramentetwo
il problema
piu’ difficile
longitudinally tecnico
arranged detector
elements. dell’esperimento!
For a given HNL lifetime and detector aperture, the
number of HNLs decaying in the apparatus with the decay products going through the spectrometer
saturates
as a function
of the con
lengthla
of costruzione
the detector. The di
useun
of two
magnetic
spectrometers
• Problemi radiologici
sotto
controllo
target
bunker
e conincreases
circuito di
the geometric acceptance by 70% compared to a single element. Therefore, the proposed detector
raffreddamento chiuso
will have two almost identical detector elements as depicted in Fig. 9. A diagram of a single detector
element is also shown in Fig. 10.
Walter M. Bonivento
CERN/INFN
Cagliari
INFN
Bari 26/05/2014
To -reduce
to a negligible
level the background caused by interactions of neutrinos with
the remaining
39
air inside the decay volume, a pressure of less than ⇠ 10 2 mbar will be required (see Section 5). Each
Filtro passivo
!
!
•
Simulazione con PYTHIA8/GEANT4
•
Un cono di solo W troppo caro
•
Miglior compromesso: nocciolo di W 250t di 40m (10M€ x costo al Kg/40€)
circondato da Pb (2500t); totale 70m (100t di W per totale 60m per
ottimizzazione costi)
•
dopo 40m lo scattering multiplo e’ così grande che non vale la pena di
continuare con un nocciolo di W
•
rate di muoni stimato sullo spettrometro: 25k/spill da 5e13 (x10 con 100t)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
40
INFN Bari 26/05/2014
Tunnel di decadimento e
spettrometro
Vuoto 10-5atm (NB: NA62 10-8atm!)
!
!
L’uso del secondo tunnel aumenta l’accettanza del 70%
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
41
INFN Bari 26/05/2014
Rivelatori et al.
•
Quasi nessun R&D da fare, per ora non e’ emerso nessun parametro che
necessiti di un “nuovo” rivelatore: ce la possiamo fare con rivelatori già
costruiti in passato, ottimizzando i parametri—> questo significa che
dall’approvazione si puo’ iniziare subito a costruire il rivelatore!
•
Rivelatore di Muoni. varie opzioni allo studio:!
•
RPC di nuova generazione.!
•
RPC ricuperate da OPERA!
•
Scintillatori!
•
trigger e acquisizione dati: pensiamo di utilizzare il modello HLT dell’upgrade
di LHCb (i.e. no L0)
•
computing: FairRoot framework (F.Rademacher)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
42
INFN Bari 26/05/2014
Il magnete (x2)
•
L’esperimento richiede un magnete dipolare
simile a quello di LHCb, ma con 40% meno
ferro e tre volte meno potenza dissipata.
!
•
LHCb: 4Tm e Apertura di ~ 16 m2
!
•
Questo design:
!
- Apertura 20 m2
- Due bobine di Al-99.7
- Campo di picco ~ 0.2 T
- Integrale di campo ~ 0.5 Tm su 5 m
!
!
!
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
43
INFN Bari 26/05/2014
Tracking e VETO
Straw tubes simili a NA62 con
risoluzione spaziale di 120 μm, 0.5%
X0/X Risoluzione in impulso ottenuta
nel nostro caso
Principali differenze con NA62:
A. 5m di lunghezza
B. vuoto 10-2 mbar
C. 2kHz/straw di 1cm di diam
D. configurazione X,X-θ,X+θ,X
con θ piccolo
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
44
INFN Bari 26/05/2014
Soppressione fondi
Interazioni di neutrini muonici !
4
1. nel tunnel di decadimento:
a pressione atmosferica 2x10
-5
interazioni
—>vuoto 10 bar (molto meno di NA62 che usa
-8
10 bar!)!
fondo
2. nell’ultima lunghezza
di interazione del dump —0
>produzione di K L—>μπν (anche DIS di muoni rilevanti)!
20
in 2x10 pot 600k CC interazioni di νμ —> 150 eventi con
entrambe le particelle cariche che escono dallo spettrometro
—>rigettate da tagli cinematica sul parametro di impatto!
inoltre un altro fattore 10-40 si puo’ ottenere equipaggiando
l’ultima parte del dump con un rivelatore attivo per “taggare”
le interazioni di neutrino —> SPAZIO!!!!!!
segnale
in ogni caso e’ importante sopprimere il K0L anche sopra 500MeV
perche’ non sappiamo ancora come e se riusciremo a tenere sotto
controllo le code non gaussiane della risoluzione in impulso!
Combinazioni casuali di due muoni dal PV —> risoluzione
temporale spinta di almeno un rivelatore e alta efficienza del VETO
cruciali (sotto studio)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
45
INFN Bari 26/05/2014
Sensibilita’per HNL
(gerarchia di massa
dei neutrini attivi inversa
Assumendo 0 fondo (che pare
ben giustificato dai nostri
studi, ma sara’ comunque
l’oggetto di simulazioni molto
dettagliate)!
/CHARM
BBN
—> finestra di opportunità’ per
questo esperimento di sondare
la zona di interesse
cosmologico
solo con N—>μπ
(in uno scenario in cui l’accoppiamento !
al sapore muonico e’ dominante)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
46
INFN Bari 26/05/2014
Altri canali
Un calorimetro e.m. permette la ricostruzione di
modi addizionali di decadimento:!
+ -
N—>e π che permette di accedere al limite su Ue
(essendo la struttura di flavor non nota questi
canali potrebbero anche essere favoriti!)!
+ -
-
- 0
N—>μ ρ con ρ —>π π che permette di migliorare
il limite su Uμ (tipicamente lo stesso BR di μ+π-,
per m>700Mev)
Assumendo celle
calorimetriche di 10cm
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
47
INFN Bari 26/05/2014
Un possibile calorimetro
!
!
!
•
Il calorimetro Shashlik a spirale proposto dal gruppo di IHEP
Protvino (non ancora ufficialmente membro di SHIP)
•
Uniformita’ qualche %, risoluzione temporale σ∼1ns quale σ(E)/
E=6.5%/√E⊕1%
•
con possibilmente un pre-shower per distinguere γ da π0
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
48
INFN Bari 26/05/2014
Sensibilita’ per Hidden Photon
VERY PRELIMINARY E UNOFFICIAL
con canali e+e- e μ+μWalter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
49
INFN Bari 26/05/2014
Rivelatore per 𝛎
Rivelatore a emulsioni con la tecnologia di OPERA ma con massa molto minore (750
mattoni) molto compatto (2m) posto davanti al tunnel di decadimento per il HNL —
>immerso in campo B e seguito da un rivelatore di muoni (per sopprimere il fondo di
charm)!
Si2stima di dovere cambiare il rivelatore circa 10 volte nel corso del run —>totale di 5400
m di piates di emulsioni —> 5% di OPERA!
Due opzioni allo studio:!
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
50
INFN Bari 26/05/2014
Stato della proposta (i)
•
SPC EOI-2013-010 + addendum sottomessa Ottobre 2013 e discussa alla
riunione. EOI trasmessa e discussa al Research Board ma non ancora
valutata da quest’ultimo.!
•
interazione con referee di SPSc e discussione alla riunione di Gennaio 2014. !
•
Raccomandazione SPSc:
The Committee received with interest the response of the proponents to the
questions raised in its review of EOI010.
The SPSC recognises the interesting physics potential of searching for
heavy neutral leptons and investigating the properties of neutrinos.
Considering the large cost and complexity of the required beam
infrastructure as well as the significant associated beam intensity, such
a project should be designed as a general purpose beam dump facility with
the broadest possible physics programme, including maximum reach in
the investigation of the hidden sector.
To further review the project the Committee would need an extended
proposal with further developed physics goals, a more detailed technical
design and a stronger collaboration.
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
51
INFN Bari 26/05/2014
Stato della proposta (2)
L’Extended Directorat del CERN ha istituito una task force
composta da fisici degli acceleratori del CERN (Saban, Goddard,
Arduini, Gatignon ecc.) per dare un “first assessment” per la
fattibilita’ e costi del nostro esperimento in termini di beam line e
dump!
Un draft del documento e’ gia’ pronto (ma non ancora pubblico)
e sara’ discusso probabilmente al prossimo RB!
Pagina web http://ship.web.cern.ch/ship/ !
Tempo stimato per il technical proposal: 1 anno. Fine 2015.!
Costo stimato: 100M (CERN) per il fascio 15M+15M+12M (F.A.) per
il rivelatore (inclusi i contributi in-kind)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
52
INFN Bari 26/05/2014
Che si fa all’INFN
•
A Settembre l’intenzione e’ di aprire una sigla
nazionale e fare delle richieste finanziarie
•
l’interesse nelle sezioni sta crescendo
•
per ora G1 (ma la Giunta si riserva di decidere
se G2 prima di Luglio)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
53
INFN Bari 26/05/2014
Tempistica (moolto
preliminare)
•
Proposal : 1 meta’ del 2015
•
Approvazione SPSc: seconda meta’ 2015
•
incoraggiamento continuare —> council 2016
•
Due anni per fare i TDR, meta’ 2017: approvazione fine 2017; Technical
Design del fascio
•
Prime richieste finanziarie per produzione rivelatori: 2018
•
costruzione beam line: LS2
•
4-5 anni produzione-istallazione (durante LS3)
•
Data taking: dopo LS3, 2022-2027
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
54
INFN Bari 26/05/2014
Il workshop di Zurigo
Primo meeting open di Collaborazione il 10-12 Giugno a
Zurigo: sara’ un workshop a cui sono invitati molti teorici e si
discuteranno le opzioni per i vari sotto-sistemi
Ci sara’ una sessione in cui si decidera’ l’estensione della
collaborazione a nuovi membri della collaborazione (che
ovviamente ne facciano richiesta) a cui sara’ richiesto di
dichiarare il tipo di impegno potenziale su:
a ) preparazione proposal, b) preparazione TDR, c)
costruzione
Sara’ dato tempo fino a Settembre per le “late entries” per a)
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
55
INFN Bari 26/05/2014
Scelta della Commissione
•
Per ora facciamo l’ipotesi di fare le richieste in
Gruppo Uno
•
La Giunta si riserva di decidere una diversa
collocazione entro Luglio
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
56
INFN Bari 26/05/2014
Gruppi stranieri
•
Da Zurigo probabilmente:
•
Russia: 5 istituti
•
UK: 3 istituti
•
F: 3 istituti
•
CH: 4 istituti
•
CERN>7 fisici
•
D: 1-2 istituti
•
Svezia: 2 istituti
•
Cile: 1-2 istituti
•
Giappone: 4 istituti
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
57
INFN Bari 26/05/2014
Visti da fuori(1)
Final remarks
•
New physics can show up at low energy, in the form of low-mass
BSM particles (vMSM neutral leptons, sterile ν’s, axions, low-mass
WIMPS) or high-scale phenomena revealed by low-scale processes
(B, D decays/mixings, μ→eγ, g–2, EDM, etc)
•
None of these observations would reduce the interest in expanding
the energy reach of direct exploration
Ancora
First expressions of interest for
physics with the injectors
Mangano !
a
Workshop
del FCC !
• The direct understanding of the true nature of EWSBalremains
critical component of the programme (among many reasons, cfr e.g.
di Febbraio a !
remarks on EW phase transition and baryogenesis, by Nima and Christophe)
an
• Naturalness remains an ever-growing concern, which cries forGinevra!!!!!
FHC.1.3 Continued exploration of SM particles
FHC.1.3.1 Physics of the top quark (rare decays, FCNC, anomalous couplings, ...)
FHC.1.3.2 Physics of the bottom quark (rare decays, CPV, ...)
FHC.1.3.2 Physics of the tau lepton (e.g. tau -> 3 mu, tau -> mu gamma and other LFV
decays)
FHC.1.3.2 W/Z physics
FHC.1.3.3 QCD dynamics
extension of the energy reach of our facilities
FHC.1.4 Opportunities other than pp physics:
FHC.1.4.1 Heavy Ion Collisions
FHC.1.4.2 Fixed target experiments:
FHC.1.4.2.1 "Intensity frontier": kaon physics, mu2e conversions, beam dump experiments
and searches for heavy photons, heavy neutrals, and other exotica...
FHC.1.4.2.2 Heavy Ion beams for fixed-target experiments
FHC.1.5 Theoretical tools for the study of 100 TeV collisions
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
FHC.1.5.1 PDFs58
FHC.1.5.2 MC generators
INFN Bari 26/05/2014
Visti da fuori(2)
Is it the end?
Certainly not!
-- Dark matter
-- Baryon Asymmetry in Universe
-- Neutrino masses
are experimental proofs that there is more
to understand.
We must continue our quest
Alain Blondel FCC-ee experiments summary
at least 3 pieces are still missing
Blondel, plenary summary !
FCC-ee al Workshop !
di Febbraio a!
Ginevra!!!!!
Since 1998 it is established that neutrinos have mass
and this very probably implies new degrees of freedom
«sterile», very small coupling to known particles
completely unknown masses (eV to ZeV), nearly impossile to find.
.... but could
explain
all:summary
DM, BAU, -masses
Alainperhaps
Blondel FCC-ee
experiments
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
59
INFN Bari 26/05/2014
Conclusioni
•
Test di una spiegazione alternativa rispetto ai
soliti modelli (SUSY, ED) di importanti fenomeni
osservati non compatibili con il Modello Standard !
•
L’osservazione di decadimenti nell’esperimento e’
manifestazione diretta di Nuova Fisica!
•
Tecniche complementari rispetto a esperimenti
esistenti —>lunghe vite medie, alta intensità’!
•
Anche fisica dei neutrini attivi, per gli appassionati
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
60
INFN Bari 26/05/2014
Conclusioni (2)
•
Il fascio c’e’ e il rivelatore si puo’ costruire in breve
tempo appena data l’approvazione. Tutte le tecnologie
proposte esistono e funzionano! Non ci sono R&D
cruciali per l’esperimento che necessitino di anni di
studi preliminari.!
•
Una proposta che il CERN sta valutando molto
seriamente. Nessuna altra facility al mondo ha (e
aggiungerei avra’, viste le proposte in circolazione) le
potenzialita’ per effettuare questa misura con
sensibilita’ competitive o comunque in grado di
sondare la regione di interesse cosmologico, per
m>mK
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
61
INFN Bari 26/05/2014
Dovevamo parlare di N1
•
Stabilita’ —> τ>τ(universo)!
•
Produzione —>creato nell’Universo
nella fase iniziale nelle reazioni
ll>νN1 , qq—>νN1
limite dal Principio di Pauli
deve fornire la corretta
abbondanza di DM!
•
Decadimento —> il decadimento
radiativo N1—>γν fornisce una
linea nello spettro X a E(γ)=m1/2!
!
zona di esclusione!
(OTTENUTA CON MISURE!
SU SINGOLE GALASSIE)
!
•
Allargamento linea da Doppler e da
effetti strumentali vari
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
62
INFN Bari 26/05/2014
!
!
Submitted to ApJ, 2014 February 10
Preprint typeset using LATEX style emulateapj v. 04/17/13
1
2
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridg
NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA.
Submitted to ApJ, 2014 February 10
Esra Bulbul1,2 , Maxim Markevitch2 , Adam Foster1 , Randall K. Smith1 Mich
Scott W. Randall1
(Zwicky 1933, 1937), its nature is still unknown (though
with heavy elements (Mitchell et al. (1976); Serlemitsos
now we do know for sure it exists — from X-ray and
et al. (1977) and later works) that escape from galaxies
Walter
M. Bonivento
- CERN/INFN Cagliari medium
INFN
26/05/2014
gravitational-lensing observations
of Bari
the Bullet
Cluster,
and accumulate
in the intracluster/intergalactic
63 Clowe et al. (2006), and we know accurately its cosmo(ICM) over billions of years of galactic and stellar evo-
•
where the particle mass
are unknown but tied to
neutrino production mod
The decay of sterile neutr
E = ms /2 and an active
ile neutrino may lie in the
(ms , ✓) = 1.38 ⇥ 10
states and nonthermal em
exchange (Paerels & Kah
As for dark matter, 8
(Zwicky 1933, 1937), its n
now we do know for sur
gravitational-lensing obse
Clowe et al. (2006), and
logical abundance, e.g., H
the various plausible dar
has motivated our presen
ile neutrino that is inclu
standard model of particl
(1994) and later works;
Abazajian et al. (2007);
ile neutrinos should decay
ABSTRACT
We detect a weak unidentified emission line at E = (3.55 3.57) ± 0.03 ke
spectrum of 73 galaxy clusters spanning a redshift range 0.01 0.35. MOS
independently show the presence of the line at consistent energies. When the
into three subsamples (Perseus, Centaurus+Ophiuchus+Coma, and all other
> 3 statistical significance in all three independent MOS spectra and the PN
The line is also detected at the same energy in the Chandra ACIS-S and ACIS-I
cluster, with a flux consistent with XMM-Newton (however, it is not seen in t
Virgo). The line is present even if we allow maximum freedom for all the kn
lines. However, it is very weak (with an equivalent width in the full sample of on
within 50–110 eV of several known faint lines; the detection is at the limit of
capabilities and subject to significant modeling uncertainties. On the origin of
there should be no atomic transitions in thermal plasma at this energy. An i
the decay of sterile neutrino, a long-sought dark matter particle candidate. A
matter is in sterile neutrinos with ms = 2E = 7.1 keV, our detection in the full
a neutrino decay mixing angle sin2 (2✓) ⇡ 7 ⇥ 10 11 , below the previous upper
on the cluster masses and distances, the line in Perseus is much brighter than e
significantly deviating from other subsamples. This appears to be because of
line at E = 3.62 keV in Perseus, which could be an Arxvii dielectronic recom
its emissivity would have to be 30 times the expected value and physically diffi
principle, such an anomaly might explain our line detection in other subsam
would stretch the line energy uncertainties. Another alternative is the above
combined with the nearby 3.51 keV K line also exceeding expectation by facto
with Chandra and Suzaku, and eventually Astro-H, are required to determine
line.
1. INTRODUCTION
!
Galaxy clusters are the largest aggregations of hot intergalactic gas and dark matter. The gas is enriched
with heavy elements (Mitchell et al. (1976); Serlemitsos
et al. (1977) and later works) that escape from galaxies
and accumulate in the intracluster/intergalactic medium
(ICM) over billions of years of galactic and stellar evolution. The presence of various heavy ions is seen from
their emission lines in the cluster X-ray spectra. Data
from large e↵ective area telescopes with spectroscopic capabilities, such as ASCA, Chandra, XMM-Newton and
Suzaku, uncovered the presence of many elements in the
ICM, including O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Fe, and Ni
(for a review see, e.g., Böhringer & Werner 2010). Recently, weak emission lines of low-abundance Cr and Mn
were discovered (Werner et al. 2006; Tamura et al. 2009).
Relative abundances of various elements contain valuable
information on the rate of supernovae of di↵erent types in
galaxies (e.g., Loewenstein 2013) and illuminate the enrichment history of the ICM (e.g., Bulbul et al. 2012b).
Line ratios of various ions can also provide diagnostics
of the physical properties of the ICM, uncover the presence of multi-temperature gas, nonequilibrium ionization
!
[email protected]
!
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138.
2 NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA.
Submitted to ApJ, 2014 February 10
CNN breaking news
1
DETECTION OF AN UNIDENTIFIED EMISSION LINE IN THE STACKED X-RA
CLUSTERS
idea: mettere insieme 73 osservazioni di cluster di galassie
per aumentare
la statistica: analizzate
le osservazioni
dias charge
1. INTRODUCTION
states and nonthermal
emission processes such
exchange (Paerels & Kahn 2003).
Galaxy
clusters
are
the
largest
aggregations
of
hot
inXMM-Newton e Chandra. Correzioni
permatter,
il red-shift
As for dark
80 years from (0.01-0.35)
its discovery by
tergalactic gas and dark matter. The gas is enriched
ABSTRACT
We detect a weak unidentified emission line at E = (3.55 3.57) ± 0.03 keV in a stacked XMM
spectrum of 73 galaxy clusters spanning a redshift range 0.01 0.35. MOS and PN observations
independently show the presence of the line at consistent energies. When the full sample is divided
into three subsamples (Perseus, Centaurus+Ophiuchus+Coma, and all others), the line is seen at
> 3 statistical significance in all three independent MOS spectra and the PN “all others” spectrum.
The line is also detected at the same energy in the Chandra ACIS-S and ACIS-I spectra of the Perseus
cluster, with a flux consistent with XMM-Newton (however, it is not seen in the ACIS-I spectrum of
Virgo). The line is present even if we allow maximum freedom for all the known thermal emission
lines. However, it is very weak (with an equivalent width in the full sample of only ⇠ 1 eV) and located
within 50–110 eV of several known faint lines;
the detection is at the
limit of the current
instrument
arXiv:1402.2301v1
[astro-ph.CO]
10 Feb
2014
capabilities and subject to significant modeling uncertainties. On the origin of this line, we argue that
there should be no atomic transitions in thermal plasma at this energy. An intriguing possibility is
the decay of sterile neutrino, a long-sought dark matter particle candidate. Assuming that all dark
matter is in sterile neutrinos with ms = 2E = 7.1 keV, our detection in the full sample corresponds to
a neutrino decay mixing angle sin2 (2✓) ⇡ 7 ⇥ 10 11 , below the previous upper limits. However, based
on the cluster masses and distances, the line in Perseus is much brighter than expected in this model,
significantly deviating from other subsamples. This appears to be because of an anomalously bright
line at E = 3.62 keV in Perseus, which could be an Arxvii dielectronic recombination line, although
its emissivity would have to be 30 times the expected value and physically difficult to understand. In
principle, such an anomaly might explain our line detection in other subsamples as well, though it
would stretch the line energy uncertainties. Another alternative is the above anomaly in the Ar line
combined with the nearby 3.51 keV K line also exceeding expectation by factor 10–20. Confirmation
with Chandra and Suzaku, and eventually Astro-H, are required to determine the nature of this new
line.
:1402.2301v1 [astro-ph.CO] 10 Feb 2014
DETECTION OF AN UNIDENTIFIED EMISSION LINE IN THE STACKED X-RAY SPECTRUM OF GALAXY
CLUSTERS
Esra Bulbul1,2 , Maxim Markevitch2 , Adam Foster1 , Randall K. Smith1 Michael Loewenstein2 , and
Scott W. Randall1
Un altra breaking news!
An unidentified line in X-ray spectra of the Andromeda galaxy and Perseus galaxy cluster
A. Boyarsky1 , O. Ruchayskiy2, D. Iakubovskyi3,4 and J. Franse1,5
2
Ecole
Polytechnique
Fédérale de Lausanne, FS
3
Bogolyubov
Institute of Theoretical Physics
4
National University “Kyiv-Mohyla Acade
Leiden Observatory, Leiden University,
•
We identify a weak line at E ∼ 3.5 keV in X-ray
cluster – two dark matter-dominated objects, for which
observatory. Such a line was not previously known t
Although the line is weak, it has a clear tendency to
stronger for the Perseus cluster than for the Androm
“blank sky” dataset. Although for individual objects
to an instrumental effect or an atomic line of anomal
originating from the decay of dark matter particles. F
astrophysical targets may help to reveal its nature.
•
arXiv:1402.4119v1 [astro-ph.CO] 17 Feb 2014
The nature of dark matter (DM) is a question of crucial imobject. However, if the same feature is present in the spectra
Osservazione
consistente
di
una
linea
at
with objects,
3-4 σandsignificance!
portance for both cosmology and for fundamental physics. As
of 3.5KeV
a number of different
its surface brightness and
neutrinos – the only known particles that could be dark matrelative normalization between objects is consistent with the
ter candidates
– are known
to be precedente
too light to be consistent
with dati
expected
behaviorcon
of the controlli
DM signal, thisanche
can provide
much
Analisi
diversa
dalla
e su
diversi,
sulla
various observations (see e.g. [1] for a review), it is widely anmore convincing evidence about its nature.
dipendenza
radiale
e
sul
contenuto
relativo
di DM!
ticipated that a new particle should exist to extend the hot Big
The present paper takes a step in this direction. We present
Bang cosmology paradigm to dark matter. Although many
the results of the combined analysis of many XMM-Newton
candidates
have been
put
forwardche
by particle
physicists (see
Molte
analisi
in
corso
potranno
chiarire
la situazione!
observations of two objects at different redshifts – the Perseus
e.g. [2]), little is known experimentally about the properties
cluster and the Andromeda galaxy (M31) – together with a
of DM particles: their masses, lifetimes, and interaction types
exposure “blank
sky” dataset. la
We situazione
study the 2.8–8 keV
remain largely
unconstrained.
A priori,
a given DMnel
candidate
Missione
Astro-H
sara’
lanciata
2015long
e aiutera’
a chiarire
energy band and show that the only significant un-modeled
can possess a decay channel if its lifetime exceeds the age
excess that is present in the spectra of both M31 and Perseus
of the Universe. Therefore, the search for a DM decay signal
is located at ∼ 3.5 keV energy and the line
in Perseus
is corWalter
M.
Cagliari
INFN
Bari 26/05/2014
provides
anBonivento
important test-toCERN/INFN
constrain the properties
of DM in
64
rectly redshifted as compared to Andromeda (at 95% CL). The
a model-independent way. For fermionic particles, one should
The nature of dark matter (DM) is a question of crucial importance for both cosmology and for fundamental physics. As
neutrinos – the only known particles that could be dark matter candidates – are known to be too light to be consistent with
various observations (see e.g. [1] for a review), it is widely anticipated that a new particle should exist to extend the hot Big
Bang cosmology paradigm to dark matter. Although many
candidates have been put forward by particle physicists (see
e.g. [2]), little is known experimentally about the properties
of DM particles: their masses, lifetimes, and interaction types
remain largely unconstrained. A priori, a given DM candidate
can possess a decay channel if its lifetime exceeds the age
of the Universe. Therefore, the search for a DM decay signal
provides an important test to constrain the properties of DM in
a model-independent way. For fermionic particles, one should
search above the Tremaine-Gunn limit [3] (! 300 eV). If the
mass is below 2me c2 , such a fermion can decay to neutrinos
and photons, and we can expect two-body radiative decay with
photon energy Eγ = 21 mDM . Such particles can be searched
for in X-rays (see [4] for review of previous searches). For
each particular DM model, the particle’s mass, lifetime and
other parameters are related by the requirement to provide the
correct DM abundance. For example, for one very interesting
DM candidate – the right-handed neutrino – this requirement
restricts the mass range to 0.5 − 100 keV [4, 5]. A large part
of the available parameter space for sterile neutrinos is fully
consistent with all astrophysical and cosmological bounds [6],
and it is important to probe it still further.
•
We identify a weak line at E ∼ 3.5 keV in X-ray spectra of the Andromeda galaxy and the Perseus galaxy
cluster – two dark matter-dominated objects, for which there exist deep exposures with the XMM-Newton X-ray
observatory. Such a line was not previously known to be present in the spectra of galaxies or galaxy clusters.
Although the line is weak, it has a clear tendency to become stronger towards the centers of the objects; it is
stronger for the Perseus cluster than for the Andromeda galaxy and is absent in the spectrum of a very deep
“blank sky” dataset. Although for individual objects it is hard to exclude the possibility that the feature is due
to an instrumental effect or an atomic line of anomalous brightness, it is consistent with the behavior of a line
originating from the decay of dark matter particles. Future detections or non-detections of this line in multiple
astrophysical targets may help to reveal its nature.
The DM decay line is much narrower than the spectral resolution of the present day X-ray telescopes and, as previous
searches have shown, should be rather weak. The X-ray spectra of astrophysical objects are crowded with weak atomic and
instrumental lines, not all of which may be known. Therefore,
even if the exposure of available observations continues to increase, it is hard to exclude an astrophysical or instrumental
origin of any weak line found in the spectrum of individual
•
Instituut-Lorentz for Theoretical Physics, Universiteit Leiden, Niels Bohrweg 2, Leiden, The Netherlands
2
Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, FSB/ITP/LPPC, BSP, CH-1015, Lausanne, Switzerland
3
Bogolyubov Institute of Theoretical Physics, Metrologichna Str. 14-b, 03680, Kyiv, Ukraine
4
National University “Kyiv-Mohyla Academy”, Skovorody Str. 2, 04070, Kyiv, Ukraine
5
Leiden Observatory, Leiden University, Niels Bohrweg 2, Leiden, The Netherlands
5
.4119v1 [astro-ph.CO] 17 Feb 2014
1
Un esempio di plot
!
M31
Blank sky
!
!
•
incompatibile, dicono gli autori, con linee atomiche
note e con possibili effetti strumentali (non sono un
esperto per giudicare se hanno ragione)
•
la significanza dichiarata e’ 3-4σ in vari sub-campioni
—>pertanto e’ il caso di aspettare ed essere cauti.
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
65
INFN Bari 26/05/2014
cases, such as the core of the Perseus cluster where many
neutral filaments are known, it is possible that CX could
-7
10be
large enough
to create a small fraction of the total
DM overproduction
X-ray emission, although Excluded
it would notbycreate
or enhance
X-ray
observations
-8
10a line at 3.57 keV or the DR line at 3.62 keV. CX could
not dominate the overall emission, however, as it would
-9 create Fe XVII and other lines that are not detected.
10also
10-10
Tremaine-Gunn / Lyman-α
2
Interaction strength Sin (2θ)
22
For fun:
nel grafico bi-dimensionale
5.2. Sterile neutrino decay line?
An interesting interpretation of the line is the decay
signature of the sterile neutrino, a long-sought dark mat10-11
ter particle candidate (Boyarsky et al. (e.g., 2009), see
our §1). The mass of the sterile neutrino would be douNot
enough
DM m =7.1 keV. The line flux
10-12
ble the decay
photon
energy,
s
detected
in
our
full
sample
corresponds
to a mixing angle
-13
10 for the decay sin2 (2✓) ⇠ 7 ⇥ 10 11 . This value is below
1
2
5
10
50
the upper limits placed by the previous searches, shown
Dark matter
MDMXMM-Newton
[keV]
in Fig. 12. Our detection
from themass
stacked
MOS observations galaxy clusters are shown with a star
in red in that figure. Figure 13 shows the detections and
upper limits we obtained from our various subsamples we
FIG. 4:
Constraints
on(based
sterileonneutrino
DM cluster
withinmasses
νMSM [4]. The
used
in this work
the included
blue point
would corresponds
to the best-fit
from
and distances),
as well as a comparison
with value
previous
up- M31 if the
per limit
placed
the Thick
Bullet errorbars
cluster by are
Boyarsky
line comes
from
DMusing
decay.
±1σ et
limits on the
al. (2008) at 3.57 keV, which is the most relevant earlier
flux. Thin
errorbars
to the uncertainty
in the DM distri
Figure 12. Recent constraints on sterile neutrino production
constraint
for us.correspond
Since the mixing
angle is a universal
models, assuming sterile neutrinos constitute dark matter (Abazabutionquantity,
in the center
M31. measurements must agree.
all theofsubsample
jian et al. 2007). Straight lines in black show theoretical predictions
The line in the subsample of fainter 69 clusters (full
assuming sterile neutrinos constitute the dark matter with lepton
number L = 0, L = 0.003, L = 0.01, L = 0.1. Constraints from the
sample sans Perseus, Coma, Ophiuchus and Centaurus)
cosmic
X-rayM.
background
are -shown
in the solidCagliari
(blue and hatched
Walter
Bonivento
CERN/INFN
INFN
Bari
corresponds to a mixing angle
that
is 26/05/2014
consistent with
regions). The region is solid green is excluded based upon obser- 66
the full sample; the same is seen (though with a mild
vations of the di↵use X-ray background (Abazajian et al. 2007).
Boyarski et al.
Harvard, NASA ecc.
A mio avviso questi risultati non vanno presi come
giustificazione dell’esperimento che proponiamo (di
fatto sono solo hint) ma piuttosto come una
dimostrazione che il campo e’ vivo e c’e’ un
generale interesse!
vedremo…
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
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INFN Bari 26/05/2014
Fine
Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari
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Naturalmente…
nulla vieta che esperimenti
in corso e/o pianificati non
possano dare piacevoli
sorprese…!
•
LHC upgrade HL
•
g-2
•
Belle2
•
MEG upgrade
•
μ->3e
•
LHC HE
•
pp 100TeV
•
MuTOe
•
TLEP
•
NA62
•
ILC
•
edm’s
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Collaborazione
internazionale
Gruppo iniziale di poche persone:
CERN, I(Cagliari,Napoli), CH(Zurigo), UK (ICL): 4 spokepersons nella collaborazione! + vari teorici(EPFL,INR
Moscow, ILTP Leiden)
!
+ G.DeLellis(NA), E.VanErwinen (CERN), F.Rademacher
(CERN)
Contatti avviati con molti altri gruppi in varie nazioni
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Inflazione ecc.
Il Modello di Shaposhnikov e’ minimale perche’ non introduce
alcuna altra particella fino alla scala di Planck!
L’inflazione e’ fornita dal Higgs, che si comporta come un
inflatone (Berzukov, Shaposhnikov)!
I risultati di BICEP2 (rivelazione del modo B di polarizzazione
del CMB con r=0.20+0.07-0.05), sono consistenti con il modello
dell’inflazione con Higgs (arXiv:1403.5043, arXiv:1403.6078)!
E’ stato anche costruito un modello (Bezrukov, Gorbunov,
arxiv:1403.4638) consistente con tutte le osservazioni
sperimentali in cui l’inflatone non e’ l’Higgs ma e’ una particella
leggera (<1GeV) che decade negli HNL
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Filtro attivo
W.Flegel
•
Soluzione più attraente da molti
punti di vista (anche economico)
•
Problema principale: il campo di
ritorno che piega i mu nella
direzione sbagliata
•
Moduli di 6m con campo di
ritorno alternato destra-sinistra:
150t di Fe con B=1.85T
•
Possibilmente seguito da un filtro passivo di 3000t di Fe di
•
Problema ulteriore: dove vanno i muoni deflessi? necessaria anche la
simulazione delle pareti del tunnel
•
attualmente un fattore 20 peggio della soluzione passiva. Work in progress.
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