Per quanto riguarda i neutrini, come abbiamo gi`a sottolineato, esistono scarsissimi ri- scontri sperimentali dell’esistenza di un flusso diffuso proveniente dal piano galattico. In questo paragrafo confronteremo i risultati del nostro codice con l’upper-limit prodot- to da AMANDA-II ed analizzeremo quali sono le possibilit`a di rivelazione del diffuso da parte di ANTARES, NEMO, ICECUBE (si rimanda al Cap.2 per una descrizione di questi esperimenti).
L’esperimento AMANDA-II [59] nella regione 33◦ < l < 213◦, |b| < 2◦ fornisce un limite superiore (supponendo indice spettrale −2.7) di:
Φnu(> 1 TeV) < 3.1· 10−9cm−2s−1sr−1 (6.3) mentre il nostro codice prevede
Φnu(> 1 TeV) = 4.3· 10−11cm−2s−1sr−1 (6.4) La compatibilit`a `e dunque buona con l’upper limit di AMANDA. Osserviamo che il flusso atteso `e maggiore del limite superiore di Waxman-Bachall per il fondo extra- galattico (si veda il Cap.2).
Per quanto riguarda le possibilit`a di rivelare con discreta significativit`a il flusso diffuso da parte di esperimenti con volume strumentato di ∼ 1 km3, i risultati da noi
ottenuti – in particolare il profilo verticale molto piccato – suggeriscono che il miglior rapporto segnale/rumore sia presente nella fascia molto ristretta |b| < 2◦ centrata sul Piano Galattico.
Nella figura (6.12) riportiamo il rate di eventi attesi per un detector con area efficace dell’ordine di quella di Nemo in 3 diversi intervalli di longitudine, a confronto con il rate atteso per i neutrini atmosferici. La figura `e stata calcolata con una versione bi- dimensionale del codice di integrazione lungo la linea di vista [38] e non con il completo modello 3D della distribuzione del gas che ho descritto in questa tesi, non vi sono comunque differenze significative in questo tipo di calcolo tra modello tridimensionale e adattamento a simmetria azimutale. Appare evidente che i rate sono molto bassi e fino a energie ∼ 100 TeV il segnale `e pi`u piccolo del fondo: con i rate riportati in figura, si prevedono diversi anni di presa dati per rivelare un eccesso sul fondo degli atmosferici con buona significativit`a.
Per`o, alla luce delle considerazioni dei paragrafi precedenti, se `e vera l’ipotesi che l’emissione γ da regioni come quella del Cigno o del Centro Galattico sia di tipo adroni- co, `e ragionevole attendersi un segnale di neutrini pi`u intenso da queste zone, rivelabile in tempi pi`u brevi. Questa possibilit`a `e gi`a stata accennata nel Cap. 2, ed trova ampi consensi in letteratura; si veda ad es. [27] (in cui, partendo dai dati di HESS, viene stimato il flusso di neutrini corrispondente nell’ipotesi che l’emissione sia adronica e viene discussa la possibilit`a di rivelazione del flusso calcolato) oppure il recente [61].
Sviluppi futuri
7.1
Studio dell’emissione su piccole scale angolari
I ragionamenti che abbiamo condotto per quanto riguarda la regione del Cigno osservata da MILAGRO e il centro galattico osservato da H.E.S.S. richiedono alcuni commenti aggiuntivi.
Avevamo gi`a fatto notare nel Cap. 3 che i modelli del gas da noi adottati sono “smooth” e non contengono i dettagli della struttura a nubi. Ora, alla luce dei risultati di MILAGRO e H.E.S.S., occorre ripensare anche la parte di lavoro riguardante la propagazione dei raggi cosmici. Quello che `e stato calcolato, infatti, `e un mare diffuso di RC, che non presenta variazioni rapide all’interno della Galassia, e che `e il risultato della diffusione, durata decine di migliaia di anni, di RC provenienti da sorgenti diverse che si sono “accese” e “spente” nelle diverse regioni della Galassia.
Le osservazioni indicano per`o che se in corrispondenza di un sito di accelarazione di RC esiste una nube molecolare gigante (o un complesso di nubi) la popolazione di cosmici accelerati “in situ” 1 pu`o dare origine a uno “spot” molto intenso di emissione
γ di alta energia.
Si pone quindi il problema di considerare un modello pi`u dettagliato che tenga conto di questo effetto: a questo scopo `e necessario implementare innanzi tutto la struttura granulare della distribuzione del gas, e successivamente fornire una stima di quanto il fenomeno della coincidenza tra nube molecolare e acceleratore di RC sia diffuso nella Galassia.
Visto che non `e al momento possibile disporre di una mappa completa e precisa della distribuzione delle nubi nella Galassia, abbiamo pensato ad uno studio di tipo statistico, che prevede la costruzione di un modello in cui le nubi vengono disposte in modo da riprodurre l’andamento su larga scala della densit`a di gas molecolare, e in
1ben differenziata dal mare diffuso poich´e presenta uno spettro pi`u vicino a quello di iniezione,
quindi pi`u duro
modo che il loro spettro di massa obbedisca alle leggi di potenza discusse nel Cap. 3, ma in cui le posizioni esatte – entro questi constraints – sono casuali.
Figura 7.1: Modello di Galassia popolato da nubi molecolari con struttura frattale. Il modello ha puramente uno scopo esemplificativo, e serve a mostrare l’effetto della granularit`a della distribuzione del gas sui profili calcolati dei γ e dei neutrini; ci`o nonostante, le masse e le posizioni delle nubi sono state scelte in modo da riprodurre l’andamento a larga scala della densit`a di gas molecolare previsto dal modello Ferriere+Bronfman.
Con un approccio di questo tipo lo scopo del lavoro non sarebbe quello di riprodur- re i profili osservati, ma di studiare – ad esempio – lo spettro di Fourier delle mappe prodotte. Lo spettro di Fourier dell’emissione γ pu`o essere, ad esempio, assai interes- sante per discriminare la componente adronica da quella leptonica: in effetti, i calcoli effettuati con Galprop evidenziano gi`a (si ricordi la figura 6.7) come il contributo del- l’IC (componente leptonica) abbia un andamento pi`u “smooth” e quindi povero di alte frequenze spaziali. Sarebbe quindi interessante, visto che nei prossimi anni avremo probabilmente – grazie a Glast – mappe a risoluzione maggiore del cielo gamma, avere un modello che permetta di confrontare l’emissione anche nel dominio delle frequenze spaziali.
Inoltre, un modello che descrive il gas fino al dettaglio dei singoli “clumps” permet- terebbe di indagare la diversa penetrazione dei RC nelle nubi al variare dell’energia, e di valutare se questo effetto si ripercuote sullo spettro energetico dell’emissione.