il decadimento del p non si vede !

(1)

C. De Marzo, Dottorato in Fisica - 7 giugno 2005

Apparati per Fisica Astroparticellare - i telescopi per neutrini di AE -

C. N. De Marzo, Dip Fisica e INFN, Bari

(2)

Sommario

•preistoria dei telescopi per ν (NT)

• rivelatori a luce Čerenkov in acqua

•regole per un telescopio sott’acqua

•panorama internazionale dei telescopi

•cosa c’è e che cosa serbirebbe per un buon NT

(3)

• dal 1930: lo studio dei raggi cosmici

realizza un lunga tradizione di ricerche sotterranee e subacquee

• laboratori in Italia:

- Monte dei Cappuccini ^(Torino) - Monte Bianco (tunnel autostradale)

- Lab. del Gran Sasso (da fine ‘80)

(4)

• fine anni ‘70: le teorie di Grande

Unificazione prevedono il decadimento del protone (t_prev ≈ 10³¹ y)

• alcuni laboratori sotterranei a ciò dedicati:

- Soudan, Minnesota - IMB, Ohio

- Kamioka, Giappone

- NUSEX traforo del Monte Bianco

(5)

•

il decadimento del p non si vede !

•

si vedono tanti µ della rad. cosmica

ed anche neutrini atmosferici (cioè

µ

provenienti dal basso)

(6)

distribuzione dei muoni nel lab. del Frejus in

in ascissa la

‘slanth depth’

∝

cos(θ)

(7)

atmospheric Muons

Atmospheric Neutrinos dΦ/dΩ cm^-2 s^-1 sr^-1

cosθ_ν

10^-9 10^-11

10^-13 10^-15

10^-17

2400 m depth E > 1 TeV

Spettro dei µ in un laboratorio

sotterraneo

(simulato)

(8)

reazioni base di produzione dei neutrini atmosferici

p + N Æ p + N +

π

⁺ ⁺

π

^- ⁺

π° + . . . π

^± ^Æ

µ

^± ⁺

ν

^µ

µ

^± ^Æ

e

^± ⁺

ν

^µ ⁺

ν

^e

τ

_π

= 2.6 10

^-8

s τ

_µ

_{= 2.2 10}

^-6

_s

(9)

meccanismo detto

“beam dump”

(10)

tipi di sorgenti

• Galattiche (SNR, micro-quasar, centro galattico)

• Extra-galattiche (AGN, fondo µ-onde, . . ., GRB)

• Esotiche (difetti topologici, . . .)

(11)

(12)

Throughgoing

Internal Down

Internal Up

µ stop

Throughgoing: Emedian∼50 GeV 180/yr

(13)

distribuzione del tempo di volo dei muoni

in MACRO

(14)

psf di MACRO

∆θ = 0.6°

(dall’analisi

di 10⁶ coppie di muoni)

(15)

l’ombra della Luna in MACRO

(PRD59 (1999)).

(16)

Mappa dei 1356 ν

_µ

di MACRO

(17)

previsioni di vari modelli del flusso diffuso

Learned Mannheim

AGN GZK pγ AGN cores pp AGN cores

pγ blazar

GRB WB Limit

Stecker Nellen

Mannheim

Bierman Waxman

(18)

Macro: ≈ 10

³

m

²

≈ 10

⁴

m

³

per fare astronomia dei neutrini almeno 1 km

³

= 10

⁹

m

³

un volume 5 ordini di

grandezza maggiore

(19)

Conteggi da flusso diffuso in 1 km³ Guaranteed (GZK): 0.5/year Diffuse GRB: ^Waxman 50/year

Diffuse AGN (thin): ^Mannheim few/year (thick): >100/year

(20)

In conclusione:

- occorrono rivelatori con A

_eff.

≈ km

²

e volumi ≈ km

³

impossibili con

tecniche ‘a la MACRO’

- difficoltà tecniche a scavare sale

sotteranee ed elevato costo del

rivelatore

(21)

Per ciò l’unica soluzione

praticabile sono gli apparati basati sulla rivelazione di luce Čerenkov ed immersi in

acqua a grande profondità

(22)

Detecting neutrinos

µ

γ_č

43°

In ANTARES 2400 m depth

Cherenkov light from µ induced by ν

ν_µ µ

Both σ_ν_N & µ range ∝ Eν

(23)

la catena di cause ed effetti è:

ν

⁺ ^Æ

leptone

^Æ

hν

_Č_erenkov

in definitiva si misurano ampiezze e

tempi dei segnali ai Moduli Ottici (OM)

Æ Æ codice di ricostruzione delle tracce

(24)

(25)

Ricostruzione:

- traccia (6 param.) = in base alle

misure di tempo di arrivo dei fotoni e posizione dei relativi OM

- energia = in base alla luce totale

raccolta

(26)

risoluzione angolare in ANTARES

Reconstruction

resolution limited by light diffusion in water and

phototube TTs

(27)

Requested Physics Performance for a Neutrino Telescope - I

• Critical issues:

• effective area

(determines muon rate)

• angular resolution

(for point source searches)

• energy resolution

(diffuse flux searches)

• background rejection

(rejects mis-reconstructed cosmic muons)

(28)

NT Requested Performance - II

- High depth

- for background reduction

(cosmic ray muons, bioluminescence, . . .)

- Good environmental parameters

- high water trasparency

- reduced bio-luminescence

- reduced sedimentation and bio-fouling

(29)

proprietà del mezzo:

lung. di assorbimento: La = 1/a (trasp.) lung. di scattering: L_b = 1/b (scatt.)

lungh. di attenuazione: c = a + b

fondi: potassio (

⁴⁰

K)

bio-luminescenza

(30)

Confronto: liquido vs ghiaccio λ

_a

= 40÷70 m λ

_a

= 200 m λ

_sc

≈ ^{75 m} ^λ

_a

^{= 25 m}

40

K ~ 40 kHz (mare) = 0

bio-lumin. variabile assente

app. riconfigurabile non riconfig.

(31)

Telescopi per neutrini nel mondo

• BAIKAL, lago in Siberia prototipo (192 OM)

• AMANDA, Polo Sud presa dati

• ANTARES, Marsiglia in costruzione

• NEMO, Capo Passero (Sicilia) progetto, test di prototipi

• NESTOR, Pylos (GR) prototipo (12 OM)

(32)

Lago Bajkal

Bajkal

(33)

The first running detector: Baikal

192 OM arranged in 8 strings, 72 m height effective area >2000 m² (E_µ>1 TeV)

3600 m

1366 m

• Successfully running since 10 years

• Atmospheric neutrino flux measured

• Further upgrades planned, but km³ hardly reachable

(34)

NESTOR a Pylos, Peloponneso

NESTOR NEMO

(35)

NESTOR

• Tower based detector

• Up- and downward looking PMTs

• 3800 m deep

• Dry connections

• First floor (reduced size) with 12 PMTs deployed and

operated in 2003

(36)

The ANTARES Collab.

University of Sheffield

University of Leeds

CPPM, Marseille

DSM/DAPNIA/CEA, Saclay

C.O.M. Marseille

IFREMER, Toulon/Brest

LAM, Marseille

IReS, Strasbourg

Univ. de H.-A., Mulhouse

INFN and

University of Bari

University of Bologna

University of Catania

NIKHEF,Amsterdam

ITEP, Moscou

180 physicists, engineers and sea scientists from

24 European institutes:

(37)

ANTARES Site

Submarine Cable -2475m

La Seyne sur Mer

Institut Michel Pacha

Shore Station

(38)

Photomultiplier: 10 inch Hamamatsu

The Optical Module

LED pulser

(39)

Profiler for Sea currant

(ADCP)

Probe for salinity and temperature (CTD)

Probe for Sound velocity

Junction Box

LED Beacon

Laser Beacon Seismograph

hydrophones hydrophone

5 Storeys of Optical Modules

Anchor with electronics

containers Link Cables

Prototype Lines operated in 2003

Prototype Sector

Line (PSL) Dec 2002

Mini

Instrumentation Line

(MIL) Feb 2003

Dec 2002

March 2003

(40)

• 12 lines

• 25 storeys / line

• 3 PMTs / storey

• 900 PMTs

100 m

350 m 14.5 m

Junction 40 km to

shore to be deployed by 2005-2007

a storey

2500m depth

(41)

100m

LASER Beacon

LED beacon

PSL MIL

10m

100m

Calibrations with laser and LED

(42)

Acoustic Positioning

~ 1 cm Inter-transponder

≤ 6 cm Rang.Transpond.

< 6 mm Inter-rangemeter

precision (σ) Devices

10 cm

Hydrophone position measured every 10 sec

variation < 1 cm within 10 s Displacement < 70 cm

during one night

(43)

Energy & angular resolution

Energy resolution lg(E_rec/E_MC)

Factor 3 Factor 2

Resolution dominated by reconstructon

Limiting value ~0.15°

ν

µ

Resolution dominated by kinematic angle θ_νµ

Reconstruction resolution limited by phototube TTS and light diffusion in water

(44)

Calibrazione angolare

- µ ^dall’alto

- ombra della Luna

- ombra della costa

(45)

(46)

Cable deployment Oct. 2001

(47)

(48)

il Nautile

(49)

Il ROV VICTOR

il ROV VICTOR

(50)

(51)

2000-2003 AMANDA sky plot: 3369 events

sigma

No evidence for point-like sources with an E_ν^-2 energy spectrum based on the first four years of AMANDA-II.

The strongest excess was observed from the direction of the Crab nebula, with 10 events where 5 are expected.

(52)

Observation time for up-going neutrino events

TeV sources

µ^QSO

Galactic centre

Galactic coordinates

Mediterranean km³ 1.5 π sr common

view per day

(53)

Perciò occorrono due telescopi per esplorare tutto il Cielo

• Torniamo nel Mediterraneo:

• ANTARES: 0.1 km², 0.03 km³(Marsiglia)

• NEMO: 1.5 km², 1 km3 (Sicilia)

(54)

the NEMO Collaboration

INFN

Bari, Bologna, Catania, Genova, LNF, LNS, Napoli, Pisa, Roma

Università

Bari, Bologna, Catania, Genova, Napoli, Pisa, Roma “La Sapienza”

CNR

Istituto di Oceanografia Fisica, La Spezia Istituto di Biologia del Mare, Venezia

Istituto Sperimentale Talassografico, Messina

Istituto Nazionale di Geofisica e Vulcanologia (INGV)

Istituto Nazionale di Oceanografia e Geofisica Sperimentale (OGS)

(55)

Nemo site exploration activities

• Since 1998 continuous monitoring of a deep sea site located in a wide abyssal plain

close (≈80 km) to the coast of Sicily (Capo Passero) at about 3500 m

• More than 20 sea campaigns on the site to measure:

– water optical properties – optical background

– deep sea currents

– nature and quantity of sedimenting material

(56)

Comparison of NEMO and Antares data on water optical properties

• Absorption lengths measured in Capo

Passero are compatible with optically pure sea water data

• Large differences between Toulon and Capo Passero are observed in the blue region

• Values measured with the Antares Test 3’ setup are in good agreement with Optical water properties have been mesured in the summer 2002 in Capo

Passero and Toulon in two joint NEMO-ANTARES campaigns

(57)

Optical background

Light produced by biological entities (bioluminescence) → random bursts with very high counting rate

Decay of radioactive elements (mainly

40K) → stable frequency noise (≈30 kHz on a 8” PMT at 0.3 p.e. threshold)

No luminescent bacteria have been observed in Capo Passero below 2500 m

Data taken by Istituto Sperimentale Talassografico, CNR, Messina

(58)

Optical background at Capo Passero

Measurements performed with the device developed by

ANTARES

Dead time:

Fraction of time with Rate > 200 kHz

¾ PMT: 10”

¾ Thres: ~.5 SPE

(59)

the NEMO tower

Height:

compacted 15:20 m

total 750 m

instrumented 600 m n. beams 16 to 20 n. PMT 64 to 80

The NEMO tower is a semi-rigid 3D structure designed to allow easy deployment and recovery.

High local PMT density is designed to perform local trigger.

The NEMO tower is a semi-rigid 3D structure designed to allow easy deployment and recovery.

High local PMT density is designed to perform local trigger.

Beams:

length 20m spacing 40 m

A 1:5 scale model of the tower

(4 floors) tested in

shallow water on April 2004

floor

Tower compacted

Tower unfolded

(60)

electro optical cable from shore

140÷300m

secondary JBs

primary JB

towers

• 1 main Junction Box

• 8 ÷ 10 secondary Junction Boxes

• 60 ÷ 80 towers

• 140 ÷ 300 m between each tower

• 16 ÷ 18 floors for each tower

• 64 ÷ 72 PMT for each tower

• 4000 ÷ 6000 PMTs

• 1 main Junction Box

• 8 ÷ 10 secondary Junction Boxes

• 60 ÷ 80 towers

• 140 ÷ 300 m between each tower

• 16 ÷ 18 floors for each tower

• 64 ÷ 72 PMT for each tower

• 4000 ÷ 6000 PMTs

NEMO will be modular detector Great advantage in terms of reconfigurability

1^st Secondary JB 8 ÷10 towers Data transmission system: Mostly passive

component, Low power consumption Based on DWDM technique

First Multiplation Stage at tower base.

Data transmission system: Mostly passive component, Low power consumption

Based on DWDM technique

First Multiplation Stage at tower base.

(61)

Cable features:

¾10 Optics Fiber standard ITU- T G- 652

¾6 Electrical Conductors Φ 4 mm²

2.330 m

Double Armed Cable

20.595 m Single Armed Cable

Drop cable 2 Drop cable 2

5.220 m 5.220 m

Drop cable 1 Drop cable 1

5.000 m 5.000 m join

t

B U

join t tjoin

GEOSTAR

NEMO Phase 1 Lab

Layout of the installation

LNS test site in Catania

(62)

a multidisciplinary laboratory

First data from 2000 m

• GEOSTAR SN-1, a deep sea station for on-line seismic and

environmental monitoring by INGV. The NEMO test site is the Italian site for ESONET (European Seafloor Observatory NETwork);

• OνDE, for on-line deep sea acoustic background monitoring.

(63)

il decadimento del p non si vede !

Sommario

il decadimento del p non si vede !

si vedono tanti µ della rad. cosmica

µ

∝

reazioni base di produzione dei neutrini atmosferici

π

π

π° + . . . π

µ

ν

µ

e

ν

ν

τ

= 2.6 10

s τ

= 2.2 10

s

meccanismo detto

“beam dump”

tipi di sorgenti

distribuzione del tempo di volo dei muoni

in MACRO

psf di MACRO

∆θ = 0.6°

l’ombra della Luna in MACRO

Mappa dei 1356 ν

di MACRO

Macro: ≈ 10

m

≈ 10

m

per fare astronomia dei neutrini almeno 1 km

= 10

m

un volume 5 ordini di

grandezza maggiore

In conclusione:

- occorrono rivelatori con A

≈ km

e volumi ≈ km

impossibili con

tecniche ‘a la MACRO’

- difficoltà tecniche a scavare sale

sotteranee ed elevato costo del

rivelatore

Per ciò l’unica soluzione

praticabile sono gli apparati basati sulla rivelazione di luce Čerenkov ed immersi in

acqua a grande profondità

Detecting neutrinos

la catena di cause ed effetti è:

ν

leptone

hν

in definitiva si misurano ampiezze e

tempi dei segnali ai Moduli Ottici (OM)

Ricostruzione:

- traccia (6 param.) = in base alle

misure di tempo di arrivo dei fotoni e posizione dei relativi OM

- energia = in base alla luce totale

raccolta

risoluzione angolare in ANTARES

Requested Physics Performance for a Neutrino Telescope - I

NT Requested Performance - II

proprietà del mezzo:

fondi: potassio (

K)

bio-luminescenza

Confronto: liquido vs ghiaccio λ

= 40÷70 m λ

= 200 m λ

≈ 75 m λ

= 25 m

K ~ 40 kHz (mare) = 0

bio-lumin. variabile assente

app. riconfigurabile non riconfig.

Telescopi per neutrini nel mondo

_{= 2.2 10}

_s

≈ ^{75 m} ^λ

^{= 25 m}

- µ ^dall’alto