Proceso Certificación y Manejo de Datos en EGEE Gonzalo Merino PIC/IFAE
IFAE 06, Pavia, 19-21 Aprile 2006 Sommario della Sessio Neutrini e Conveners: Laura Patrizii (INFN,...
-
Upload
arduino-longo -
Category
Documents
-
view
213 -
download
0
Transcript of IFAE 06, Pavia, 19-21 Aprile 2006 Sommario della Sessio Neutrini e Conveners: Laura Patrizii (INFN,...
IFAE’06, Pavia, 19-21 Aprile 2006Sommario della Sessio
Neutrini e
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)
Raggi Cosmici‘Updates’ su
•Astronomia Gamma
•Astronomia a Neutrini
•Raggi Cosmici Carichi
Detectors in Gamma-Ray Astrophysics
High SensitivityHESS, MAGIC, CANGAROO,..
Large Aperture/High Duty CycleMilagro, ARGO
Low Energy ThresholdEGRET/GLAST
Large Effective Area
Excellent Background Rejection (>99%)
Low Duty Cycle/Small Aperture
Space-based (small area)
“Background Free”
Large Duty Cycle/Large Aperture
Moderate Area/Large Area (HAWC)
Good Background Rejection
Large Duty Cycle/Large Aperture
High Resolution Energy Spectra
Studies of known sources
Surveys of limited regions of sky
Sky Survey (<10 GeV)
AGN Physics
Transients (GRBs) <100 GeV Unbiased Sky Survey
Extended sources
Transients (GRB’s) Andrew Smith
2005 ICRC, Pune India
Image intensity Shower energy
Image orientation Shower direction
Image shape Primary particle
MAGICMAGIC
HESS galactic plane surveyHESS galactic plane survey
330°
Sources > 6 sigma: 9 new, 11 total
Sources > 4 sigma: 7 newMost sources:
• Shell-type SNR
• Pulsar-Wind-Nebulae
• Unidentified
• New objects
Vincenzo Vitale (“Astronomia gamma con telescopi Cherenkov”) )
Mrk421Mrk501
Crab
Pulsar AGN
The VHE The VHE γγ ray sky ray sky
+ some additional sourcesin galactic plane.
1995
2005
RX J1713-3946RX J1713-3946
First evidence for particle acceleration in an SNR shell
Discovered in 1996 in X-rays by the Roentgen Satellite (Rosat)
Visible (Chinese Astronomers)
February 27- March 28
AD 393
Milagro
• 2600m slm (New Mexico)• Water Cherenkov Detector
• 0.75o risoluzione angolare• Buona reiezione bkg rimane il 50% dei gamma
scartando il 91% dei protoni
8 meters
e
80 meters
50 meters
Bassa soglia in energia (qualche centinaio di GeV )Elevato duty cycle (>95%)Grande campo visivo (~2 sr)
• 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 rivelatori
Paola Salvini (“Astronomia Gamma con esperimenti a copertura totale”)
Crab significance 10.0.Mrk421 significance 5.4. Point in Cygnus Region at 5.9.
MILAGRO ALL SKY SURVEY
Cygnus Region Mrk421 Crab
Vicinity of the Crab
•Convolve Cygnus region excess with Milagro PSF(0.75O). •Region shows resolvable structure.
Cygnus Region MorphologyHEGRA detected TeV Source: TEV J2032_4130.
PSF
ARGO-YBJ collaboration 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
(P. Salvini)
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
Why neutrino astronomy?Neutrino astronomy aims at the identification of the sources of the UHECRs 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
• 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
Giorgio Riccobene (“Astronomia a neutrini con km3 sott’acqua e sotto il ghiaccio)
QuickTime™ e undecompressore TIFF (Non compresso)
sono necessari per visualizzare quest'immagine.
QuickTime™ e undecompressore TIFF (Non compresso)
sono necessari per visualizzare quest'immagine.
ANTARES is installing a 0.1 km2 demonstrator detector close to Toulon
~70 m
14.5 m
to be deployed by 2005-2007
Line 1 deployed
Feb. 2006
Real Data: atmospheric
muons reconstructed
• 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.
NEMOThe 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 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).
1 particella m-2 s-1
Knee1 particella m-2 anno-1
Ankle1 particella km-2 anno-1
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
Spettro della componente “leggera” e “pesante” dei primari
KASCADESolo lo spettro ottenuto congli eventi “electron rich” mostra il cambiamento di pendenza
MACRO -EAS-TOPL = p + HeH = Mg + Fe
Macro EAS TOP
Cascata em
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 AS)
• Composizione chimica dei primari cresce all’aumentare dell’energia
• Sviluppi futuri: – ricerca del ginocchio della componente pesante dei raggi cosmici– Modelli di interazione (inel, K, ......)
indirect observation (EAS)
direct observation
(1 particle per km2--century)
many joules inone particle
UHECR
Daniel De Marco (“Fisica dei raggi cosmici di altissima energia: aspetti teorici”)
propagation of UHECRs: protons• redshift losses
• pair production (Eth ~ 5x1017 eV) pUHE +CMB N + e+ + e-
• pion production (Eth ~ 7x1019 eV) pUHE +CMB N + high inelasicity (20 – 50%)
GZK suppression: loss length @ 5x1019 eV = 1 Gpcloss 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 DeterminationThe energy converter:
Compare ground parameter S(1000) with the fluorescence detector energy.
Transfer the energy converter to the surface array only events.
Log S(1000)
Log (E/EeV)
10EeV
1 EeV
Hybrid EventsStrict event selection: track length >350g/cm2 Cherenkov contamination <10%
Uncertainty in this rule increases
from 15% at 3 EeV
to 40% at 100 EeV
AGASAHiResAuger
AGASAHiResAuger
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