Neutrini al di l`a del sole.
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Neutrini al di l`a del sole.
Neutrini al di là del sole. Quali sono gli obbiettivi dell’astronomia neutrinica? F. Vissani INFN Gran Sasso, Gruppo di Fisica Teorica L’astronomia neutrinica ha già raggiunto obbiettivi importanti con i neutrini solari. Vari esperimenti proseguono la ricerca di segnali di neutrini dal cosmo; ma spesso le aspettative per questo tipo di astronomia sono poco chiare. In questo spirito, vorremmo discutere 2 sorgenti interessanti per le quali è possibile delineare qualche tipo di predizione, e precisamente le supernove con collasso gravitazionale (Eν ≈ 10 MeV) ed giovani resti di supernova (Eν ≈ 1 − 100 TeV). Basato su lavori in con Pagliaroli, Costantini, Ianni, Villante e presentato in occasione del premio IOP-SIF intitolato alla memoria di Beppo Occhialini. 1/21 Neutrini da collasso gravitazionale Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 2/21 Aspettative per l’emissione da collasso gravitazionale Figure 1: Tipica forma di curve di luminosità di νe e ν̄e nello scenario standard. Il picco iniziale di durata di 0.5 s, chiamato “emissione da accrescimento”, sembra essere essenziale per l’esplosione. Gli antineutrini sono osservabili nei rivelatori convenzionali (Čerenkov ad acqua e scintillatori) grazie a ν̄e p → ne+ detta a volte ‘decadimento beta inverso’. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 3/21 I dati di neutrino dalla SN1987A C’è qualche evidenza di una alta luminosità iniziale dalla curva di accumulazione dei 29 eventi (sommando 30 s di Kamiokande-II, IMB e Baksan) e questo è in accordo con le aspettative appena ricordate. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 4/21 Ancora sui dati di neutrino dalla SN1987A Kamiokande-II, rosso (16 eventi, bkgr atteso 5.6); IMB, blu (8 eventi, bkgr atteso 0); Baksan, viola (5 eventi, bkgr atteso 1). IMB seleziona le alte energie. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 5/21 Analisi dei dati nello scenario standard ? Descriviamo il segnale utilizzando due fasi di emissione; la prima considerando e+ n → pν̄e ; la seconda invece usando il classico corpo nero neutrinico (neutrinosfera). ? Ognuna delle fasi ha 3 parametri: intensità, energia media, durata. ? Si tiene in conto di efficenze, bkgr, tempo morto e bias di IMB. ? Errori di misura, in particolare su energia, tenuti in conto. ? Si usano solo i tempi relativi degli eventi (t1 = 0); 3 "offset times" per descrivere il tempo tra il primo neutrino ed il primo evento. ? "Binnaggio" in energia, tempo ed angolo e Poisson in ogni bin. Su questa base tecnica, formuliamo la domanda: I risultati della analisi dei dati somigliano o meno alle aspettative del collasso standard? In ultima istanza, la risposta sta nel valore dei 6 parametri astrofisici. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 6/21 Risultati dell’analisi [1/2] La miglior verosimiglianza si ottiene con i seguenti parametri astrofisici: Rc = 16 km, Tc = 4.6 MeV, τc = 4.7 s, Ma = 0.2 M , Ta = 2.4 MeV, τa = 0.6 s. Parametri del raffreddamento (fase termica) ragionevoli. Ma , frazione del nucleo esterno e durata accrescimento in accordo con aspettative standard. L’energia totale emessa, ottenuta stimando teoricamente il contributo degli altri neutrini, è di 2.2 × 1053 erg; di nuovo, molto ragionevole. Ovviamente gli errori sui parametri sono grandi: solo 29 eventi a fronte di 9 parametri di fit. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 7/21 Risultati dell’analisi [2/2] Figure 2: Luminosità di antineutrino ed energia media nel punto di miglior fit. Le curve hanno un andamento regolare e somigliano ai risultati delle simulazioni numeriche. L’evidenza per una fase di accrescimento iniziale è circa 2.5 sigma. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 8/21 Applicazioni [1/2] La presenza di masse dei neutrini distorce il flusso atteso: 2 h i 2 D mν MeV Φ(Eν , t) → Φ(Eν , t + δt) con δt = 2.6 s × × × 50 kpc eV Eν Quindi possiamo mettere un limite sulla massa (90% CL): un pò peggio di quello citato su PDG Francesco Vissani e molto peggio di quelli da ricerche in lab. o da cosmologia. Bologna, 9 Dicembre, 2008 9/21 Applicazioni [2/2] Possiamo usare il flusso trovato per delineare le aspettative da una futura supernova. Ad esempio, per D = 20 kpc e con LVD troviamo: Deduciamo il tempo assoluto di inizio del segnale Tb da: Tb = T1 (primo evento) − tb (fit della distribuzione) con un errore di 30 msec. Interessante per la ricerca di GW a VIRGO! Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 10/21 Dubbi e domande... 1. SN1987A: un oggetto peculiare? 2. Significato delle osservazioni del Monte Bianco? 3. Direzionalità degli eventi? 4. Altri neutrini oltre a ν̄e ? 5. Possibile una teoria del collasso lungo le linee standard? 6. Effetti della rotazione e del campo magnetico? 7. Transizione a stella ibrida? 8. Descrizione delle oscillazioni? 9. Siamo pronti per la prossima SN galattica? Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 11/21 Neutrini da giovani resti di supernova Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 12/21 Le motivazioni I resti di supernova possono compensare la perdite di CR della Galassia: ( Ekin ≈ 1051 erg (1 foe) ρCR VCR Ekin ≈ 0.1 × dove τCR τSN τSN ≈ 30 anni sfruttando le potenzialità della accelerazione di Fermi. In associazione con un bersaglio fisso, si producono mesoni carichi e dunque neutrini: pCR + pgas → π ± + X seguito da π + → µ+ νµ seguito da µ+ → e+ νe ν̄µ Allo stesso tempo si producono mesoni neutri, e dunque raggi gamma. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 13/21 Un oggetto del genere: RX J1713-3946 Log@Ep 2.5 Yp HTeV1.5 cm-2 s-1 LD Recentemente è emerso un resto di supernova (che era negli annali cinesi!) la cui radiazione gamma al TeV osservata da H.E.S.S. sembra essere dovuta a 0 processi adronici come π → γγ. . -9.2 -9.4 -9.6 -9.8 -0.5 0 0.5 LogHEp 1 TeVL 1 1.5 2 2.5 3 Figure 3: Sinistra: flusso “effettivo” di CR dal SNR estratto dalle osservazioni da H.E.S.S.. Destra: stesso flusso, come atteso dall’associazione di una nube molecolare di 300 M e raggi cosmici per 0.05 foe, con spettro tagliato esponenzialmente. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 14/21 Come calcolare i neutrini dai gamma Siccome π 0 → γ e π ± → ν vengono dallo stesso processo, l’osservazione dei gamma permette di calcolare il flusso dei neutrini. Tecnicamente, il calcolo è semplificato dalla linearità del problema: 8 < Φν [E] = cπ Φγ [ E ] + cK Φγ [ E ] + R 1 dx kν [x] Φγ [E/x] µ νµ µ νµ 0 x 1−rπ 1−rK R : Φν [E] = cπ Φγ [ E ] + cK Φγ [ E ] + 1 dx kν [x] Φγ [E/x] µ ν̄µ 1−rπ ν̄µ 1−rK 0 x µ dove rπ = (mµ /mπ )2 e simile per i K. Le costanti c ed le funzioni k[x] sono quantità calcolabili e note. Le oscillazioni sono autmomaticamente incluse. Per spettri di potenza, questo si traduce in stretta proporzionalità dei flussi. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 15/21 Neutrini da RX J1713-3946 Log@FΝ EΝ 2.5 1 cm-2 s-1 TeV1.5 D -11 -11.2 -11.4 -11.6 -11.8 -12 -1 Francesco Vissani -0.5 0 Log@EΝ 1 TeVD 0.5 1 1.5 2 2.5 Bologna, 9 Dicembre, 2008 16/21 Eventi attesi in un rivelatore nell’emisfero nord Il metodo classico di rivelazione di neutrini cosmici è di usare la terra come convertitore di νµ in µ. Otteniamo le seguenti predizioni: Table 1: Eth (TeV) Nµ+µ ∆Nµ+µ ∆Nµ+µ Nµ+µ 0.05 5.65 0.35 0.06 20.5 0.2 4.67 0.33 0.07 6.6 1 2.44 0.28 0.11 1.1 5 0.57 0.17 0.30 0.1 20 0.08 0.07 0.95 0.007 Atmo Nµ+µ Numero di eventi Nµ+µ attesi nel sito di Antares per km2 per anno e per varie soglie di energia. L’incertezza corrisponde all’incertezza sulle osservazioni. Il fondo di neutrini atmosferici verticali è stimato con una finestra angolare di 1◦ . Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 17/21 Dubbi e domande... 1. Come convalidare l’ipotesi adronica sull’origine dei gamma? 2. Come funziona in dettaglio l’accelerazione nei SNR? 3. Dove è il taglio nello spettro di altri SNR, come Vela Jr.? 4. Esistono sorgenti nascoste di neutrini (e.g., µQSO)? 5. Che spettro hanno i neutrini da AGN? 6. Cosa vedrà IceCUBE? Ed ANITA? 7. Quante sorgenti sopra il TeV riusciremo ad osservare? 8. Siamo pronti per iniziare l’astronomia di neutrini sopra il TeV? Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 18/21 Sommario (quasi un apologo) Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 19/21 Pensando alla astronomia con neutrini bisogna ricordare che l’esplorazione di nuove finestre di osservazione è sempre stata fatta con qualche aspettativa: Radiazione osservata Oggetto astronomico Teoria corrente Teoria alternativa luce visibile satelliti medicei eliocentrismo geocentrismo radio pulsar stella neutroni (L.G.M.) microonde CMBR big bang stato stazionario astronomia X Cigno X-1 buco nero stellare (scomm. Hawking) UHECR nuclei gal. attivi BH centrale o jet modelli top-down γ al TeV giovani resti SN π 0 → γγ+rad.lept. solo rad. leptonica ν̄e intorno a 10 MeV SN collasso standard rotazione/QS νµ sopra il TeV SNR π ± da collisioni CR solo rad. leptonica Chissà se ho davvero discusso alcuni degli oggetti interessanti e se sono riuscito a non scrivere nella colonna ‘teoria alternativa’; le sorprese sono possibili! Ma la cautela non ci esime ne’ dal confronto con le aspettative ne’ dal continuare a porci domande. Grazie per l’attenzione! Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 20/21 Referenze Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008 21/21 Le principali fonti da cui abbiamo attinto per questa rassegna sono: Per i neutrini da supernova: PRD70 (2004) 043006, JCAP 0705 (2007) 014, Proc. IV “NOVE” (2008) 215 e LNGS/TH-01/08. Tesi di dottorato Giulia Pagliaroli (L’Aquila, Dic. 08). Per i neutrini da resti di supernova: Astropart.P. 23 (2005) 477, ibid. 26 (2006) 310, e tesi di dottorato Maria Laura Costantini (L’Aquila, Feb. 07). PRD76 (2007) 125019, NIMA588 (2008) 123 e PRD (2008) 103007. Francesco Vissani Bologna, 9 Dicembre, 2008