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.
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Neutrini da collasso
gravitazionale
Francesco Vissani
Bologna, 9 Dicembre, 2008
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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Neutrini da giovani
resti di supernova
Francesco Vissani
Bologna, 9 Dicembre, 2008
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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Sommario
(quasi un apologo)
Francesco Vissani
Bologna, 9 Dicembre, 2008
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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
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Referenze
Francesco Vissani
Bologna, 9 Dicembre, 2008
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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