La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

La presentazione è in caricamento. Aspetta per favore

1 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008. Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Arequipa, Peru, 2008 2 u d c s t b e e Carica +2/3 -1/3.

Presentazioni simili


Presentazione sul tema: "1 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008. Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Arequipa, Peru, 2008 2 u d c s t b e e Carica +2/3 -1/3."— Transcript della presentazione:

1 1 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

2 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Arequipa, Peru, u d c s t b e e Carica +2/3 -1/3 0 quark leptoni Particelle fondamentali massa crescente

3 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Arequipa, Peru, Momentum direction Spin direction Neutrino Anti-Neutrino spin 1/2 Spin direction Momentum direction spin 1/2

4 Rivelatore e x ? Reattore, x Tunnel di decadimentoRivelatore raggi cosmici primari Atmosfera Rivelatore Terra x ? e Nucleo (zona delle reazioni di fusione )

5 Neutrini da supernove P,, A Muoni Hadronic shower ? Neutrini da sorgenti em. showers Neutrini solari hadronic shower Sottoterra si può studiare la componente penetrante dei raggi cosmici

6 Atmosferici Solari Astrofisici CosmologiciSupernova 6 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

7 Tempi evolutivi solari corrispondente a ~ 3·10 13 J/kg. L'ossidazione del carbonio fornisce ~ 9·10 6 J/kg. La contrazione gravitazionale può aver prodotto l'energia: Le reazioni di fusione di H sono invece in grado di produrre 6·10 14 J/kg e garantire l'esistenza del Sole per anni.

8

9 9 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

10 e + 37 Cl 37 A+e 10 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

11 e + 71 Ga 71 Ge+e 11 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

12 REAZIONE 37 Cl catture (SNU) 71 Ga catture (SNU) pp0,0 70,871,1 pep0,230,213,012,99 7 Be1,120,9934,430,9 8B8B6,154,0614,110,77 13 N0,10 3,772,36 15 O0,340,376,033,66 17 F0,0030,06 totale7,95, ,5 misurato2,6+0,16+0,14 (Homestake) 70+8 (Gallex) (Sage) 12 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

13 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Arequipa, Peru, SuperK

14 SuperKamiokande 14 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

15 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Arequipa, Peru,

16 16 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

17 17 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

18 18 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

19 80 % of expected e from baselines km Reactor baseline KamLAND ~ 5 x 10 6 e / cm 2 / sec Few evts/day detected 19 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

20 20 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

21

22 22 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

23 Sole 23 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre (Kepler) 1572 (Ticho) (Crab) 1006

24 25 M Piero Galeotti 24 Bologna, 6 Ottobre 2008

25 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre Binding energy emitted as 99% Neutrinos of all flavors 1% Kinetic energy 0.01% Optical luminosity

26 26 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

27 Fase del collasso123 Energia totale in neutrini (10 53 erg) 0,11,73 Energia media dei neutrini (MeV) Durata temporale (s)0,043, Formazione del core opaco ai neutrini ( neutrinosfera ). 2. Accrescimento dellinviluppo sul core. 3. Raffreddamento Kelvin della neonata stella di neutroni calda. 27 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

28 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre Neutrini da collassi stellari In un core stellare con M C ~ M Ch ci sono ~ elettroni; quindi il numero massimo di neutrini da neutronizzazione emessi è Poichè la loro energia media è ~ 10 MeV = J, in totale l'energia emessa in questa fase è circa J, ossia ~ M C ·c 2. L'energia emessa in neutrini durante i processi di annichilazione e + e - è ~ volte maggiore, ossia ~3·10 46 J. Per un collasso al centro della Galassia (d~8.5 kpc) il flusso di e e a Terra è:

29 kT (MeV) E th (MeV)0,010,1 t (s) 110> 25 50,152,559,324,435, ,081,334,812,718,3 150,020,391,43,75,4 200,000,070,30,71,0 50,234,014, ,173,010, ,091,65, ,040,62,25,98,5 50,315, ,274,616, ,193,211, ,111,86, Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

30 Main interactions in scintillator Inverse β decay: Neutrino-elettron scattering: Neutral currents interactions: Charged currents interactions: 30 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

31 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre The possibility to observe the neutrino burst depends on background conditions Cosmic rays 0 < E < а) muons b) secondary particles generated by muons (e,, n and long-life isotopes) с) the products of nuclear reactions and electromagnetic interactions Natural radioactivity Е < 30 МeV, mainly Е < 2.65 МeV Deep underground location Low radioactivity materials Anti-coincidence system Coincidence of signals in several detectors Sources of background Background reduction

32 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre

33 Physics goal Detect neutrino burst from a galactic Supernova A massive (1 kton) scintillation detector for neutrino LNGS 15 Years Università di Bologna e Infn Bologna Ifsi-Inaf Torino, Università e Infn Torino Infn-Lngs Assergi, Infn-Lnf Frascati Inr Ras, Moscow, Russia Mit, Boston USA University of Campinas, Brazil Piero Galeotti 33 Bologna, 6 Ottobre 2008

34 The LVD detector 840 scintillator counters, 1.5 m 3 each, are inserted in modules holding 8 counters each. The modules are grouped and stacked together to form three towers of 35 modules each. The scintillator of ach counter (1.2 tons) is watched from the top by 3 PMTs (15 cm diameter). 34 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

35 Topology INTERNAL Counters (M=570 tons) FRONT VIEW EXTERNAL Counters (M=430 tons) TOP VIEW 35 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

36 Quasi-thermal (Fermi- Dirac) neutrino energy spectra from inner layers of collapsing star (neutrinospheres). Uncertainties on values of temperatures. Typically Typical energy scale 0-50 MeV 36 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

37 Neutrino Burst Detection in LVD interactions in scintillator e + p n + e + i ( x ) + e - i ( x ) + e - e + 12 C 12 N + e - e + 12 C 12 B + e + i ( x ) + 12 C i ( x ) C NC and CC interactions on carbon nuclei useful for neutrino oscillation. e tagging through detection of delayed from n capture at low energy threshold, efficiency 60%. - Piero Galeotti 37 Bologna, 6 Ottobre 2008

38 LVD 10 years High duty cycle (>99.5% since 2002) Fiducial Active Mass (M~ 900 tons since Jun/2001) 38 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

39 Active Mass and Duty Cycle

40 The stability of the scintillator has been monitored for about 2 years using a 252 Cf n-source and periodically measuring: n-capture efficiency n mean capture time They both do not show any hint of variation or degradation. Other measurements are done on smaller samples by directly measuring transmittance, light yield, and fluor concentration. n-capture efficiency mean capture time stability survey Piero Galeotti 40 Bologna, 6 Ottobre 2008

41 How can the neutrino burst be identified ? T Detection of a burst of N pulses in a short time interval T А t 41 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

42 42 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

43 Normalized to same number of events. In a 10 s burst, 10 events are expected from background. 43 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

44 RUNSince:To: Uptime [days] Duty Cycle Mass [tonn] PUBLISHED RUN 1Jun 6 th 92May 31 st %31023 rd ICRC 1993 RUN 2Aug 4 th 93Mar 11 th %39024 th ICRC 1995 RUN 3Mar 11 th 95Apr 30 th %40025 th ICRC 1997 RUN 4Apr 30 th 97Mar 15 th %41526 th ICRC 1999 RUN 5Mar 16 th 99Dec 11 th %58027 th ICRC 2001 RUN 6Dec 12 th 00Mar 24 th %84228 th ICRC 2003 RUN 7Mar 25 th 03Feb 4 th 05666>99%88129 th ICRC 2005 RUN 8Feb 5 th 05May 31 st 07846>99%93630 th ICRC 2007 LVD 4919 days rate of Galactic Gravitational Stellar Collapses [D20kpc]< 0.18 event/year 90% c.l. SUPER KAMIOKANDE rate of Galactic Gravitational Stellar Collapses [D100kpc] < 0.32 event/year 90% c.l. Galaxy survey Piero Galeotti 44 Bologna, 6 Ottobre 2008

45 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre Ian Shelton (U.To) 10 astrograph

46 h 2 h 52 m 7 h 36 m 9 h 22 m 15 h 54 m Sk – 69 o 202 McNaught Radio (21cм) ? Shelton Jones DiscoveryJones Mont Blanc Kamioka, IMB, Baksan S W (У В) 1987А mvmvmvmv UT Shelton Feb24 Feb25 Piero Galeotti 46 Bologna, 6 Ottobre 2008

47 Neutrino 84, 11th Int. Conf.on Nutrino Physics and Astrophysics

48 On line print of five pulses on 23 febbrury 1987 at 3 hr, 52 min, i.t., detected at Mt. Blanc LSD experiment

49 Hirata et al. PR D 448 (1988)

50 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre Mont Blanc5 pulses E > 5 MeV UT 2:52: ms Kamioka11 8 7:35: min IMB8 25 7:35: ms BST (2+5) 10 2:52:34 and 7:36:06 (+ 2s-54s) DETECTED NEUTRINO SIGNALS The main signal comes from electron antineutrinos: e p ne + followed by e + e _ annihilation producing 2 s, detectable in scintillator but not in water. The Mont Blanc signal (5.8 < E vis < 7.8 MeV) corresponds to 4.6 < E vis < 6.6 MeV in water, at the limit to be detected in Kamioka.

51 Kamioka - Mont Blanc correlations 0 LSD t = 1.0 ms Kamioka t= 60 sec - 60 s + 60 s - 60 s + 60 s shift Piero Galeotti 51 Bologna, 6 Ottobre 2008

52 IMB K Kamiokande has a time error ± 1 minute Kamiokande time correction s Schramm and Truran (1990) Piero Galeotti 52 Bologna, 6 Ottobre 2008

53 LSD: 91 events, f=0.72/min E th 5-7MeV K-II: 191 events, f=1.4/min E th 7.5MeV (20 hits) T: from 1:45 to 3:45

54 LSD-KAMIOKANDE Coincidences in 34 hours hrs intervals – Feb. – Feb t = 0.5 s Shift = 7.0 s Shift = 6.9 s 1462 events at LSD 2890 events at Kamioka Expected: 2.03

55 91 Mt. Blanc events 240 Baksan events

56 Annals New YORK Academy of Sciences, Vol. 571, pag. 577 New York 1989 Ed. by Ervin Fenyves

57

58 Coincidences Mt.Blanc-Kamioka Coincidence window t = s Bin width: 2 hours Coincidence time: 34 hours Kamioka time + 7 seconds N C = /7200 = 2.4 N O = 9 Mt. Blanc event time 1:45 – 3.45 U.T. 58 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

59 hours of 23 February

60 Conclusions drawn in 1987 Neutrinos: One or two bursts? or a long activity during the coincidence time? Was that a 2 steps collapse, first into a NS and 4.7 hours later into a BH or a SQM star? More statistics is needed !!! Light: A week after the explosion m V = 4.5 and M V = being 18.5 the distance module, and A V = Hence this SN wouldnt be visible by naked eye if exploded in the disk of our Galaxy, unless closer than ~ 5 kpc (assuming an extinction parameter of ~ 1.5 mag/kpc). However the neutrino burst would have been 100 times stronger !!! Hidden sources: Are there sources visible only in neutrinos and not light? Is the rate of collapses higher than that of SN? Piero Galeotti 60 Bologna, 6 Ottobre 2008

61 Piero Galeotti 61 Neutrino interactions in iron, Fe e + 56 Fe 56 Co+e - p Bologna, 6 Ottobre 2008

62 Liquid Scintillator Detector (LSD) Fe (2 cm) Fe (10 cm) H=5200 m.w.e. 72 counters 90 tons of С n H 2n (n~9), 200 tons of Fe 4.5 m 8m8m 6 m 62 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

63 С n H 2n e e e 63 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

64 11 in 12 s Nh > in 12 s Nh > 20 7 in 6 s Nh > 21 7 in 6 s Nh > 21

65 IMB E > 15 MeV No IMB E < 15 MeV

66 66 February 23, m v =6 m m v =12 m Geograv LSD KII IMB BUST 2:52:35,4 2:52:36,8 43,8 2:52: :52:34 7:36:00 7:35:35 7:54:22 7:35:41 7:36: optical observations Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

67 A rotating collapsar A rotating collapsar Two-Stage Gravitational Collapse Model View from above View from aside 5 h later 67 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008

68 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre

69 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre

70 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre

71 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre arXiv: v1 [astro-ph] 29 Apr 2008

72 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre

73 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre arXiv: v1 [astro-ph] 24 Sep 2008


Scaricare ppt "1 Piero GaleottiBologna, 6 Ottobre 2008. Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Arequipa, Peru, 2008 2 u d c s t b e e Carica +2/3 -1/3."

Presentazioni simili


Annunci Google