IL FLUSSO DI NEUTRINI ATMOSFERICI E LA SUA COMPONENTE PROMPT IL FLUSSO DI NEUTRINI ATMOSFERICI E LA SUA COMPONENTE PROMPT. STUDIO DEL SUO IMPATTO NEL TELESCOPIO PER NEUTRINI ANTARES. Relatori: Dr. Teresa MONTARULI Dr. Francesco CAFAGNA Alessandro Bruno

Schema della Tesi Studio dei n atmosferici e, in particolare, della componente prompt; impatto nei telescopi per neutrini (fondo irriducibile). Generazione del flusso di  (convenzionali e prompt) tramite tecniche Monte Carlo (FLUKA). Specializzazione della produzione per le alte energie. Scrittura di un software in C++ per l'esperimento ANTARES in grado di fornire flussi di neutrini atmosferici e astrofisici. 14/12/2005 Alessandro Bruno

I  Atmosferici Componente “Convenzionale” decadimento di m, p e K domina per E< 10÷100 TeV Componente “Prompt” decadimento di adroni charmati: D±, D°, D°bar, Ds± e c+ prevale al di sopra di 100 TeV circa I neutrini atmosferici sono il risultato finale della catena di decadimento originata dall’interazione dei RC primari con l’atmosfera terrestre. La competizione fra il decadimento e l’interazione delle particelle parenti è regolata dalla loro energia critica. 14/12/2005 Alessandro Bruno

I Neutrini Prompt: Peculiarità del Flusso Dipendenza angolare Altezza di produzione Isotropia Il flusso non dipende da h Rapporto dei sapori Dipendenza energetica Flussi di  e e prompt uguali Lo spettro segue l’andamento dei RC primari 14/12/2005 Alessandro Bruno

Il Flusso di  Prompt: Riassunto Caratteristiche Diverso rapporto di sapori Diversa dipendenza angolare Diversa dipendenza energetica 14/12/2005 Alessandro Bruno

I Neutrini Prompt Motivazioni dello Studio Sezione d’urto di produzione di charm Funzione di distribuzione dei partoni Fondo per gli studi sulle oscillazioni dei  Fondo per i telescopi di neutrini L’eventuale misura dei prompt imporrà dei vincoli sulla sez. d’urto di produzione di charm ad HE. E’ stato dimostrato come l’indice spettrale dei prompt dipenda linearmente dalla pendenza della funzione di distribuzione partonica per valori di x molto piccoli non raggiungibili negli acceleratori. 14/12/2005 Alessandro Bruno

Il Flusso di Leptoni Prompt: Ingredienti del Calcolo Modelli adronici produzione charm (RQPM, QGSM, pQCD) INCERTEZZA SUL VALORE DELL’ENERGIA DI CROSSOVER Spettro e composizione dei RC primari Altri fattori: Calcolo degli sciami atmosferici Modello dell’atmosfera Qui alessandro presenta i calcoli necessità di estrapolare i dati degli acceleratori !!! 14/12/2005 Alessandro Bruno

FLUKA Monte Carlo Codice di interazione e trasporto largamente usato in HEP, medicina, spazio, . . . (60 part., Emax=10 PeV, geometria, molti “benckmark”) Modelli adronici usati: PEANUT: fino a 5 GeV (risonanze) Dual Parton Model: fino a decine di TeV (QCD non perturbativa) DPMJET: fino a 10 PeV (hard+soft, pQCD) 14/12/2005 Alessandro Bruno

FLUKA: Set-up di Simulazione Il Nuovo Spettro dei RC Primari normalizzazione difficile !!! utilizzo di un nuovo fit, presentato all’ICRC2005, per risolvere le problematiche legate al deficit nei flussi di neutrini di alta energia (>100 GeV) riscontrato nel precedente calcolo Misura RC: diverse tecniche sperimentali, normalizzazione complessa degli spettri, mancanza misure dirette sopra 100 GeV. ICRC2001: normalizzazione inferiore del 25% rispetto SK e MACRO -25% 14/12/2005 Alessandro Bruno

FLUKA: Set-up di Simulazione Il Nuovo Spettro dei RC Primari Nuovo “All Particle Spectrum” inclusione del ginocchio (dipendente dalla carica): EZ,knee/nucleone = Z × 3000 TeV / A 14/12/2005 Alessandro Bruno

FLUKA Set-up di Simulazione Estensione dei precedenti limiti energetici (da 100 GeV a 106 GeV per i primari) Modello atmosfera isoterma in 100 “shell” (miscela di N, O ed Ar; descrizione simmetrica) Selezione di µ, e e , convenzionali e prompt 14/12/2005 Alessandro Bruno

FLUKA: Produzione ed Analisi dei Dati più di 80 milioni di RC primari generati notevole sforzo computazionale !!! Produzione divisa per basse (primari: 0.5÷105 GeV) ed alte energie (primari: 10 ÷106 GeV, DPMJET) Catene di produzione statisticamente indipendenti Circa 2000 file da gestire Somma di produzioni statisticamente omogene (riduzione della produzione in pochi file per ogni componente) Automatizzazione delle operazioni (script per la “shell bash” di LINUX) Conversione in file di ROOT contenenti istogrammi ed alberi (“Tree”) con la statistica finale: analisi dei dati Fit degli istogrammi somma e salvataggio dei parametri per NF 14/12/2005 Alessandro Bruno

I Flussi di FLUKA e  flutot: dpmjet2: 0.5 ÷ 105 GeV 10 ÷ 106 GeV 14/12/2005 Alessandro Bruno

I Telescopi per Neutrini Principi e Tecniche di Rivelazione Grande volume “sensibile” (esiguità flusso e piccola ) Interazioni di neutrini ( indotti per CC da nm dal basso) Effetto Cherenkov I fondi fisici ( dall’alto e nm atmosferici dal basso) ed ottici (decadimento del 40K, bioluminescenza, sedimentazioni) 14/12/2005 Alessandro Bruno

Il Telescopio ANTARES PRESTAZIONI D’AVANGUARDIA 12 stringhe (ognuna con 75 moduli ottici (PMT) e un contenitore per l’elettronica) Sistemi per la calibrazione temporale (sistema di clock, LED beacon e laser beacon) Sistemi per la calibrazione spaziale (tiltometri, compassi, acoustic beacon, GPS) Linea di strumentazione (monitoraggio ambiente) Cavo elettro-ottico (40 km) Risoluzione angolare ≈ 0.2° sopra 10 TeV Area efficace per i  ≈ 0.1 Km2 Sensibilità < 7.8 × 10-8 E-2 GeV-1cm-2s-1sr-1 (1 anno), < 3.9 × 10-8 E-2 GeV-1cm-2s-1sr-1 (3 anni) PRESTAZIONI D’AVANGUARDIA 14/12/2005 Alessandro Bruno

ANTARES: La Catena di Simulazione Generazione delle interazioni dei n (GENHEN) Propagazione dei secondari (MUSIC) Simulazione della luce Cherenkov emessa e risposta del rivelatore a tale radiazione (KM3, GEASIM) Ricostruzione delle tracce a partire dei segnali misurati dai PMT (RECO) 14/12/2005 Alessandro Bruno

La Classe “NeutrinoFlux” Generatore di flussi di neutrini (atmosferici ed astrofisici) Caratteristiche del codice (scritto in C++, facilità di utilizzo e duttilità, rende immediatamente utilizzabile la produzione di FLUKA, …) Interfaccia al software di ANTARES (già presentata alla Collaborazione, la classe è destinata a diventare parte integrante del codice dell’esperimento: GENHEN) 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: Generalità Flussi differenziali (GeV-1 s-1 sr-1 cm-2) o integrati sull’angolo (GeV-1 s-1 cm-2)  atmosferici (3 modelli di convenzionali, 11 modelli di prompt)  astrofisici (7 modelli di flusso da AGN, 8 da GRB, 3 limiti teorici superiori sul flusso) Modello della classe scelto al momento della creazione di questa attraverso i costruttori: NeutrinoFlux::NeutrinoFlux(string model, string modelPrompt) NeutrinoFlux::NeutrinoFlux(int modelAstro) 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: i n Atmosferici Fit degli spettri originali: funzione polinomiale 2D di 5° grado in (log(E), cosJ): Salvataggio dei parametri in apposite tabelle 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: i n Atmosferici 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: i n Astrofisici NeutrinoFlux: Parametri del Costruttore Flux model int modelAstro WB98_bound_noevol 1 WB98_bound_evol 2 MPR98 3 M95_loud_A 4 M95_loud_B 5 M98 6 H98_AGN 7 HZ97 8 P96 9 AD01 10 WB98_GRB 11 W00_reverse 12 W00_forward 13 W00_sum 14 AHH00 15 H98_GRB 16 HH99 17 PFWB00 18 G01_internal 19 G01_reverse 20 User_diffuse 1000 User_point 2000 NeutrinoFlux: i n Astrofisici Fit dei flussi somma leggi di potenza: a×Eb + c×Ed + … Formato tabelle per ogni modello l’intervallo energetico e i parametri sono salvati in file secondo il formato: Emin(GeV) Emax(GeV) n. di param. A B C D Emin(GeV) Emax(GeV) n. di param. E F ……….. Possibilità di implementare modelli da parte dell’utente 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: i n Astrofisici 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: l’Interfaccia a GENHEN axl_flux( ) Permette l’utilizzo della classe nel software di ANTARES: selezione flussi attraverso nuove “data card” Scritta in C++ Uso di wrapper (ambiente misto: F77 e C++) Uso delle librerie g2c per la compilazione (ambiente misto) Sostituisce la vecchia funzione atmflux_new( ) di GENHEN 14/12/2005 Alessandro Bruno

Il Flusso di Neutrini in ANTARES Catena simulazione completa !!! 14/12/2005 Alessandro Bruno

Il Flusso di Neutrini in ANTARES Catena simulazione completa !!! 14/12/2005 Alessandro Bruno

Il Flusso di Neutrini in ANTARES Catena simulazione completa !!! 14/12/2005 Alessandro Bruno

Conclusioni Estensione dei limiti energetici nella simulazione del flusso di  atmosferici con FLUKA, utilizzo di un nuovo spettro dei primari ed inclusione della componente prompt Creazione di un codice in C++ per una valutazione semplice ed immediata dei flussi di  atmosferici ed astrofisici; integrazione del codice nel software di ANTARES Simulazione completa della rivelazione di  atmosferici (convenzionali e prompt) in ANTARES 14/12/2005 Alessandro Bruno

14/12/2005 Alessandro Bruno

L’Astronomia dei Neutrini Caratteristiche (proprietà di “puntamento direzionale” e “orizzonte di osservabilità”) Motivazioni (conferme Big Bang, unificazione forze fondamentali, materia oscura, processi adronici alla sorgente, ...) Sorgenti astrofisiche di neutrini (microquasar, supernova remnants, AGN, GRB, …) Collegamento con l’astronomia gamma (produzione negli stessi siti, stessa forma e normalizzazione degli spettri) Telescopi per neutrini (grande volume sensibile (dell’ordine del km3), uso di radiatori Cherenkov naturali) 14/12/2005 Alessandro Bruno

I  Atmosferici: Ingredienti del Calcolo Spettro e composizione dei RC primari Produzione e sviluppo di cascate atmosferiche Interazione e propagazione dei secondari 14/12/2005 Alessandro Bruno

Canali per la Rivelazione di Neutrini Prompt Neutrini prompt dal basso (muoni indotti per CC sotto il rivelatore) Muoni prompt dall'alto (uguaglianza dei flussi di nm e m al livello del mare) Sciami indotti da n prompt dall'alto (interazioni di CC da parte di ne) 14/12/2005 Alessandro Bruno

ANTARES: Copertura di Cielo 3.5 sr (annuale) 1.5 sr (annuale, in comune con AMANDA) 0.5 sr (istantanea, in comune con AMANDA) 14/12/2005 Alessandro Bruno

ANTARES: Prestazioni d’avanguardia Risoluzione angolare 0.2° sopra 10 TeV Area efficace per i  e per i µ area attiva di rivelazione ≈ 0.1 km2 Sensibilità < 7.8 × 10-8 E-2 GeV-1cm-2s-1sr-1 (1 anno) < 3.9 × 10-8 E-2 GeV-1cm-2s-1sr-1 (3 anni) 14/12/2005 Alessandro Bruno

FLUKA: Accuratezza dei modelli adronici Validazione con i dati sperimentali (muoni atmosferici [CAPRICE], interazioni p-Be, produzione di charm) 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: Uso della Classe Costruttori: NeutrinoFlux(); NeutrinoFlux(string model, string modelPrompt); NeutrinoFlux(string model); NeutrinoFlux(int modelAstro); Lettura dei parametri del fit: void ReadParConv(string model); void ReadParPrompt(string modelPrompt); void ReadParAstro(string modelname); void ReadParMu(string model); 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: Uso della Classe Flusso differenziale (GeV-1 s-1 sr-1 cm-2) double FluxConv(int neut_type, double E_neut, double costheta) const; double FluxPrompt(int neut_type, double E_neut, double costheta) const; double FluxAtmo(int neut_type, double E_neut, double costheta) const; double FluxAstro(double E_neut) const; Flusso integrato sull’angolo (GeV-1 s-1 cm-2) double FluxConvInt(int neut_type, double E_neut) const; double FluxPromptInt(int neut_type, double E_neut) const; double FluxAtmoInt(int neut_type, double E_neut) const; 14/12/2005 Alessandro Bruno

NeutrinoFlux: l’Interfaccia a GENHEN Se FLUXTAG(1)=8  axl_flux( ) FLUXPAR(1) = tipo di flusso: 1 flusso convenzionale soltanto 2 flusso prompt soltanto 3 flusso atmosferico totale 4 flusso astrofisico FLUXPAR(2) = modello convenzionale: 1 Bartol 2004 2 Honda 2004 3 Fluka 2005 Se FLUXPAR(1) = 4, FLUXPAR(2) = modello di flusso astrofisico (pag. 28) FLUXPAR(3) = modello di prompt: 1 naumov_rqpm 2 naumov_qgsm 3 martin_kms 4 martin_mrs 5 martin_gbw 6 pQCD_opt 7 pQCD_pes 8 RQPM_pes 9 RQPM_opt 10 QGSM_pes 11 QGSM_opt 14/12/2005 Alessandro Bruno