IFAE 06, Pavia, Aprile 2006 Sommario 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 Sensitivity HESS, MAGIC, CANGAROO,.. Large Aperture/High Duty Cycle Milagro, ARGO Low Energy Threshold EGRET/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 (GRBs) Andrew Smith 2005 ICRC, Pune India

Sensitivity of γ detectors High galactic latitudes b = cm -2 s -1 sr -1 (100 MeV/E) 1.1 ). Cerenkov telescopes sensitivities (Veritas, MAGIC, Whipple, Hess, Celeste, Stacee, Hegra) are for 50 hours of observations.Large field of view detectors sensitivities (AGILE, GLAST, Milagro, ARGO, AMS) are for 1 year of observation.

-Directly from satellites (HE) < O(10 GeV) -Indirectly from ground-based installations (VHE) > O(100 GeV) Satellites: EGRET --> HE -ray astronomy already consolidated. Remarkable success of New Generation of Cherencov Telesc. (HESS, MAGIC) Number of known sources (E > 1 TeV) tripled in 1.5 years [12 32] Spectrum, Morphology, Time Variations. ==> DAWN OF A GOLDEN AGE FOR CHERENKOV TELESCOPES

STACEE CACTUS MILAGRO TIBET ARGO-YBJ PACT GRAPES TACTIC VERITAS MAGIC HESS CANGAROO TIBETMILAGRO VHE γ detectors Vincenzo Vitale (Astronomia gamma con telescopi Cherenkov )

Image intensity Shower energy Image orientation Shower direction Image shape Primary particleMAGIC

HESS galactic plane survey 330° Sources > 6 sigma: 9 new, 11 total Sources > 4 sigma: 7 new Most sources: Shell-type SNR Pulsar-Wind- Nebulae Unidentified New objects Vincenzo Vitale (Astronomia gamma con telescopi Cherenkov) )

Mrk421 Mrk501 Crab Pulsar AGN The VHE γ ray sky + some additional sources in galactic plane

RX J 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

RX J Preliminary Index ~ 2.1 – 2.2 Little variation across SNR No evidence of cutoff or break at high energy Acceleration of primary particles in SNR shock to well beyond 100 TeV

GRBs observation with MAGIC # GRB Event Satellite Onset [UTC] Dt alert [sec] Dt obs. [sec]q[deg]z1GRB050408HETE16:22: GRB050421SWIFT04:11: GRB050502SWIFT02:14: GRB050505SWIFT23:22: GRB050509ASWIFT01:46: GRB050509BSWIFT04:00: GRB050528SWIFT04:06: GRB050713ASWIFT04:29: On 13 July 2005 MAGIC has observed a GRB with only 40 s delay Preliminary analysis shows no signal Constrain models on prompt emission

Milagro 2600m slm (New Mexico) Water Cherenkov Detector 0.75 o 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)

Gamma-Ray Bursts Intensi bursts di raggi uniformemente distribuite nellUniverso (anni60) fenomeno energetico ~10 54 ergs! Osservazioni giornaliere da satellite (regione del keV)! Fondamentale studio emissione in altre regioni dello spettro (es.afterglows) Durata da 0.1 a 100s circa: distinguibili due gruppi ( due differenti meccanismi) Spatial Distribution GRB Positions in Galactic Coordinates Lo studio dello spettro ad alta energia dei GRBs è una delle pi ù forti motivazioni per un rivelatore di VHE con ampio campo di vista.

Crab significance 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(0.75 O ). Region shows resolvable structure. Cygnus Region Morphology HEGRA 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)

The ARGO-YBJ detector The PAD (56 62 cm 2 ) is the space-time pixel ARGO has PADs The detector will be covered by a 0.5 cm thick lead converter layer Detector data taking (Jan-Jul 2005) 1900 m 2 BIG PAD ADC RPC Read-out of charge induced on Big Pads Events saturating Strips time resolution ~ 1 ns space resolution = cm 2 (1 strip) Tappeto completo (~ 6000m2 ) installato Marzo 2006 Now in data taking !!!! Sampling ring circonda il tappeto estendo larea di rivelazione a circa 6500m2

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 lemissione da GRB sono stati posti mediante la tecnica di scaler mode Lesperimento è stato rodato con successo

Why neutrino astronomy? 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 sottacqua e sotto il ghiaccio)

ANTARES is installing a 0.1 km 2 demonstrator detector close to Toulon ~70 m 14.5 m to be deployed by Line 1 deployed Feb 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\ ) Optical background is low (25 kHz on 10 PMT at 0.5 s.p.e. threshold) and mainly due to 40 K decay since the bioluminesce activity is extremely low. Underwater currents are very low (2.5 cm/s) and stable. NEMO 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 km 3 ; development of technologies for the km 3 (technical solutions chosen by small scale demonstrators are not directly scalable to a km 3 ). 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 km 3 ; development of technologies for the km 3 (technical solutions chosen by small scale demonstrators are not directly scalable to a km 3 ).

1 particella m -2 s -1 Knee 1 particella m -2 anno -1 Ankle 1 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

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 Single Source Model

Misure per Separare diverse ipotesi Composizione Chimica Anisotropie Spettri dei singoli Elementi Misure da Satellite o Palloni (primari) Bassa Statistica Determinazione dellenergia, sempre meno diretta Misura della carica del Primario Misure da Terra (su EAS) Alta Statistica Interpretazione dei dati legata ai MC

Spettro della componente leggera e pesante dei primari KASCADE Solo lo spettro ottenuto con gli eventi electron rich mostra il cambiamento di pendenza

MACRO -EAS-TOP L = p + He H = Mg + Fe Macro EAS TOP Cascata em

Risultati Principali e Prospettive eV < E < 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 allaumentare dellenergia Sviluppi futuri: –ricerca del ginocchio della componente pesante dei raggi cosmici –Modelli di interazione ( inel, K,......)

indirect observation (EAS)direct observation (1 particle per km 2 --century) many joules in one particle UHECR Daniel De Marco (Fisica dei raggi cosmici di altissima energia: aspetti teorici)

propagation of UHECRs: protons redshift losses pair production (E th ~ 5x10 17 eV) p UHE + CMB N + e + + e - pion production (E th ~ 7x10 19 eV) p UHE + CMB N + high inelasicity (20 – 50%) GZK suppression: loss 5x10 19 eV = 1 Gpc loss eV = 100 Mpc loss lengths

Pierre Auger Observatory Surface Array 1600 detector stations 1.5 km spacing 3000 km 2 Fluorescence Detectors 4 Telescope enclosures 6 Telescopes per enclosure 24 Telescopes total

Energy Determination The 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 Events Strict event selection: track length >350g/cm2 Cherenkov contamination <10% Uncertainty in this rule increases from 15% at 3 EeV to 40% at 100 EeV

AGASA HiRes Auger

Prospettive E>10 18 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