Космические нейтрино высоких энергий и дополнительные размерности пространства

Космические нейтрино высоких энергий и дополнительные размерности пространства А. В. Киселев ИФВЭ, Протвино Научная сессия-конференция секции ядерной физики ОФН РАН "Физика фундаментальных взаимодействий " Институт физики высоких энергий, Протвино, 23 декабря, 2008

План доклада Спектр космических лучей высоких энергий Диффузионные потоки космических нейтрино Дополнительные пространственные измерения Рассеяние нейтрино на нуклонах в моделях с дополнительными измерениями Нейтринные телескопы Квази-горизонтальные атмосферные ливни на установке Оже Выводы 2

Спектр космических лучей Область энергий E <3 1014 e. V – атмосферные нейтрино Шкала энергий: Ge. V – Te. V – Pe. V – Ee. V – Ze. V 3

GZK-обрезание спектра космических лучей (Greisen, Zatsepin, Kuzmin, 1967) длина поглощения для рассеяния протонов сверхвысоких энергий на микроволновых фотонах 4

Данные с детекторов AGASA и Hi. Res AGASA – события с энергиями E > EGZK Hi. Res - наблюдение GZK-обрезания 5

Данные с детектора Auger (Pierre Auger Coll. , 2008) Экстраполяция спектра E-2. 69 Ожидаемое число событий c энергией E>40 Ee. V - 167 Наблюдаемое число - 69 GZK обрезание (>6 ) 6

Диффузионные потоки космических нейтрино “Гарантированный” GZK (cosmogenic) поток Существенно зависит от состава первичных частиц (протоны - тяжелые ядра) Космические “ускорители”: активные ядра галактик (AGN), гамма-всплески (GRBs), … Поток чувствителен к границе раздела между галактической и межгалактической компонентами спектра космических лучей 7

Активное ядро галактики (AGN) 8

Соотношение ароматов (источник) Осцилляции нейтрино (детектор) Ограничение на диффузионный поток нейтрино: (все ароматы, 1013 e. V < E < 1020 e. V) (Waxman, Bahcall, 1999) 9

Топ-даун (TD) модели (источники - супер-массивная темная материя, топологические дефекты, …) Мотивированы данными AGASA Предсказывается доминирование фотонов в спектре космических лучей Закрыты недавними измерениями потоков -квантов коллаборацией Auger: доля фотонов в спектре: < 2 % при E = 10 Ee. V < 31% при E = 40 Ee. V (Pierre Auger Coll. , 2008) 10

Обнаружение сигналов от космических нейтрино позволит: обнаружить источники космических лучей (КЛ) и их положение во Вселенной понять механизм(ы) ускорения КЛ установить границу перехода по энергии к межгалактической части спектра измерить поток космических нейтрино (состав по ароматам) и сечения рассеяния N В СМ N малы и медленно растут с энергией значительный (доминирующий) вклад “ новой физики при сверхвысоких энергиях 11

Дополнительные измерения с плоской метрикой (ADD-модель) (Arkani-Hamed et al. , Antoniadis, 1998) n – число дополнительных измерений MPl - масса Планка MD - D-мерный (D=4+n) гравитационный масштаб R – радиус доп. измерений 12

Массы Калуца-Клейновских возбуждений: Взаимодействие гравитонов с полями СМ: Время жизни: Спектр – практически стабильные частицы спина 2 (сигнатура поиска – “missing mass”) 13

Дополнительное измерение с кривизной (RS-модель) (Randall & Sundrum, 1999) Ad. S 5 - метрика: r – размер дополнительного измерения (- r y r) – параметр кривизны Массы KK-гравитонов: xi – корни функции Бесселя J 1(x) 14

Gravity Pla nck br an Te. V e br an e SM Y=0 Y= r 15

Лагранжиан взаимодействия: Малая кривизна: (Giudiche et al. , A. K. & Petrov, 2005) Спектр гравитонов – легкие резонансы с расщеплением по массам m Стандартный RS-сценарий: тяжелые KK-резонансы (m 1~1 Te. V) 16

Ограничения снизу на масштаб MD “Большие” доп. размерности Реальное рождение гравитонов, например (Landsberg, 2008) Доп. размерность с малой кривизной (n=1) M 5 > 1. 7 Te. V (DELPHI Coll. , 2006) M 5 > 1. 5 Te. V (A. K. , 2008) (не зависит от при << M 5 !) 17

Рассеяние при транс-планковских энергияx (Giudice et al. , 2002; A. K. & Petrov, 2005 ) эйкональное приближение Борновская амплитуда есть сумма реджезованных гравитонов (грави-реджеонов) с траекториями: (KK-число n нумерует траектории) AB = n n i i 18

Рассеяние космических нейтрино на нуклонах RS модель с малой кривизной ( = 100 Me. V) M 5 = 3 Te. V 5 Te. V 7 Te. V SM (A. K. , 2008) MD = 2 Te. V SM Sessolo & Mc. Kay, 2008) ADD модель (n=5) сплошная кривая: тонкая брана штриховая кривая: брана с натяжением ( 1/Te. V) 19

Рождение черных (мини)дыр космическими нейтрино (D>4) (Argyres et al. , 1998; Banks & Fisher, 1999, Emparan et al. , 2000) ( N bh) для n = 1, 2, … 7 Радиус Шварцшильда для черной дыры с массой Mbh= s MD = 1 Te. V SM Время жизни < 10 -25 сек (MD > 1 Te. V, Mbh < 10 Te. V) LHC: сплошные линии: Mbh(min) = MD штриховые линии: Mbh(min) = 3 MD bh = 15 nb 1 pb, MD = 1 5 Te. V падает ~ в 2 раза, когда n меняется от 1 до 7 (14 Te. V E = 108 Ge. V) 20

Нейтринный телескоп Ice. Cube (завершение – 2011) AMANDA (все ароматы): Ice. Cube ( , год работы): Ice. Cube 80 струн 4800 модулей Ice. Top 16 резервуаров 32 модулей Оптимальные энергии: 10 Te. V – 10 Pe. V 21

Детектирование радиоизлучения на Южном полюсе (ANITA) Существование акустических и радиочастотных сигналов от электромагнитных каскадов (Аскарьян, 1957, 1961) Когерентное радиоизлучение превышает оптическое (полностью доминирует) при энергиях E > 10 Pe. V (1 Ee. V) Растет с энергией ~ E 2 1018. 5 e. V < E < 1023 e. V 22

Южный полюс - детектор GZK-нейтрино RICE - Radio ice Cherenkov experiment (South Pole) ANITA - ANtarctic Impulsive Transient Antenna (Antarctica) Ice. Cube (+Ice. Top) AURA – Askaryan Under ice Radio Array (South Pole) SPATS – South Pole Acoustic Test System Ice. Ray 23

Байкал (NT 200) NT 200 (2006), все ароматы: Veff = 0. 2 mt, 10 Te. V NT 200 + (3 года работы): Veff = 10 mt, 10 Pe. V Гигатонный детектор (проект): Veff = 0. 5 -1. 0 km 3, > 100 Te. V 24

Нейтринные телескопы (Средиземное море) ANTARES (Toulon) NEMO (Capo Passero) KM 3 Ne. T (V = 1 km 3) NESTOR (Pylos) Оптимальная чувствительность - при энергиях > 10 Te. V для процесса: 25

Обсерватория Pierre Auger Гибридный детектор: 1600 черенковских детекторов на площади 3000 km 2; 4 детектора, регистирующие флюоресцентный свет, вызванный ливнем E > 1018 e. V 26

Детектирование квази-горизонтальных ливней, индуцированных нейтрино (Berezinsky, Zatsepin, Smirnov, 1969/75) Наклонные ливни – в верхних слоях атмосферы поглощение э. -м. части ливня до прихода в детектор; обрезание снизу спектра мюонов у поверхности Земли E >1019 e. V: вероятность образования глубоко проникающего ливня, индуцированного протоном, < 10 -4 27

Формула для оценки числа атмосферных ливней поток нейтрино эффективная площадь детектора энергия ливня сечение рассеяния эффективность регистрации фактор ослабления потока нейтрино y - коэффициент неупругости (CM: y = 0. 24) 28

Экстраполяция сечений CM Сечения за рамками СМ Отношение числа наклонных ливней к числу ливней от “Earth-skimming” -нейтрино (Gandhi et al. , 1998) (Anchordoqui et al. , 2006) z >70 29

Ожидаемое число квазигоризонтальных ливней от нейтрино ( z >75 ) (1 год работы, RS сценарий) Ожидаемое число событий с рождением черных дыр на детекторе Auger (5 лет работы, ADD сценарий) 30

Экспериментальные пределы на поток нейтрино (в пересчете на один аромат) Ограничение на поток -нейтрино (Auger Coll. , 2008) 31

Выводы Имеем: Космические нейтрино пока не обнаружены Верхний предел Auger на диффузионный поток нейтрино близок к “гарантированному” GZK-потоку Ожидаем: Действующие и строящиеся (проектируемые) телескопы позволят обнаружить сигналы от космических нейтрино Наблюдение этих сигналов – возможность поиска дополнительных размерностей (физики за рамками СМ) Одновременная регистрация наклонных ливней и “Earth- skimming” нейтрино позволит порознь определить и N При отсутствии таких событий ограничения на D-мерный гравитационный масштаб, сравнимые с оценками для LHC 32

Протвино, карьер 33

Дополнительные слайды 34

35

36

Отклонение заряженных частиц в межгалактическом магнитном поле 37

38

39

RS model with the small curvature is not similar to a model with one large ED of the size For instance, can be realized only for d is the number of ED’s solar distance strongly limited by astrophysical bounds 40

Background RS metric (Randall & Sundrum, 1999) Four-dimensional gravitational in the RS model (Boos et al. , 2002) Expression is not covariant: indices are raised with the Minkowski tensor while the metric is 41

Детектор ANTARES 350 m 450 m 100 m -2500 m 60 m 12 lines 3 x 25 PM 42

Hypothesis Atm. Amanda 1 y E-2 n spectrum nm→ m only MC energy Antares 1 y WB limit Icecube KM 3 Ne. T 1 y 43

Существование акустических и радиочастотных сигналов от электромагнитных каскадов было предсказано более 40 лет назад Г. Аскарьяном (Аскарьян, 1957, 1961). Ионизационные потери частиц вызывают мгновенный нагрев вещества в объеме каскада (диаметр ~10 см, длина ~10 м) и, как следствие, появление биполярного звукового сигнала. Звуковая волна распространяется в диске, перпендикулярном каскаду, максимум частот приходится на 20 к. Гц ( мах d/cзв, d – диаметр каскада, cзв– скорость звука). При развитии адронного или электромагнитного каскадов в среде электроны и фотоны каскада выбивают электроны из атомов среды, позитроны каскада аннигилируют на лету с электронами среды. Оба эти эффекта приводят к существенному избытку отрицательного заряда, равному примерно 20 -30% от числа заряженных частиц на данном уровне развития каскада. Cуществование отрицательного избытка заряда приводит к черенковскому излучению от каскада в области радиоволн. При l>d излучение зарядов является когерентным, и интенсивность излучения пропорциональна квадрату энергии каскада. Теоретические предсказания Аскарьяна были впоследствии подтверждены в экспериментах на ускорителях (Sulak et al. , 1979; Saltzberg et al. , 2000). Преимущество акустического и радиочастотного детектирования связаны со слабым затуханием звука (например в воде) и радиосигнала (в диэлектрических средах, таких как холодный лед или сухая соль). Это позволяет проектировать установки с большим (сотни метров) расстоянием между отдельными детекторами. Недостатки этих методов регистрации – высокий энергетический порог ( 1016 э. В) и сложная методика выделения сигнала из шумов. 44

Детектирование радиоизлучения с лунной поверхности (GLUE) 45

46

47

48

49

50

51