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

План доклада 2 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

Спектр космических лучей Область энергий E

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 HiRes AGASA – события с энергиями E > E GZK HiRes - наблюдение GZK-обрезания AGASA – события с энергиями E > E GZK HiRes - наблюдение GZK-обрезания 5

Данные с детектора Auger (Pierre Auger Coll., 2008) Экстраполяция спектра E Ожидаемое число событий c энергией E>40 EeV 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

Ограничение на диффузионный поток нейтрино: (все ароматы, eV < E < eV) (Waxman, Bahcall, 1999) Соотношение ароматов Осцилляции нейтрино (источник) (детектор) 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 EeV < 31% при E = 40 EeV (Pierre Auger Coll., 2008) 10

11 Обнаружение сигналов от космических нейтрино позволит: 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

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

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

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

SM Planck brane TeV brane Gravity Y = 0 Y = r 15

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 ~1TeV) Лагранжиан взаимодействия: 16

Ограничения снизу на масштаб M D (Landsberg, 2008) Реальное рождение гравитонов, например Большие доп. размерности Доп. размерность с малой кривизной (n=1) M 5 > 1.7 TeV (DELPHI Coll., 2006) M 5 > 1.5 TeV (A.K., 2008) (не зависит от при

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

Рассеяние космических нейтрино на нуклонах SM ADD модель (n=5) сплошная кривая: тонкая брана штриховая кривая: брана с натяжением ( 1/TeV) ADD модель (n=5) сплошная кривая: тонкая брана штриховая кривая: брана с натяжением ( 1/TeV) M D = 2 TeV RS модель с малой кривизной ( = 100 MeV) SM M 5 = 3 TeV 5 TeV 7 TeV (A.K., 2008) Sessolo & McKay, 2008) 19

сплошные линии: M bh ( min ) = M D штриховые линии: M bh ( min ) = 3M D ( N bh) для n = 1,2,…7 Радиус Шварцшильда для черной дыры с массой M bh = s Рождение черных (мини)дыр космическими нейтрино (D>4) Рождение черных (мини)дыр космическими нейтрино (D>4) 20 LHC: bh = 15 nb 1 pb, M D = 1 5 TeV падает ~ в 2 раза, когда n меняется от 1 до 7 (14 TeV E = 10 8 GeV) Время жизни < сек (M D > 1 TeV, M bh < 10 TeV) M D = 1 TeV SM (Argyres et al., 1998; Banks & Fisher, 1999, Emparan et al., 2000) M D = 1 TeV

Нейтринный телескоп IceCube (завершение – 2011) Нейтринный телескоп IceCube (завершение – 2011) AMANDA (все ароматы): IceCube (, год работы): IceCube 80 струн 4800 модулей IceTop 16 резервуаров 32 модулей Оптимальные энергии: 10 TeV – 10 PeV 21

Детектирование радиоизлучения на Южном полюсе (ANITA) 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 PeV (1 EeV) Растет с энергией ~ E eV < E < eV 22

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

Байкал (NT200) Байкал (NT200) NT200 (2006), все ароматы: V eff = 0.2 mt, 10 TeV NT200 + (3 года работы): V eff = 10 mt, 10 PeV Гигатонный детектор (проект): V eff = km 3, > 100 TeV 24

Нейтринные телескопы (Средиземное море) NEMO (Capo Passero) ANTARES (Toulon) NESTOR (Pylos) KM3NeT (V = 1 km 3 ) Оптимальная чувствительность - при энергиях > 10 TeV для процесса: 25

Обсерватория Pierre Auger Гибридный детектор: 1600 черенковских детекторов на площади 3000 km 2 ; 4 детектора, регистрирующие флюоресцентный свет, вызванный ливнем E > eV 26

(Berezinsky, Zatsepin, Smirnov, 1969/75) Детектирование квази-горизонтальных ливней, индуцированных нейтрино Детектирование квази-горизонтальных ливней, индуцированных нейтрино Наклонные ливни – в верхних слоях атмосферы поглощение э.-м. части ливня до прихода в детектор; обрезание снизу спектра мюонов у поверхности Земли E >10 19 eV: вероятность образования глубоко проникающего ливня, индуцированного протоном, <

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

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

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

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

Выводы 32 Космические нейтрино пока не обнаружены Верхний предел Auger на диффузионный поток нейтрино близок к гарантированному GZK-потоку 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 Имеем: Ожидаем: При отсутствии таких событий ограничения на D-мерный гравитационный масштаб, сравнимые с оценками для LHC

33 Протвино, карьер

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 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 solar distance d is the number of EDs 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

60 m 100 m 350 m 12 lines 3x25 PM 450 m m Детектор ANTARES 42

Hypothesis E -2 spectrum only MC energy Amanda 1y Antares 1y WB limit Icecube KM3NeT 1y Atm. 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/c зв, d – диаметр каскада, c зв – 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 > 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 ( эВ) и сложная методика выделения сигнала из шумов. 44

Детектирование радиоизлучения с лунной поверхности (GLUE) Детектирование радиоизлучения с лунной поверхности (GLUE) 45

46

47

48

49

50

51