Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Σχολή Θετικών Επιστημών Τμήμα Φυσικής ΠΤΥΧΙΑΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ. Παραγωγή και διάδοση κοσμικών νετρίνων υψηλών ενεργειών

Transcript

1 Αριστοτέλειο Πανεπιστήμιο Θεσσαλονίκης Σχολή Θετικών Επιστημών Τμήμα Φυσικής ΠΤΥΧΙΑΚΗ ΕΡΓΑΣΙΑ Παραγωγή και διάδοση κοσμικών νετρίνων υψηλών ενεργειών Τάταλας Πέτρος Α.Ε.Μ Επιβλέπων Καθηγητής: Λιόλιος Αναστάσιος Θεσσαλονίκη Σεπτέμβριος

2 ΠΕΡΙΛΗΨΗ ΠΤΥΧΙΑΚΗΣ ΕΡΓΑΣΙΑΣ Παραγωγή και διάδοση κοσμικών νετρίνων υψηλών ενεργειών Η εργασία αυτή έχει σαν σκοπό την μελέτη του τρόπου παραγωγής και διάδοσης των νετρίνων υπερυψηλών ενεργειών από αστροφυσικά αντικείμενα. Η νετρινική αστροφυσική αποτελεί ένα παράθυρο στο σύμπαν που μας επιτρέπει να λαμβάνουμε πληροφορίες για τον φυσικό κόσμο που άλλοι τομείς, όπως η παρατηρησιακή αστρονομία, απλώς είναι αδύνατον να μας παρέχουν. Αξιοποιώντας τα νέα δεδομένα μπορούμε να ελέγχουμε και να βελτιώνουμε τις θεωρίες της φυσικής καθώς και τα κοσμολογικά μοντέλα για την δημιουργία και την εξελιξη του σύμπαντος. Από το κλασσικό πείραμα στο Homestakeτων Davis-Bahcall (1967) για τον εντοπισμό των ηλιακών νετρίνων μέχρι τις σημερινές και μελλοντικές τεράστιες ανιχνευτικές διατάξεις (π.χ. IceCube, KM3NeT) η αστροφυσική των νετρίνων έχει δώσει σπουδαίες ανακαλύψεις και στο άμεσο μέλλον περιμένουμε ακόμα μεγαλύτερες που ίσως ρίξουν φως στα μεγάλα ερωτήματα της φυσικής του σήμερα. Στην εισαγωγή γίνεται αναφορά στο Καθιερωμένο Πρότυπο των σωματιδίων, το οποίο είναι η θεωρία για την ταξινόμηση και ερμηνεία των γνωστών στοιχειωδών σωματιδίων και των αλληλεπιδράσεών τους. Επίσης,στα είδη και τις ιδιότητες των νετρίνων όπως αυτές έχουν παρατηρηθεί (αποκλίνοντας από τις προβλέψεις του Καθιερωμένου Προτύπου) και στη θεωρία που έχει προταθεί για να ερμηνεύσει την συμπεριφορά τους (ταλαντώσεις νετρίνων). Ακόμα γίνεται σύντομη αναφορά στο πρόβλημα των ηλιακών νετρίνων και στο ηλιακό μοντέλο καθώς και στο ρόλο των νετρίνων στην κοσμολογία. Στη συνέχεια, περνώντας στο κύριο μέρος της εργασίας, αναφέρονται αρχικά οι πιθανές γαλαξιακές νετρινικές πηγές και στη συνέχεια τα πιθανά κοσμικά αντικείμενα που μπορούν να είναι πηγές νετρίνων υψηλών και υπερυψηλών ενεργειών. Γίνεται επίσης αναφορά στην νετρινική φυσική πέρα από το Καθιερωμένο Πρότυπο. Η διάδοση των νετρίνων αποτελεί επίσης σημαντικό κεφάλαιο και γίνεται αναφορά στον τρόπο αλληλεπίδρασης τους με την ύλη, τα είδη των σκεδάσεων σύμφωνα με το Καθιερωμένο Πρότυπο και στη διάδοσή τους μέσα στην ύλη. Ακολουθούν οι πειραματικές προσπάθειες που έγιναν και γίνονται για την ανίχνευση ηλιακών και κοσμικών νετρίνων και κάποια συμπεράσματα από αυτές. Τέλος η εργασία ολοκληρώνεται με αναφορά στα ανοιχτά ερωτήματα που έχουν προκύψει από την μελέτη των νετρίνων τα τελευταία 50 χρόνια, καθώς και στην πιθανή πορεία των μελλοντικών ερευνών. 1

3 Abstract Production and propagation of high energy cosmic neutrinos This thesis aims to study the way neutrinos of ultra high energies are being produced and propagate. Neutrino astrophysics has become a window for the universe that allows us to receive information for the nature that other sectors, like observational astronomy, simply cannot supply us with. Putting these new data into use we can check and improve the established theories along with the cosmological models for the creation and evolution of the universe. From the classical Homestake experiment (Davis-Bahcall 1967) for the detection of solar neutrinos up to the modern huge detectors (neutrino telescopes like IceCube, KM3NeT) neutrino astrophysics has given important discoveries and more are expected in the near future that might shed light in the big unanswered questions of modern physics. In the introduction, reference is made to the Standard Model of particles, which is the theory for the classification and interpretation of the known fundamental particles and their interactions, and properties of neutrinos as they have been observed (declining from the predictions of the Standard Model) and to the theory that has been proposed to explain neutrino oscillations. Moreover short reference is made to the solar neutrino problem, to the Standard Solar Model and to the role of neutrinos in cosmology. Furthermore, in the main part, the possible galactic neutrino sources are mentioned as well as the astrophysical objects that can be sources of high and ultra high energy neutrinos. There is also reference in the neutrino physics beyond the Standard Model. Propagation is a significant chapter as well; reference is made in the way neutrinos interact with matter, the kinds of scattering according to the Standard Model and their propagation in matter. The experimental attempts of present and past follow, for the detection of solar and cosmic neutrinos along with some conclusions from them. Finally the essay is completed with reference to the open questions that have arrised from research in the field over the past 50 years along with a prediction concerning the future research. 2

4 ΠΕΡΙΕΧΟΜΕΝΑ 1 ΕΙΣΑΓΩΓΗ Το Καθιερωμένο Πρότυπο Είδη και ιδιότητες νετρίνων Ταλαντώσεις και μάζα νετρίνων Εισαγωγή Πειραματικές αποδείξεις για τις μάζες των νετρίνων Ατμοσφαιρικές νετρινικές ταλαντώσεις Νετρινικές ταλαντώσεις επιταχυντή Νετρίνα στην αστρονομία - Ηλιακά νετρίνα Νετρίνα στην κοσμολογία εναπομείναντα νετρίνα της μεγάλης έκρηξης ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΝΕΤΡΙΝΩΝ ΥΨΗΛΩΝ ΕΝΕΡΓΕΙΩΝ Πιθανές γαλαξιακές πηγές νετρίνων Κατάλοιπα υπερκαινοφανών τύπου κελύφους (shell type) Plerions (PWN) Συμπαγή δυαδικά συστήματα (Compact Binary Systems) Διάδοση και φάσμα νετρίνων υψηλών ενεργειών Τρόποι παραγωγής νετρίνων υπερυψηλών ενεργειών Πιθανές πηγές UHE κοσμικών νετρίνων Το όριο GKZ και τα UHE νετρίνα Αστροφυσικές πηγές UHE νετρίνων Top-down μοντέλα και νετρίνα UHE Κοσμικά νετρίνα και νετρινική ακτινοβολία υποβάθρου Νετρίνα και βαρυτικά κύματα ΔΙΑΔΟΣΗ ΝΕΤΡΙΝΩΝ ΥΨΗΛΩΝ ΕΝΕΡΓΕΙΩΝ 37 3

5 3.1 Αλληλεπιδράσεις νετρίνων με την ύλη στις εκρήξεις υπερκαινοφανών Σκέδαση νετρίνων α) ελαστική β) μη ελαστική σκέδαση γ) σύμφωνη σκέδαση από πυρήνες δ) σκέδαση νετρίνου-νετρίνου Ελαστική σκέδαση νετρίνου-ηλεκτρονίου Ελαστική σκέδαση νετρίνου-νετρίνου Αλληλεπιδράσεις νετρίνου-νουκλεονίου Διάδοση νετρίνου σε μέσο Σύμφωνη εμπροσθοσκέδαση (Coherent Forward Scattering) Το ενεργό δυναμικό ΠΕΙΡΑΜΑΤΑ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΚΑΙ ΤΗΛΕΣΚΟΠΙΑ ΝΕΤΡΙΝΩΝ Ανίχνευση των UHE κοσμικών νετρίνων Τηλεσκόπιο νετρίνων κλάσης km Ταυτοποίηση των γεύσεων των UHE νετρίνων Άλλοι τρόποι ανίχνευσης νετρίνων UHE Ανίχνευση ηλιακών νετρίνων Ηλιακή ακτινοβολία και παραγωγή νετρίνων Ηλιακά νετρίνα και πυρηνικές αντιδράσεις στον ηλιακό πυρήνα Homestake: Ο πρώτος ανιχνευτής ηλιακών νετρίνων Η αρχή του προβλήματος των ηλιακών νετρίνων Ανίχνευση ηλιακών νετρίνων σε πραγματικό χρόνο: Kamiokande και SuperKamiokande Το πείραμα BOREXINO Ανίχνευση κοσμικών νετρίνων υψηλών ενεργειών Ηλεκτρομαγνητικοί καταιγισμοί Αδρονικοί καταιγισμοί Μιόνια Νετρινική απορρόφηση μέσα στη γη Τηλεσκόπια νετρίνων Tηλεσκόπιο ANTARES To τηλεσκόπιο AMANDA IceCube ΚΜ3NeT ΣΥΜΠΕΡΑΣΜΑΤΑ ΚΑΙ ΠΡΟΟΠΤΙΚΕΣ.82 4

6 5.1 Τι γνωρίζουμε για τα κοσμικά νετρίνα Eναπομείναντα νετρίνα της μεγάλης έκρηξης Τηλεσκόπια νετρίνων (κυρίως IceCube και KM3NeT) και αστρονομία νετρίνων Πιθανές πηγές νετρίνων Ηλιακά νετρίνα και ηλιακές νετρινικές ταλαντώσεις Ανοιχτά ερωτήματα για τα νετρίνα Προοπτικές της έρευνας ΒΙΒΛΙΟΓΡΑΦΙΑ 5

7 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 1 ΕΙΣΑΓΩΓΗ 1.1 Το Καθιερωμένο Πρότυπο Η Φυσική Στοιχειωδών Σωματιδίων μελετά τα θεμελιώδη συστατικά της ύλης και τις αλληλεπιδράσεις τους. Η τρέχουσα θεωρία που συνοψίζει κομψά τη γνώση μας γι' αυτό το πεδίο είναι το Καθιερωμένο Πρότυπο το οποίο περιγράφει τις αλληλεπιδράσεις ανάμεσα στα θεμελιώδη σωματίδια. Τα θεμελιώδη σωματίδια της ύλης ομαδοποιούνται σε 3 οικογένειες, ή γενιές, κουάρκ και λεπτονίων όπως δείχνει το παρακάτω σχήμα. Σχήμα1: Τα στοιχειώδη σωματίδια που αποτελούν την ύλη και οι φορείς των δυνάμεων Η ηλεκτρομαγνητική, η ασθενής και η ισχυρή δύναμη διαδίδονται μέσω ανταλλαγής σωματιδίων που καλούνται μποζόνια-φορείς δυνάμεων, η ύπαρξη των οποίων απαιτείται από θεμελιώδεις συμμετρίες σχετιζόμενες με νόμους διατήρησης. Η ηλεκτρομαγνητική δύναμη, με άπειρη ακτίνας δράσης, διαδίδεται μέσω του φωτονίου, που είναι άμαζο, και ο αντίστοιχος νόμος είναι η διατήρηση του ηλεκτρικού φορτίου. 6

8 Η ισχυρή δύναμη μεταξύ των κουάρκ, με μικρή ακτίνα δράσης, διαδίδεται μέσω των "έγχρωμων" γκλουονίων (που είναι άμαζα) και ο αντίστοιχος νόμος είναι η διατήρηση του "χρωματικού" φορτίου. Η ασθενής δύναμη εμφανίζεται σε μερικά είδη ραδιενέργειας και ενεργεί πάνω σε όλα τα είδη γνωστών φερμιονίων μέσω των W και Z σωματιδίων που είναι οι φορείς της δύναμης. Λόγω της μεγάλης μάζας των W, Ζ η εμβέλεια της δύναμης είναι εξαιρετικά μικρή, της τάξης m.σε υψηλές ενέργειες, η ηλεκτρομαγνητική και η ασθενής δύναμη περιγράφονται από μια γενικευμένη ηλεκτρασθενή δύναμη. Τα σωματίδια W και Z, τα οποία διαδίδουν την ασθενή δύναμη, έχουν μάζα, πράγμα συμβατό με τη μικρή ακτίνα δράσης της ασθενούς δύναμης. Το "ασθενές" φορτίο δεν είναι αντιληπτό και, αντίθετα από το ηλεκτρικό φορτίο, δεν διατηρείται. Η βαρύτητα, στα πλαίσια του καθιερωμένου προτύπου θεωρείται αμελητέα σε σύγκριση με τις άλλες τρεις δυνάμεις. Τα λεπτόνια είναι ελεύθερα σωματίδια. Μπορεί να είναι φορτισμένα (e -, μ -, τ - ), οπότε αντιλαμβάνονται τις ηλεκτρομαγνητικές και ασθενείς δυνάμεις, ή ουδέτερα (νετρίνο: ν e, ν μ, ν τ ), οπότε αντιλαμβάνονται μόνο τις ασθενείς δυνάμεις. Τα κουάρκ αντιλαμβάνονται και τις τρεις δυνάμεις. Δεν συναντώνται ελεύθερα στη φύση. Παρατηρούνται μόνο σύνθετες καταστάσεις που αποτελούνται από κουάρκ ή και αντικουάρκ που καλούνται αδρόνια. Τα πιο συνηθισμένα αδρόνια είναι το πρωτόνιο και το νετρόνιο. Αν, στο πλαίσιο του Καθιερωμένου Προτύπου, θεωρήσουμε τα σωματίδια ότι έχουν μάζα, η ηλεκτρασθενής συμμετρία παραβιάζεται και η θεωρία μας αρχίζει και παρουσιάζει σοβαρά προβλήματα προβλεψιμότητας και αυτοσυνέπειας. Για να αποφευχθεί αυτό, χρησιμοποιείται ο "μηχανισμός Higgs" που παραβιάζει αυθόρμητα τη συμμετρία, θεωρώντας ότι το κενό είναι γεμάτο από ένα νέο πεδίο. Τα σωματίδια επιβραδύνονται αλληλεπιδρώντας με το πεδίο Higgs και "αποκτούν" μάζα. Η μάζα του ίδιου του σωματιδίου Ηiggs, m H, δεν προβλέπεται από τον μηχανισμό Higgs, αλλά, οι μετρήσεις των τελευταίων δεκαετιών έδειξαν ότι είναι στην περιοχή άνω των 100GeV. Πρόσφατα, τα πειράματα ATLAS και CMS στον επιταχυντή LHC παρατήρησαν ένα νέο σωματίδιο συμβατό με το σωματίδιο Higgs, με μάζα ± 0.4 (stat) ± 0.4 (sys) GeV. Παρόλη την επιτυχία του καθιερωμένου προτύπου να προβλέπει σωματίδια πριν αυτά ανακαλυφθούν πειραματικά, το γεγονός πως είναι μια συνεπής θεωρία και η πειραματική επιβεβαίωση του σωματιδίου Higgs αποτελεί ακόμα ένα ατού της. Εντούτοις το καθιερωμένο πρότυπο παρουσιάζει και κάποια μειονεκτήματα. Αυτά είναι κυρίως ο μεγάλος αριθμός αυθαίρετων σταθερών που έχει και το γεγονός πώς δεν περιλαμβάνει μια από τις 4 βασικές δυνάμεις, την βαρύτητα. Ακόμα φαίνεται πως δεν μπορεί να αποτελέσει τη σύγχρονη θεωρία της φυσικής καθώς δεν περιέχει κανένα σωματίδιο για την σκοτεινή ύλη, δεν προβλέπει τις νετρινικές ταλαντώσεις και τέλος υπάρχει και το πρόβλημα ιεραρχίας (τεράστιες διαφορές ισχύος ανάμεσα στις δυνάμεις) το οποίο δεν ερμηνεύει [2]. 1.2 Είδη και ιδιότητες νετρίνων Τα νετρίνα είναι στοιχειώδη σωματίδια(λεπτόνια) τα οποία αποτελούν θεμελιώδες συστατικό της ύλης, τα οποία εδώ και καιρό θεωρούνταν άμαζα. Το νετρίνο είναι άμεσα συνδεδεμένο με την β-διάσπαση των πυρήνων, η οποία είναι γνωστή από τις 7

9 ραδιενεργές διασπάσεις που ανακαλύφθηκαν από τον Beckerel και το ζεύγος Curie, οι οποίοι διαπίστωσαν στα πειράματα ότι κατά τη β-διάσπαση ένας πυρήνας μετασχηματίζεται σε έναν ελαφρότερο, με ταυτόχρονη εκπομπή ακτίνων β. Από μετρήσεις του λόγου q/m (όπου m η μάζα των σωματίων β και q το φορτίο τους) διαπιστώθηκε το 1909 από τον Beckerel ότι η ακτινοβολία β αποτελείται από ηλεκτρόνια. Επίσης, βρέθηκε ότι ο ατομικός αριθμός Z, ο οποίος προσδιορίζει τον αριθμό των πρωτονίων ενός πυρήνα, αυξάνει κατά τη διάρκεια της αντίδρασης. Συνεπώς, μια διάσπαση τύπου β μπορεί να γραφεί στη γενική μορφή: + όπου A είναι ο μαζικός αριθμός, δηλ. το άθροισμα των πρωτονίων και νετρονίων του πυρήνα. Χαρακτηριστικές διασπάσεις β είναι ο μετασχηματισμός του άνθρακα σε άζωτο, του καλίου σε ασβέστιο, του χαλκού σε ψευδάργυρο και του τριτίου σε ήλιο [9, 7]. Σύμφωνα με τον ορισμό του Παουλί, το νετρίνο είναι ηλεκτρικά ουδέτερο και εξαιρετικά ελαφρύ σωματίδιο με σπιν ½. Πρόσφατα πειράματα έχουν δείξει πως τα νετρίνα έχουν, παρ όλα αυτά, μια μικροσκοπική μάζα πολύ μικρότερη από αυτήν των ηλεκτρονίων: m νe < m e. Με δεδομένο το νόμο διατήρησης φορτίου, μπορούμε να περιορίσουμε πειραματικά, με την διάσπαση βήτα, το ηλεκτρικό φορτίο του ηλεκτρονικού αντινετρίνου σε κάτω όριο τα ev και αυτό λόγω της αβεβαιότητας μέτρησης των φορτίων των ηλεκτρονίων, των πρωτονίων και των νετρονίων. Τα νετρίνα υπάρχουν σε τρεις διαφορετικούς τύπους, που ονομάζονται γεύσεις. Ανάλογα με το λεπτόνιο που παράγεται στις ασθενείς αντιδράσεις διάσπασης έχουμε και το αντίστοιχο νετρίνο μιονικό, ταυ και ηλεκτρονικό για τα λεπτόνια μιόνιο, ταυ και ηλεκτρόνιο αντίστοιχα. Τα τρία διαφορετικά νετρίνα συμπληρώνονται από τα αντι-νετρίνα τους. Εφόσον τα νετρίνα είναι ηλεκτρικά ουδέτερα, μπορεί κατ αρχήν να είναι τα ίδια τα αντισωμάτια τους. Αυτό είναι κάτι που δεν γνωρίζουμε προς το παρόν, παρόλο που τα αντινετρίνα έχουν αντίθετη ελικότητα από τα νετρίνα (νετρίνα αριστερόστροφα, αντινετρίνα δεξιόστροφα) όπως φαίνεται στο σχήμα 2. Τα πειράματα β-διάσπασης μπορεί στο μέλλον να μας δώσουν την απάντηση. Η διπλή β- διάσπαση μπορεί να συμβεί μόνο αν τα νετρίνα και τα αντι-νετρίνα ταυτίζονται αλλά αυτή η αντίδραση διάσπασης δεν έχει παρατηρηθεί ακόμα. Σχήμα 2: Ελικότητα σωματιδίων όπου S το σπιν και P η ορμή του σωματιδίου. 8

10 Η παρατηρούμενη αλλαγή γεύσης των νετρίνων, δηλαδή η αλλαγή ενός τύπου σε άλλον (σχήμα 3), συνδέεται με τη μη μηδενική μάζα τους. Μπορεί να ερμηνευτεί μέσω του κβαντικού φαινομένου ταλαντώσεων νετρίνων, το οποίο απαιτεί τα σωματίδια να έχουν μάζα ηρεμίας. Στο κενό ή κατά την αλληλεπίδρασης τους με την ύλη έχουν την δυνατότητα να αλλάζουν από τον ένα τύπο στον άλλο. Λόγω της στατιστικής φύσης των φαινομένων του μικρόκοσμου δεν μπορούμε a priori να προβλέψουμε πως θα αλλάζει το κάθε συγκεκριμένο νετρίνο, μπορούμε όμως να πούμε πως ένα ποσοστό των νετρίνων που ανιχνεύουμε θα είναι διαφορετικό από αυτό που αρχικά δημιουργήθηκε και αυτό έχει σαν αποτέλεσμα τα νετρίνα που δημιουργήθηκαν, για παράδειγμα στον ήλιο, να μην είναι τα ίδια με αυτά που ανιχνεύονται στην γη. Σχήμα 3: Aλλαγές στην γεύση των νετρίνων 1.3 Ταλαντώσεις και μάζα νετρίνων Εισαγωγή Σε πέντε διαφορετικές μετρήσεις στο Super-Kamiokande βρέθηκε πως τα νετρίνα εξαφανίζονταν. Όντας πολύ δύσκολο να δεχτούμε πως η ορμή και η ενέργεια τους δεν διατηρούνται, μια πιο πιστευτή εξήγηση είναι πως οι τύποι των νετρίνων που μπορούμε να ανιχνεύσουμε αλλάζουν σε τύπους που δεν μπορούμε να ανιχνεύσουμε. Για αυτόν τον λόγο έχει εισαχθεί η έννοια των νετρινικών ταλαντώσεων. Η ταλάντωση νετρίνου είναι ένα κβαντομηχανικό φαινόμενο που πρόβλεψε ο Bruno Pontecorvo σύμφωνα με το οποίο ένα νετρίνο που δημιουργήθηκε με μια ορισμένη γεύση μπορεί σε μια μετέπειτα μέτρηση να έχει μια διαφορετική γεύση. Η πιθανότητα μέτρησης μιας γεύσης μεταβάλλεται περιοδικά. Το συμπέρασμα της παρατήρησης της ταλάντωσης είναι η μη μηδενική μάζα για τα νετρίνα. Νετρίνα που μετρήθηκαν στο Super-Kamiokande έχουν παραχθεί σε πολύ μεγάλες αποστάσεις από τον ανιχνευτή. Νετρίνα που παράγονται στην ατμόσφαιρα φτάνουν στον ανιχνευτή αφού έχουν διανύσει απόσταση περίπου km (αντιδιαμετρικά της γης). Ο 9

11 ήλιος που είναι το κοντινότερο αστέρι βρίσκεται σε πολύ μεγαλύτερή απόσταση. Οι μεγάλες αποστάσεις όχι μόνο μας επιτρέπουν να ανιχνεύσουμε φαινόμενα που θα ήταν μη παρατηρήσιμα σε μια κοντινή πηγή, αλλά επίσης μας επιτρέπουν να παρατηρήσουμε την συμπεριφορά νετρίνων που έχουν παραχθεί σε μεγάλη γκάμα αποστάσεων. Αυτές οι παρατηρήσεις μας έχουν οδηγήσει σε πειστικές αποδείξεις πως οι νετρινικές ταλαντώσεις είναι γεγονός. Η πιθανότητα ενός νετρίνου να αλλάξει τύπο σχετίζεται με την απόσταση που διένυσε από το σημείο παραγωγής ως το σημείο που ανιχνεύτηκε. Γενικά, νετρίνα που διάνυσαν μεγαλύτερες αποστάσεις θα παρουσιάσουν μεγαλύτερες ελλείψεις λόγω ταλαντώσεων. Λόγω των παραπάνω, μετρήσεις της γωνιακής κατανομής των μιονίων είναι ο καλύτερος τρόπος να καθορίσουμε το συνολικό έλλειμμα των μιονικών νετρίνων. Οι μάζες των νετρίνο είναι εξαιρετικά δύσκολο να μετρηθούν απευθείας. Παρόλο που για παράδειγμα γνωρίζουμε ακριβώς την μάζα του ηλεκτρονίου, έχουμε ελάχιστες πληροφορίες για την μάζα του ουδέτερου παρτενέρ του (ηλεκτρονικό νετρίνο ν e ). Πιστεύεται πως η προέλευση των μαζών των νετρίνο είναι στενά συνδεδεμένη με υποατομικές διαδικασίες που έλαβαν χώρα λίγο μετά την Μεγάλη Έκρηξη. Ο προσδιορισμός του ποιος τύπος νετρίνο είναι βαρύτερος και ποιος ελαφρύτερος - η ιεραρχία μάζας των νετρίνων θα είναι ένα πρώτο βήμα στην κατανόηση των ίδιων των διαδικασιών. Μέχρι στιγμής τα πειράματα για τις ταλαντώσεις νετρίνο μας έχουν δώσει μερικές πληροφορίες για τις διαφορές στις μάζες μεταξύ νετρίνων διαφορετικών τύπων. Μελλοντικά πειράματα, με υψηλής έντασης δέσμες νετρίνο, που θα παράγονται από επιταχυντές και θα ταξιδεύουν για τουλάχιστον 500 μίλια στο εσωτερικό της γης, θα μας αποκαλύψουν, ίσως, ποια είναι ακριβώς η ιεραρχία των μαζών των νετρίνων [6] Πειραματικές αποδείξεις για τις μάζες των νετρίνων Σύμφωνα με τη σχετικότητα, ένα άμαζο σωματίδιο πρέπει να κινείται πάντοτε με την ταχύτητα του φωτός. Το καθιερωμένο πρότυπο (SM) των ηλεκτρασθενών αλληλεπιδράσεων περιλαμβάνει τρια νετρίνα (ν e, ν μ, ν τ ) τα οποία είναι αριστερόστροφα και άμαζα. Παρόλο που η έλλειψη μάζας των τριών νετρίνων προέρχεται από τη διατήρηση του λεπτονικού αριθμού (βαρυονική - λεπτονική συμμετρία), η τελευταία είναι μια τυχαία συμμετρία και όχι μια βασική (fundamental) του SM. Επομένως, πολλοί φυσικοί πίστευαν πως τα νετρίνα θα έπρεπε να έχουν μη μηδενική μάζα πολύ πριν συσσωρευτούν ισχυρές πειραματικές αποδείξεις για μαζικά νετρίνα. Ένας καλός λόγος για αυτό είναι πως είναι τα νετρίνα είναι μαζικά παρά άμαζα σε μερικές μεγάλο-ενοποιημένες θεωρίες (grand unified theories (GUTs)), οι οποίες προσπαθούν να ενοποιήσουν τις ηλεκτρομαγνητικές, ασθενείς και ισχυρές αλληλεπιδράσεις από την μια και τα λεπτόνια και κουάρκ από την άλλη. Αν τα νετρίνα είναι μαζικά και οι μάζες τους είναι μη-εκφυλισμένες(nondegenerate), θα είναι γενικά αδύνατον να βρούμε μια βάση γεύσης στην οποία η σύμπτωση (coincidence) μεταξύ ιδιοκαταστάσεων γεύσης και μάζας θα στέκει και για φορτισμένα λεπτόνια (e,μ,τ) και για νετρίνα (ν e, ν μ, ν τ ). Με άλλα λόγια, το φαινόμενο της μίξης γεύσεων είναι φυσικά αναμενόμενο να εμφανίζεται μεταξύ τριών φορτισμένων λεπτονίων και τριών μαζικών νετρίνων, όπως ακριβώς το φαινόμενο της μίξης γεύσεων μεταξύ τριών up-type κουάρκ και τριών down-type κουάρκ. 10

12 Η νετρινική ταλάντωση, ή η αυθόρμητη περιοδική αλλαγή από την μια νετρινική ιδιοκατάσταση γεύσης σε άλλη, είναι ένα κβαντικό φαινόμενο που μπορεί να συμβεί φυσικά αν τα νετρίνα είναι μαζικά και οι λεπτονικές γεύσεις ανακατεύονται. Σε ένα απλό σχήμα μίξης δυο νετρίνων, οι νετρινικές ιδιοκαταστάσεις γεύσης ν α και ν β είναι γραμμικοί συνδυασμοί των νετρινικών ιδιοκαταστάσεων μάζας ν a και ν b : ν α = ν a cosθ + ν b και ν β = ν b cosθ - ν a sinθ όπου θ δηλώνει την γωνία μίξης γεύσης. Τότε οι πιθανότητες των νετρινικών ταλαντώσεων καθορίζονται από δυο χαρακτηριστικές παραμέτρους: η μια είναι η διαφορά των τετραγώνων των μαζών Δm 2 m 2 b m 2 a (σε ev) και η άλλη είναι ο συντελεστής μίξης γεύσης sin 2 2θ. Σε αντιστοιχία με τις 'εξαφανίσεις' και 'εμφανίσεις' στα νετρινικά πειράματα, οι πιθανότητες επιβίωσης και μετατροπής μιας νετρινικής ιδιοκατάστασης γεύσης ν α μπορεί να εκφραστεί σαν: Ρ(ν α ν α ) = 1 sin 2 2θsin 2 (1,27(Δm 2 )) και Ρ(ν α ν β Ρ(ν α ν α ) με β α όπου Ε η ενέργεια δέσμης (σε GeV), και L δηλώνει την απόσταση μεταξύ της νετρινικής πηγής και του ανιχνευτή νετρίνων (σε km). Πολλά δεδομένα από πειράματα ηλιακά, ατμοσφαιρικά, αντιδραστήρα και επιταχυντή των νετρινικών ταλαντώσεων έχουν αναλυθεί χρησιμοποιώντας την παραπάνω εξίσωση Ατμοσφαιρικές νετρινικές ταλαντώσεις Οι πρώτες αδιάψευστες και ανεξάρτητες μοντέλου αποδείξεις νετρινικών ταλαντώσεων επιτεύχθηκαν στο πείραμα Super-Kamiokande (SK), σε ατμοσφαιρικά νετρίνα, τα οποία παράγονται στην ατμόσφαιρα της γης από τις κοσμικές ακτίνες και ανιχνεύονται από υπόγειο ανιχνευτή. Εάν δεν υπήρχαν νετρινικές ταλαντώσεις, τα ατμοσφαιρικά ν e (ή ) και ν μ (ή ) που έμπαιναν στον ανιχνευτή θα έπρεπε να είχαν μια σχεδόν τέλεια σφαιρική συμμετρία, με άλλα λόγια, οι προς τα κάτω και προς ταπάνω νετρινικές ροές θα έπρεπε να ήταν ίσες μεταξύ τους: Φ α (θ Ζ ) = Φ α (π-θ Ζ ) για ζενίθια γωνία θ Ζ (α = e ή μ). Η συνεργασία SK έχει παρατηρήσει μια κατά προσέγγιση συμμετρία up-down ροής για ατμοσφαιρικά ν e νετρίνα (ή αντινετρίνα) και μια σημαντική ασυμμετρία up-down ροής για ατμοσφαιρικά ν μ νετρίνα (ή αντινετρίνα). Αυτό το αποτέλεσμα μπορεί να εξηγηθεί ικανοποιητικά με την υπόθεση ν μ ν τ νετρινικών ταλαντώσεων. Πρόσφατα πειράματα νετρινικών ταλαντώσεων έχουν αποκλείσει πειστικά την πιθανότητα ότι η ανωμαλία των ατμοσφαιρικών νετρίνων οφείλεται κυρίως στις ταλαντώσεις ν μ ν e ή ν μ ν s, όπου ν s είναι το στείρο (sterile) νετρίνο το οποίο δεν παίρνει μέρος στις κανονικές ηλεκτρασθενείς αλληλεπιδράσεις. Η SK συνεργασία μελέτησε την πιθανότητα εξαφάνισης του ν μ σαν συνάρτηση του μήκους L της νετρινικής πτήσης ενέργειας Ε και υποστήριξε την πρώτη άμεση απόδειξη νετρινικών ταλαντώσεων. Παρατηρήθηκε μια πτώση στην κατανομή L/E στα πειραματικά δεδομένα σε σχέση με τις προβλέψεις Monte Carlo χωρίς ταλαντώσεις νετρίνων (όπως φαίνεται στο σχήμα 4) σε μεγάλα L/E, η οποία είναι σύμφωνη με την ημιτονική πιθανότητα μετάβασης γεύσης νετρινικών ταλαντώσεων. 11

13 Σχήμα 4: Ο αριθμός γεγονότων ως συνάρτηση του L/E όπως ανακοινώθηκε από την συνεργασία Super-Kamiokande [23]. Φαίνονται τα μετρηθέντα πειραματικά σημεία και η προσομοίωση MC (ιστόγραμμα) η οποία έγινε χωρίς να ληφθούν υπόψη νετρινικές ταλαντώσεις Νετρινικές ταλαντώσεις επιταχυντή Αν η εξαφάνιση των ατμοσφαιρικών ν μ αποδίδεται σε ν μ ν τ ταλαντώσεις, τότε ένα σημαντικό μέρος των γεγονότων ν μ που δημιουργήθηκαν σε επιταχυντή θα πρέπει επίσης να εξαφανίζεται στον δρόμο προς έναν αρκετά μακρινό ανιχνευτή. Αυτή η προσδοκία έχει επιβεβαιωθεί από τα πειράματα μακριάς γραμμής (longbaseline) K2K και MINOS. Όσον αφορά το πείραμα K2K, η δέσμη ν μ που δημιουργήθηκε στον επιταχυντή KEK, πρώτα μετρήθηκε από έναν κοντινό ανιχνευτή πριν αναπτυχθεί κάποια ταλάντωση, και μετά μετρήθηκε σε 250 km μακριά από τον ανιχνευτή SK στο Kamiokande. Συγκριτικά, το μήκος γραμμής του πειράματος MINOS ήταν 735 km, από το Fermilab (πηγή ν μ νετρίνων) ως την βόρεια Minnesota (τοποθεσία του μακρινού ανιχνευτή). Και τα δυο πειράματα έχουν παρατηρήσει μια μείωση στην ροή των ν μ και μια παραμόρφωση στο ενεργειακό φάσμα των ν μ, το οποίο να λαμβάνει χώρα με την παρουσία ν μ ν τ ταλαντώσεων. Τα ατμοσφαιρικά νετρινικά δεδομένα από το πείραμα SK και τα δεδομένα από τα πειράματα K2K και MINOS μπορούν να ερμηνευτούν σαν βασικές ν μ ν τ ταλαντώσεις. 12

14 1.4 Νετρίνα στην αστρονομία - Ηλιακά νετρίνα Για να εξηγηθεί γιατί ο ήλιος ακτινοβολεί και με ποιο τρόπο, έχει προταθεί το καθιερωμένο ηλιακό πρότυπο (SSM). Αν και αρχικά δεν είχε ληφθεί υπόψη σ αυτό η ροή νετρίνων (καθώς αυτά δεν είχαν ανακαλυφθεί όταν προτάθηκε αυτό το μοντέλο), το 1964 ο John Bahcall έκανε τον πρώτο θεωρητικό υπολογισμό των ροών των ηλιακών νετρίνων.το μοντέλο βασίζεται στις εξής προσεγγίσεις: α) Ο ήλιος είναι σφαιρικά συμμετρικός και οι ιδιότητες του εξαρτώνται μόνο από την ακτίνα του. Συνεπώς η περιστροφή και τα μαγνητικά πεδία μπορούν να αγνοηθούν. β) Έχει υδροστατική ισορροπία καθώς οποιαδήποτε σημαντική απόκλιση από αυτήν θα οδηγούσε τον ήλιο σε συστολή ή διαστολή σε περίπου μία ώρα. γ) Η μεταφορά ενέργειας γίνεται με φωτόνια ή με επαγωγή. δ) Η παραγωγή ενέργειας αποδίδεται σε θερμοπυρηνικές αντιδράσεις και το κέρδος ή η μείωση ενέργειας λόγω συστολής ή διαστολής πρέπει να λαμβάνεται υπόψη. Σε αντίθεση με τα φωτόνια που απελευθερώνονται από τον ηλιακό πυρήνα και φτάνουν στην διαφανή φωτόσφαιρα σε χρονικά διαστήματα περί τα 10 4 χρόνια, τα νετρίνα ξεφεύγουν σχεδόν αμέσως από τον ήλιο, την στιγμή που δημιουργούνται. Στον παρακάτω πίνακα φαίνονται τα νετρίνα με τις μέσες και μέγιστες τιμές ενέργειας και τις αντιδράσεις που τα παρήγαγαν. Πίνακας 1: <Ε ν > η μέση ενέργεια, Ε ν max η μέγιστη ενέργεια του νετρίνου και Ε η θερμική ενέργεια της αντίδρασης (σε MeV). Παρόλο που έχουμε ένα μοντέλο που λειτουργεί και φαίνεται να επιβεβαιώνεται από τις προβλέψεις στις περισσότερες περιπτώσεις, οι ροές των νετρίνων που μετράμε στη γη είναι διαφορετικές από τις προβλεπόμενες. Αυτό είναι το πρόβλημα των ηλιακών νετρίνων. Επειδή το ηλιακό μοντέλο βασίζεται σε κάποιες ευαίσθητες παραμέτρους, πρέπει καταρχήν να μειωθούν όσο γίνεται οι θεωρητικές αβεβαιότητες του μοντέλου ώστε να είμαστε σίγουροι πως το πρόβλημα των ηλιακών νετρίνων είναι όντως ένα υπαρκτό πρόβλημα. Κάποιες παρατηρήσεις είναι οι εξής: 13

15 1) Οι αφθονίες των βαριών στοιχείων έχουν μεγάλο αντίκτυπο στους υπολογισμούς των νετρινικών ροών από τον κύκλο CNO (συνοπτικά e ν e + 3γ). Συμπερασματικά η ηλιακή σύσταση κυριαρχεί στις αβεβαιότητες στις ροές από 13 N(13%), 15 O(12%) και 17 F(17%) αλλά δεν είναι κυρίαρχη για τα άλλα νετρίνα. 2) Για τα νετρίνα από 8 B και 7 Be, οι κύριες αβεβαιότητες (6,8% και 3,2% αντίστοιχα) πηγάζουν από την αδιαφάνεια [opacity], η οποία είναι στενά συνδεδεμένη με την ηλιακή μεταλλικότητα [ιδιαίτερα με την αφθονία του σιδήρου]. Ο λόγος είναι πως οι ροές των νετρίνων από 8 B και 7 Be είναι πολύ ευαίσθητες στην θερμοκρασία, η οποία καθορίζεται κυρίως από την αδιαφάνεια. Υπάρχουν και άλλοι παράγοντες που συνεισφέρουν δευτερευόντως στην ηλιακή νετρινική ροή. Τα πειράματα GALLEX/GNO στο Gran Sasso και SAGE στο Baksan χρησιμοποιώντας την αντίδραση 71 Ga + ν e 71 Ge + e, διαπίστωσαν πως η ροή ηλεκτρονικών νετρίνων ήταν η μισή από αυτήν που προέβλεπε το καθιερωμένο πρότυπο. Περαιτέρω πειραματικά δεδομένα που υποστηρίζουν την παραπάνω ανωμαλία παρατηρήθηκαν επίσης στο Kamiokade και Super-Kamiokade, όπου ανιχνευτές Cherenkov μέτρησαν την νετρινική ροή μέσω της ελαστικής σκέδασης νετρίνου - ηλεκτρονίου ν e +e ν e +e. Συγκεντρωτικά τα πειραματικά δεδομένα φαίνονται στο σχήμα 5. Σχήμα 5:Πειραματικά μετρούμενες ροές νετρίνων σε σύγκριση με τις θεωρητικά προβλεπόμενες και αντίστοιχα σφάλματα. Όπως φαίνεται στο σχήμα, ακόμα και αν λάβουμε υπόψη τους παράγοντες αβεβαιότητας, το πρόβλημα έλλειψης νετρίνων είναι πραγματικό. Η συνολική ροή νετρίνων συμφωνεί με τις θεωρητικές προβλέψεις, οι επιμέρους όμως ροές έχουν τεράστιες αποκλίσεις που δεν δικαιολογούνται παρά μόνο αν δεχτούμε πως τα νετρίνα αλλάζουν στο ταξίδι τους από τον ήλιο ως την γη[9]. 14

16 1.5 Νετρίνα στην κοσμολογία εναπομείναντα νετρίνα της μεγάλης έκρηξης Το αντικείμενο της κοσμολογίας περιλαμβάνει την γέννηση του σύμπαντος, την εξέλιξη του, την δομή του και την μελλοντική του κατάληξη. Το πιο πειστικό μοντέλο που έχουμε προς το παρόν είναι αυτό της Μεγάλης Έκρηξης [Big Bang model] το οποίο θεωρεί στην αρχή το σύμπαν ως ένα εξαιρετικά ζεστό και πυκνό πλάσμα. Θεωρεί επίσης πως ήταν σε μεγάλο βαθμό ισοτροπικό και ομογενές. Το σύμπαν αυτό έχει περάσει κάποια κρίσιμα στάδια: του πληθωρισμού [inflation], της μετάβασης από κουάρκ σε βαρυόνια [quark-baryon transition], της αποσύνδεσης νετρίνων-φωτονίων [neutrino decoupling],της νουκλεοσύνθεσης και της αποσύνδεσης ύλης-ακτινοβολίας [photon decoupling]. Σύμφωνα με το μοντέλο, τα νετρίνα έχουν διαδραματίσει πολύ σημαντικό ρόλο στην μέχρι τώρα εξέλιξη του σύμπαντος. Συγκεκριμένα, έχουν συνεισφορά στην ενεργειακή του πυκνότητα, έπαιξαν ρόλο στην νουκλεοσύνθεση και υπάρχουν πιθανότατα σαν νετρινική ακτινοβολία υποβάθρου ανάλογη με την κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου, απομεινάρι των αρχικών σταδίων δημιουργίας του σύμπαντος. Καθώς το σύμπαν διαστέλλονταν και η θερμοκρασία του έπεσε στην τάξη των μερικών MeV, τα μόνα σχετικιστικά σωματίδια που υπήρχαν στο πρώιμο σύμπαν ήταν φωτόνια, ηλεκτρόνια, ποζιτρόνια, νετρίνα και αντινετρίνα. Τα φωτόνια, λεπτόνια και αντιλεπτόνια υπήρχαν σε σχετική ισορροπία μεταξύ τους λόγω των αντιδράσεων ισορροπίας γ + γ e + + e ν α + [όπου α = e, μ, τ ]. Η σκέδαση e + + e ν α + είναι μια ασθενής, ουδέτερου ρεύματος διαδικασία. Συμπερασματικά τα νετρίνα και τα αντινετρίνα θα έφευγαν από την ισορροπία και θα αποχωρίζονταν από την θερμική σούπα όταν, λόγω της διαστολής του σύμπαντος, η θερμοκρασία θα έπεφτε περίπου στην τιμή: T fr ( ) 1/3 1 MeV όπου T fr η θερμοκρασία ψύξης και M Pl =1/G N GeV. Μετά από αυτήν τη θερμοκρασία θεωρούμε πως τα νετρίνα και αντινετρίνα εξελίχθηκαν ανεξάρτητα από τα άλλα σωματίδια και την ακτινοβολία. Με άλλα λόγια, το σύμπαν έγινε διαφανές για τα νετρίνα και τα αντινετρίνα, των οποίων οι ορμές απλώς μετατοπίστηκαν προς το ερυθρό λόγω της κοσμικής διαστολής. Η ενεργός θερμοκρασία των νετρίνων έπεφτε ακολουθώντας την σχέση T 1/R, όπως και η θερμοκρασία των φωτονίων όπου R η ακτίνα του σύμπαντος. Η αριθμητική πυκνότητα των αποχωρισμένων νετρίνων θα συνέχιζε να μειώνεται σε αναλογία με το 1/R 3. Λίγο μετά την αποσύνδεση των νετρίνων, τα ηλεκτρόνια και ποζιτρόνια άρχισαν να εξαϋλώνονται μέσω της αντίδρασης e + + e γ+γ. Η ενέργεια που απελευθερώθηκε θέρμανε το φωτονικό αέριο. Συγκριτικά, το νετρινικό αέριο δεν προσέλαβε ενέργεια με κάποιο τρόπο και λόγω της αδιαβατικής διαστολής του σύμπαντος: T ν =( ) 1/3 T γ όπου Τ γ η αρχική θερμοκρασία και Τ ν η θερμοκρασία του νετρινικού αερίου. Παρόλο που νετρίνα και φωτόνια δεν αλληλεπιδρούν μετά τον διαχωρισμό τους, εντούτοις υπόκεινται στην φασματική μετατόπιση προς το ερυθρό, καθώς το σύμπαν διαστέλλεται, άρα οι σχετικές αριθμητικές τους πυκνότητες πρέπει να είναι οι 15

17 ίδιες από την εποχή του διαχωρισμού τους. Η αριθμητική πυκνότητα των εναπομεινάντων νετρίνων και αντινετρίνων και των 3 γεύσεων πιστεύεται πως είναι: n ν 336(T γ /2.725 K) 3 cm 3 Για T γ =2,725 K, προκύπτει αριθμητική πυκνότητα για την νετρινική ακτινοβολία υποβάθρου ίση με: n ν 336 cm 3. Ας σημειωθεί πως το φαινόμενο των νετρινικών ταλαντώσεων έχει αγνοηθεί κατά την διαδικασία της αποσύνδεσης. Έχει βρεθεί πως το φαινόμενο των νετρινικών ταλαντώσεων δεν πρέπει να έχει παίξει σημαντικό ρόλο στην ενεργειακή πυκνότητα στο πρώιμο σύμπαν, άρα και η επίδρασή του στη νουκλεοσύνθεση πρέπει να είναι ασήμαντη. Δεδομένων των σχέσεων για την θερμοκρασία και την πυκνότητα των εναπομεινάντων νετρίνων, η μέση ορμή προκύπτει: = 3Tν 5.8K ev υπονοώντας πως τουλάχιστον 2 από τις ιδιοκαταστάσεις μάζας των εναπομεινάντων νετρίνων είναι ήδη μη σχετικιστικές σήμερα ασχέτως αν το φάσμα μάζας των νετρίνων έχει κανονική ή αντεστραμμένη ιεραρχία. Η κοσμική ακτινοβολία υποβάθρου περιμένουμε πως θα είναι ομογενής και ισοτροπική σε μεγάλες κλίμακες, αλλά υποθέτοντας πως υπόκειται σε βαρυτική συσσωμάτωση (clustering) λόγω της ύπαρξης ψυχρής σκοτεινής ύλης και βαρυονικών δομών. Συμπερασματικά τοπικές διαφορές στην πυκνότητα μπορεί να εμφανιστούν και η κατανομή της ορμής μπορεί να αποκλίνει λίγο από την κατανομή Fermi-Dirac. Η ύπαρξη της κοσμικής νετρινικής ακτινοβολίας υποβάθρου μπορεί να επηρεάσει την εξέλιξη των ανισοτροπιών της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου και την ανάπτυξη διαταραχών της ύλης. Για παράδειγμα, σχετικιστικά εναπομείναντα νετρίνα έχουν συνεισφέρει στην ενεργειακή πυκνότητα της ακτινοβολίας και έτσι έχουν, σε μικρό βαθμό, διαμορφώσει τον χρόνο ισότητας της ύλης-ακτινοβολίας. Ο υπολογισμός του αρχικού φάσματος της κοσμικής νετρινικής ακτινοβολίας υπόβάθρου είναι περίπλοκος για νετρίνα με μάζα και η ανισοτροπία μπορεί να είναι ευαίσθητη στις απόλυτες τιμές των νετρινικών μαζών[9]. 16

18 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 2 ΠΑΡΑΓΩΓΗ ΝΕΤΡΙΝΩΝ ΥΨΗΛΩΝ ΕΝΕΡΓΕΙΩΝ 2.1 Πιθανές γαλαξιακές πηγές νετρίνων Τα νετρίνα είναι οι καλύτεροι κοσμικοί πληροφοριοδότες που οι αστροφυσικοί έχουν στη διάθεση τους καθώς έχουν μια σειρά από ασύγκριτα πλεονεκτήματα όπως 1) δεν επηρεάζονται από μαγνητικά πεδία 2) δεν διασπώνται στη διάρκεια του ταξιδιού τους από την πηγή στη γη 3) σωματίδια και αντισωματίδια πρέπει να είναι διαφορετικά ώστε να μπορούμε να προσδιορίσουμε αν προέρχονται από πηγή ύλης ή αντιύλης (ανοιχτό θέμα μελλοντικών ερευνών στη θεωρητική φυσική) 4) είναι διεισδυτικά ώστε να μπορέσουν να ξεφύγουν από το εσωτερικό της υπέρπυκνης ύλης του εσωτερικού των αστέρων και των άλλων αστροφυσικών αντικειμένων ώστε να αντλήσουμε πληροφορίες για αυτά 5) δεν απορροφούνται από την διαστρική ή διαγαλαξιακή σκόνη και από τα φωτόνια [υπέρυθρα ή μελανού σώματος]. Εν ολίγοις, το χαρακτηριστικό τους γνώρισμα να αλληλεπιδρούν ασθενώς με την ύλη είναι συγχρόνως το μεγάλο τους πλεονέκτημα γιατί παίρνουμε πληροφορίες για το εσωτερικό των αστέρων αλλά και το μεγάλο μειονέκτημα τους καθώς καθιστά την ανίχνευση τους πολύ δύσκολη.[10] Όσον αφορά τις γαλαξιακές πηγές νετρίνων παραμένει ένα ανοιχτό ζήτημα για τους αστροφυσικούς καθώς κολοσσιαία πειράματα βρίσκονται σε εξέλιξη [ICECUBE, Km 3 ΝeT ] και τα αποτελέσματα τους μπορεί να οδηγήσουν σε τεράστιες επιστημονικές ανακαλύψεις, Η αδιαμφισβήτητη εξωγαλαξιακή προέλευση των κοσμικών ακτίνων με ενέργεια κάτω από το επονομαζόμενο γόνατο, και ιδιαίτερα πέρα από τον αστράγαλο (όπως φαίνεται στο παρακάτω σχήμα) υπονοεί την ύπαρξη ενός μη θερμικού πληθυσμού γαλαξιακών αντικειμένων που έχουν την δυνατότητα να επιταχύνουν αποτελεσματικά πρωτόνια και πυρήνες σε ενέργειες της τάξης των TeV-PeV. Τα ιδιαίτερα χαρακτηριστικά αυτών των κοσμικών επιταχυντών είναι τα νετρίνα πολύ υψηλών ενεργειών και οι ακτίνες γ που παράγονται μέσω αδρονικών αλληλεπιδράσεων. Παρόλο που οι ακτίνες γ μπορούν να παραχθούν και από την απευθείας επιτάχυνση ηλεκτρονίων, τα πολύ υψηλής ενέργειας νετρίνα παρέχουν την πιο άμεση και ξεκάθαρη πληροφορία σχετικά με την νουκλεονική συνιστώσα των επιταχυνόμενων σωματιδίων. 17

19 Σχήμα 6: Φάσμα των κοσμικών σωματιδίων γαλαξιακής και εξωγαλαξιακής προέλευσης Οι πηγές ακτίνων γ που ανακαλύφθηκαν πρόσφατα αποτελούν καλό οιωνό για την ανακάλυψη πηγών νετρίνων VHE από τα μελλοντικά πειράματα. Ανάμεσα στους καλύτερους υποψήφιους είναι τα απομεινάρια των υπερκαινοφανών RXJ , RXJ , [Crab Nebula] και Vela X. Άλλες πιθανές ανιχνεύσιμες πηγές είναι τα δυαδικά συστήματα LS 5030 και LSI όπως και άλλες κρυμμένες ή ορφανές πηγές νετρίνων. Μια πηγή γάμμα ακτινοβολίας μερικών TeV, πιθανώς αδρονικής προέλευσης, ανακαλύφθηκε από το HESS στον γαλαξιακό δίσκο γεγονός που την καθιστά υποψήφια και για εκπομπό νετρίνων πολύ υψηλών ενεργειών. Πρόσφατα έγιναν αναλυτικοί υπολογισμοί του νετρινικού σήματος για μελλοντικά τηλεσκόπια νετρίνων βασισμένοι στο ενεργειακό φάσμα και την μορφολογία των πηγών σύμφωνα με την αναφορά του HESS. Η δυνατότητα των ανιχνευτών κλάσης km 3 είναι περιορισμένη ως την ανίχνευση νετρινικών ροών 1 TeV σε επίπεδο ν/cm 2 s η οποία είναι περιορισμένη σε γωνία 1 ο. Για ενεργειακές κατανομές που προέρχονται από πρωτόνια και ακολουθούν τον εκθετικό νόμο με εκθέτες α = 2-3, η σχετιζόμενη ροή ακτίνων γ στο ίδιο διάστημα ενέργειας είναι ελαφρώς υψηλότερη, κοντά στην ροή ακτίνων γ του Crab Nebula [μέτρο σύγκρισης για την αστρονομία ακτίνων γ στην περιοχή των TeV]. Επομένως, η συνοδευόμενη ροή ακτίνων γ σε μονάδες ' 1 Crab ' μπορούν να θεωρηθούν σαν το κατώφλι της γαλαξιακής νετρινικής αστρονομίας με όργανα της κλάσης km 3. Προς το παρόν, μαζί με το Crab Nebula, έχουν ανιχνευτεί και τρεις ακόμα TeV πηγές ακτίνων γ απομεινάρια υπερκαινοφανών SNRs RXJ , RXJ , (Vela Jr), και το κοντινό PWN - Vela X 18

20 2.1.1 Κατάλοιπα υπερκαινοφανών τύπου κελύφους (shell type) Νεαρά κατάλοιπα υπερκαινοφανών έχουν προβλεφτεί, στα πλαίσια ενός αδρονικού μοντέλου ως εκτεταμένες TeV πηγές ακτίνων γ και νετρίνων, με μορφολογία που μοιάζει με κέλυφος και με σκληρό ενεργειακό φάσμα που εκτείνεται έως τα 100 TeV. Τα μορφολογικά και φασματοσκοπικά χαρακτηριστικά των νεαρών SNRs RXJ και RXJ του πειράματος HESS συμφωνούν πλήρως με αυτές τις προβλέψεις αλλά ακόμα δεν μπορούν να θεωρηθούν σαν απόλυτη απόδειξη του αδρονικού μοντέλου. Υπάρχουν επίσης και τα εναλλακτικά λεπτονικά μοντέλα τα οποία σχετίζουν τις TeV ακτίνες γ με το αντίστροφο φαινόμενο Compton ηλεκτρονίων και είναι υπεύθυνα για την μη θερμική εκπομπή ακτίνων Χ. Παρόλο που αυτά τα μοντέλα δεν παρέχουν ικανοποιητικές εξηγήσεις για το ενεργειακό φάσμα των ακτίνων γ, και απαιτούν πολύ χαμηλό μαγνητικό πεδίο της τάξης των 10 µg, δεν μπορούν να απορριφθούν με σιγουριά. Αυτό μας αποτρέπει να κάνουμε μια σίγουρη δήλωση ανακάλυψης SNRs ως πηγών κοσμικών ακτίνων πρωτονίων και πυρήνων. Μόνο αναλυτικές θεωρητικές μελέτες των SNRs που να αφορούν τις ιδιότητες των πολλαπλών μηκών κύματος θα μας επιτρέψουν συγκεκριμένα συμπεράσματα που να αφορούν την προέλευση των TeV εκπομπών ακτίνων γ. Με αυστηρούς όρους, μόνο η ανίχνευση TeV νετρίνων από αυτά τα αντικείμενα μπορεί να θεωρηθεί άμεση και αδιαμφισβήτητη απόδειξη της επιτάχυνσης πρωτονίων και πυρήνων. Οι προβλεπόμενοι ρυθμοί ανίχνευσης TeV νετρίνων (μερικά το χρόνο) από τα πιο φωτεινά SNRs ακτίνων γ [RAJ και RAJ ]από ανιχνευτή ΚΜ3NeT στη Μεσόγειο θάλασσα, κάνει την προοπτική ανίχνευσης νετρινικών ακτίνων από αυτές τις πηγές ρεαλιστική. Δυστυχώς οι θέσεις αυτών των 2 SNRs δεν είναι κατάλληλες για το πείραμα ICECUBE. Η έρευνα για TeV πηγές ακτίνων γ στην περιοχή Cygnus, έχει αυξημένο ενδιαφέρον. Οι παρατηρήσεις του παρατηρητηρίου Milagro αποκάλυψαν διάχυση της συνιστώσας των ακτίνων γ με πολλαπλά σημεία ενδιαφέροντος (hotspots) το ισχυρότερο των οποίων, τοmgro J , μπoρεί να είναι μια πηγή νετρίνων με ροή κοντά στο κατώφλι του IceCube Plerions (PWN) Πρόκειται για κατάλοιπα έκρηξης υπερκαινοφανών με γεμάτο κέντρο που εκπέμπουν ακτινοβολία από το κέντρο και τον δίσκο. Η στενή συσχέτιση μερικών εκτεταμένων TeV γαλαξιακών πηγών που ανακαλύφθηκαν από το HESS με πολλές επιβεβαιωμένες πηγές ακτινοβολίας ακτίνων Χ τύπου σύγχροτρον από μεσοαστρικά νέφη (nebulae) (MSH 15-52, PSR J , Vela X, κτλ.) επιβεβαιώνει τις πρώτες θεωρητικές προβλέψεις για ορατότητα (visibility),στην περιοχή των TeV ακτίνων γ, νεαρών Plerions με ροή (L 0 /4πd 2 ) που υπερβαίνει τα erg/(kpc 2 s). Οι ενεργειακές κατανομές ευρέως φάσματος αυτών των πηγών εξηγούνται εύκολα από το καθιερωμένο PWN μοντέλο το οποίο υποθέτει επιτάχυνση εξαιρετικά σχετικιστικών ηλεκτρονίων από το ωστικό κύμα του αστέρα νετρονίων. Ακόμα σε μερικά από αυτά τα συστήματα η επιτάχυνση σωματιδίων μπορεί να οδηγηθεί από ιόντα που υπάρχουν στον σχετικιστικό άνεμο του αστέρα νετρονίων. 19

21 Αυτά τα ιόντα περιμένουμε να παράγουν ακτίνες γ και νετρίνα μέσω ανελαστικών αλληλεπιδράσεων με το περιβάλλον μέσο. Παίρνοντας αυτό υπόψη, η εκτεταμένη TeV πηγή που σχετίζεται με τον αστέρα νετρονίων PSR B (Vela X) είναι ένας πιθανός υποψήφιος για ένα τέτοιο 'αδρονικό Plerion'. Στην πράξη, παρόλο που η παρατηρούμενη εκπομπή ακτίνων γ μπορεί να ερμηνευθεί σαν αντίστροφη εκπομπή Compton μη θερμικών ηλεκτρονίων, χρειάζεται να κάνουμε μερικές μη τετριμμένες υποθέσεις ώστε να εξηγήσουμε το ασυνήθιστο φάσμα αυτής της πηγής με φωτονικό δείκτη (photon index) Γ 1,5 και εκθετικό κόψιμο (cut off) γύρω στα 14 TeV. Η σταθερής κατάστασης κατανομή ηλεκτρονίων που περιορίζεται από τα δεδομένα των ακτίνων γ απαιτεί ένα E 2 εκθετικό τύπο φάσματος με ένα οξύ κόψιμο γύρω στα 70 TeV. Ένα τέτοιο φάσμα ηλεκτρονίων μπορεί να ερμηνευτεί μόνο υπό τον όρο αμελητέας ψύξης συχνοτρον, η οποία θα ήταν εφικτή μόνο στην περίπτωση ενός ασυνήθιστα χαμηλού μαγνητικού πεδίου του μεσοαστρικού νέφους (μερικών µg ή και λιγότερο). Επιπλέον, η συνολική ενέργεια των σχετικιστικών ηλεκτρονίων μέσα στο μαγνητικό πεδίο, το οποίο απαιτείται να ταιριάζει με τις παρατηρούμενες ροές ακτίνων Χ και γ, είναι ένα αμελητέο κομμάτι ( 0,1%) της ενέργειας από περιστροφή [spin-down] του αστέρα νετρονίων που έχει απελευθερωθεί κατά την διάρκεια της ζωής του 1, yr. Από τα παραπάνω προκύπτει η ερώτηση που έχει πάει η εναπομένουσα ενέργεια. Είναι ενδιαφέρον πως αν υποθέσουμε πως ένα τεράστιο μέρος της λαμπρότητας από περιστροφή του αστέρα νετρονίων δίνεται σε σχετικιστικά πρωτόνια και πυρήνες, μπορεί να εξηγηθεί ικανοποιητικά και η απόλυτη ροή και το φάσμα των TeV ακτίνων γ αυτής της ασυνήθιστης πηγής. Είναι αξιοσημείωτο πως η νετρινική ροή που προκύπτει από αυτό το σενάριο πρέπει να είναι ανιχνεύσιμη από το KM3NeT. Αυτό κάνει τον Vela X έναν από τους πιο πιθανούς υποψήφιους για την πρώτη αστρονομική πηγή TeV νετρίνων που θα ανιχνευτεί. Για τον ανιχνευτή IceCube ένας προφανής στόχος που αντιπροσωπεύει αυτόν τον πληθυσμό είναι το Crab Nebula Συμπαγή δυαδικά συστήματα (Compact Binary Systems) Οι πρόσφατες ανιχνεύσεις TeV ακτίνων από 2 δυαδικά συστήματα, τα οποία πολλοί ονομάζουν μικροκβαζαρς, LS5039 από HESS και LSI από MAGIC είναι από τις πιο ενδιαφέρουσες ανακαλύψεις της αστρονομίας ακτίνων γ στις πολύ υψηλές ενέργειες. Αυτό το αποτέλεσμα δείχνει ξεκάθαρα πως το γαλαξιακό δυαδικό σύστημα το οποίο περιέχει ένα φωτεινό οπτικό άστρο και ένα συμπαγές αντικείμενο (μαύρη τρύπα ή αστέρα νετρονίων), είναι αντικείμενο επιτάχυνσης σωματιδίων (ηλεκτρονίων ή πρωτονίων) σε ενέργειες πολλών TeV. Το ερώτημα κλειδί που προκύπτει είναι αν οι ακτίνες γ είναι αδρονικής ή λεπτονικής προέλευσης, το οποίο δεν μπορεί να απαντηθεί ξεκάθαρα. H αναλυτική μελέτη των συνθηκών της επιτάχυνσης σωματιδίων και ακτινοβολίας σε αυτές τις πηγές, βασισμένη στην φασματοσκοπική συμπεριφορά των εκπομπών ακτίνων γ [TeV], συγκεκριμένα στη διαμόρφωση της ροής του LS 5039 σε μια περίοδο 3,9 ημερών, και η επέκταση του ενεργειακού φάσματος στα 10 TeV και παραπέρα, μειώνει τις πιθανές ερμηνείες σε μερικές επιλογές. Μια από αυτές δίνει προτεραιότητα στην αδρονική προέλευση των φωτονίων, ειδικά αν έχουν παραχθεί μέσα στο δυαδικό σύστημα. Αν ισχύει αυτό, οι ακτίνες γ θα πρέπει να συνοδεύονται από μια ροή υψηλά ενεργειακών νετρίνων που προέρχονται από τις διασπάσεις των π± μεσονίων που παράγονται από 20

22 p-p ή p-γ αλληλεπιδράσεις. Οι νετρινικές ροές, οι οποίες μπορούν να εκτιμηθούν με βάση τις ροές των ακτίνων γ και παίρνοντας υπόψη τη σημαντική εσωτερική απορρόφηση γγ e + e, εξαρτώνται ισχυρά από την τοποθεσία των περιοχών που παράγουν ακτίνες γ. Η μικρότερη δυνατή νετρινική ροή πάνω από 1 TeV περιμένουμε να είναι στο επίπεδο του ν/cm 2 s. Η ανιχνευσιμότητα των νετρινικών σημάτων [TeV] εξαρτάται σημαντικά από το κόψιμο στο φάσμα των πατρικών πρωτονίων. Αν το φάσμα των επιταχυνόμενων πρωτονίων συνεχίζει στα 100 TeV και παραπέρα, οι προβλεπόμενες νετρινικές ροές των LS 5039 και LSI μπορούν να εξεταστούν από τους ανιχνευτές νετρίνων υψηλών ενεργειών του KM3NeT και του IceCube.[11] 2.2 Διάδοση και φάσμα νετρίνων υψηλών ενεργειών Τo σύμπαν έχει μέχρι σήμερα παρατηρηθεί με ανιχνευτικές διατάξεις ευαίσθητες σε φωτόνια, το φάσμα των οποίων κυμαίνεται από την περιοχή των ραδιοκυμάτων μέχρι τις ακτίνες γ που φτάνουν την τάξη των TeV. Η αστρονομία με χρήση φωτονίων συναντά σοβαρά προβλήματα, σε μεγαλύτερες ενέργειες, καθώς η αναμενόμενη ροή είναι εξαιρετικά μικρή και θα πρέπει να καταγραφεί με την ταυτόχρονη παρουσία της ροής των κοσμικών ακτίνων η οποία είναι 100 φορές μεγαλύτερη. Παρά το γεγονός αυτό, το 1992 και το 1995 εντοπίστηκαν οι ενεργοί γαλαξίες Markarian 421 και Markarian 501 ως πηγές φωτονίων ενέργειας TeV από το Whipple Observatory, τηλεσκόπιο που ανιχνεύει ακτινοβολία Cherenkov η οποία παράγεται στην ατμόσφαιρα κατά την ανάπτυξη ηλεκτρομαγνητικών καταιγισμών που δημιουργούνται από φωτόνια πολύ υψηλής ενέργειας. Οι περιορισμοί που επιβάλλονται στην επέκταση της αστρονομίας σε μεγαλύτερες ενέργειες ενισχύονται από το γεγονός ότι το σύμπαν καθίσταται αδιαφανές σε φωτόνια με ενέργειες μεγαλύτερες από μερικά TeV. Η διαπερατότητα του σύμπαντος για τα φωτόνια παρουσιάζεται στο σχήμα 7. Τα φωτόνια απορροφώνται δραστικά μέσω της παραγωγής ζεύγους ηλεκτρονίου - ποζιτρονίου, κατά την αλληλεπίδραση με το φωτεινό υπόβαθρο για ενέργειες μεγαλύτερες από την ενέργεια κατωφλίου που προσδιορίζεται από την σχέση: 4Εε (2me) 2 όπου Ε η ενέργεια του φωτονίου, που έχει υποστεί ισχυρή επιτάχυνση και ε η ενέργεια του φωτονίου που ανήκει στο υπόβαθρο. Έτσι τα φωτόνια με ενέργειες στην περιοχή των TeV απορροφούνται από την υπέρυθρη ακτινοβολία, τα φωτόνια με ενέργειες στην περιοχή των PeV από το υπόβαθρο των μικροκυμάτων και τα φωτόνια με ενέργειες στην περιοχή των ΕeV από τα ραδιοκύματα. Η παραπάνω θεώρηση φαίνεται να δικαιώνεται με βάση τις παρατηρήσεις από τους γαλαξίες Markarian 421 και 501, καθώς ενώ και οι δύο αποτελούν σχετικά ασθενείς πηγές, η μικρή τους απόσταση από τη γη τους καθιστά ισχυρότερες πηγές ακτινοβολίας γ από άλλους ενεργούς γαλαξίες, πολύ ισχυρότερους, οι οποίοι όμως βρίσκονται σε πολύ μεγαλύτερη απόσταση και κατά συνέπεια η εκπεμπόμενη ακτινοβολία υπόκειται σε ισχυρή απορρόφηση. 21

23 Τα πρωτόνια, βασικό συστατικό των κοσμικών ακτίνων, αλληλεπιδρούν επίσης με το φωτεινό υπόβαθρο για ενέργειες μεγαλύτερες από το κατώφλι για την παραγωγή πιονίων: 2Εpε (m Δ 2 -m p 2 ) Η βασική πηγή απώλειας ενέργειας των πρωτονίων με ενέργειες της τάξεως των 100 EeV είναι η παραγωγή πιονίων κατά την αλληλεπίδραση τους με ένα πεδίο μικροκυμάτων. Το Σύμπαν καθίσταται αδιαφανές στα υψηλοενεργειακά πρωτόνια, με μήκος απορρόφησης που δεν ξεπερνά τα 10Mpc, όταν η ενέργεια τους είναι μεγαλύτερη από ev. Πρωτόνια χαμηλότερης ενέργειας δεν υπόκεινται μεν σε σημαντική απορρόφηση αλλά και δεν μπορούν να χρησιμοποιηθούν για αστρονομική μελέτη καθώς η διεύθυνση τους αλλοιώνεται κάτω από την επίδραση του μαγνητικού πεδίου του γαλαξία μας. Σχήμα 7: Το μήκος απορρόφησης για τα φωτόνια και τα πρωτόνια συναρτήσει της ενέργειας τους. Η απορρόφηση τους οφείλεται στην αλληλεπίδραση τους με το φωτεινό υπόβαθρο που αναπτύσσεται στο διαστρικό χώρο. Το φάσμα των κοσμικών ακτίνων, που έχει έως σήμερα καταγραφεί εκτείνεται μέχρι σχεδόν τα ev. Τo φάσμα μπορεί να περιγραφεί ικανοποιητικά μέχρι ενέργειες που 22

24 φτάνουν τα 100 TeV, θεωρώντας ότι η παραγωγή των κοσμικών ακτίνων μέχρι αυτές τις ενέργειες αποδίδεται στη διάδοση του κρουστικού κύματος, μετά την έκρηξη ενός υπερκαινοφανούς. Ο πεπερασμένος χρόνος ζωής κρουστικού κύματος που αναπτύσσεται, θέτει τον παραπάνω περιορισμό στη μέγιστη ενέργεια που μπορεί να αποδοθεί στο κάθε σωμάτιο, σύμφωνα με αυτό το μηχανισμό επιτάχυνσης. Οι μηχανισμοί που προκαλούν επιτάχυνση σε ενέργειες μεγαλύτερες από 100 TeV θα πρέπει να οφείλονται σε άλλους μηχανισμούς που ενεργοποιούνται στο γαλαξία μας. Οι κοσμικές ακτίνες εξαιρετικά υψηλών ενεργειών θα πρέπει να έχουν εξωγαλαξιακή προέλευση καθώς ο γαλαξίας μας είναι μικρός και τα αναπτυσσόμενα σε αυτόν μαγνητικά πεδία είναι σχετικά ασθενή, ώστε να επιτευχθεί επιτάχυνση έως τα ev. Πιθανές περιοχές όπου επιτάχυνση σε τόσο μεγάλες ενέργειες μπορεί να λαμβάνει χώρα είναι οι ενεργοί γαλαξιακοί πυρήνες, AGN (active galactic nuclei). Στο σχήμα 9 αποδίδεται η ερμηνεία του φάσματος των κοσμικών ακτίνων με βάση τη θεωρούμενη προέλευση τους. Σχήμα 8: Η ροή των κοσμικών ακτίνων υψηλών ενεργειών, πολλαπλασιασμένη με τον παράγοντα Ε 2,5. Τα βέλη υποδεικνύουν τις αλλαγές κλίσης του φάσματος κοντά στο 1PeV και στα 10ΕeV. Στις περιοχές αυτές διαφοροποιούνται οι μηχανισμοί που προκαλούν την επιτάχυνση των σωματιδίων. Στόχος της αστρονομίας νετρίνων είναι η μελέτη της υψηλοενεργειακής περιοχής του φάσματος των κοσμικών ακτίνων με την ανίχνευση νετρίνων, προϊόντων της διάσπασης των πιονίων, που παράγονται στις αδρονικές αλληλεπιδράσεις επιταχυνόμενων νουκλεονίων με έναν κοσμικό στόχο, ένα πεδίο ύλης ή φωτονίων. Τα 23

25 βασικά πλεονεκτήματα που εμφανίζουν τα νετρίνα, όπως έχουμε πει, είναι συντριπτικά: α)μπορούν να διανύουν τεράστιες αποστάσεις εντός της διαστρικής ύλης χωρίς να υπόκεινται σε απορρόφηση, μεταφέροντας 'πληροφορία' ακόμα και από περιοχές του σύμπαντος ανάμεσα στις οποίες και στον οπτικό παρατηρητή παρεμβάλλονται τεράστιες ποσότητες ύλης. β) Οι αναμενόμενες ροές νετρίνων από διάφορες πηγές στην περιοχή των πολύ μεγάλων ενεργειών είναι μεγαλύτερες από το υπόβαθρο που δημιουργείται από τα ατμοσφαιρικά νετρίνα, προϊόντα της αλληλεπίδρασης των κοσμικών ακτίνων με τα στρώματα της ατμόσφαιρας, σε αντίθεση με την περίπτωση των ακτίνων γ, όπου το υπόβαθρο των κοσμικών ακτίνων είναι δύο τάξεις μεγέθους μεγαλύτερο από τις αναμενόμενες ροές των σημειακών πηγών. Σχήμα 9: Ροή κοσμικών ακτίνων υψηλών ενεργειών με βάση την προέλευση τους. γ) Από καθαρά πειραματικής πλευράς, οι ανιχνευτές νετρίνων μπορούν να παρακολουθούν διαρκώς πολύ μεγάλα τμήματα του ουρανού, σε αντίθεση με τους ανιχνευτές ακτίνων γ, όπως τα τηλεσκόπια Cherenkov, τα οποία είναι σε θέση να παρακολουθούν μόνο μικρά τμήματα του ουρανού και για πολύ μικρό χρονικό διάστημα κάθε φορά (περίπου 5% του χρόνου). Η ανίχνευση των υψηλοενεργειακών νετρίνων μπορεί να πραγματοποιηθεί με την παρατήρηση των μεγάλης εμβέλειας μιονίων που παράγονται κατά τις αλληλεπιδράσεις φορτισμένου ρεύματος νετρίνου-νουκλεονίου. Για να περιοριστεί το υπόβαθρο εξαιτίας των μιονίων που παράγονται στην ατμόσφαιρα, ο ανιχνευτής νετρίνων θα πρέπει να τοποθετηθεί σε βάθος αρκετών χιλιομέτρων από την επιφάνεια της γης ή να καταγράφει μιόνια που προέρχονται από την άλλη πλευρά της γης. Μια σχηματική αναπαράσταση της διαδικασίας παραγωγής και ανίχνευσης των υψηλοενεργειακών νετρίνων φαίνεται στο σχήμα 10. Όπως προείπαμε το πρόβλημα που έχει να αντιμετωπίσει η αστρονομία νετρίνων είναι η εξαιρετικά ασθενής αλληλεπίδραση των νετρίνων με την ύλη, γεγονός που τους προσδίδει και τα παραπάνω πλεονεκτήματα. Υπάρχουν μια σειρά από παράγοντες που οδηγούν σε αύξηση της δυνατότητας ανίχνευσης των νετρίνων 24

26 εφόσον αναφερόμαστε σε πολύ μεγάλες ενέργειες (>1TeV). Η πιθανότητα αλληλεπίδρασης τους με την ύλη αυξάνεται σημαντικά με την αύξηση της ενέργειας, η ροή των ατμοσφαιρικών νετρίνων περιορίζεται σημαντικά σε σύγκριση με τις αναμενόμενες ροές από τις εξωγήινες πηγές, η γωνία εκπομπής του παραγόμενου μιονίου ως προς την αρχική κατεύθυνση του νετρίνου, περιορίζεται σημαντικά καθιστώντας δυνατή την επίτευξη ικανοποιητικής διακριτικής ικανότητας στον προσδιορισμό της διεύθυνσης της πηγής και τέλος η εμβέλεια των μιονίων αυξάνει με την ενέργεια αυξάνοντας έτσι την ευαίσθητη επιφάνεια του ανιχνευτή. Σχήμα 10: Φάσμα κοσμικών ακτίνων για ενέργειες μεγαλύτερες από ev, όπως έχει καταγράφει από το πείραμα Fly's Eye, με ενεργειακό κατώφλι ev και μέγιστη απόδοση στην περιοχή των Ev.(η ροή των κοσμικών ακτίνων είναι πολλαπλασιασμένη με τον παράγοντα Ε 2,75 ). Οι αναμενόμενες ροές νετρίνων από διάφορες πηγές παρουσιάζονται στο σχήμα 11. Παρατηρούμε ότι οι ροές των νετρίνων από εξωγήινες πηγές, στην ενεργειακή περιοχή μεταξύ TeV και EeV, είναι συγκρίσιμες ως προς το μέγεθος τους ή μεγαλύτερες από τη ροή των νετρίνων που παράγονται στην ατμόσφαιρα. Το υπόβαθρο των ατμοσφαιρικών νετρίνων που παρουσιάζεται στην εικόνα αναφέρεται στη ροή v μ + ολοκληρωμένη σε στερεά γωνία 2π για νετρίνα που προέρχονται 25

27 Σχήμα 11: Αναμενόμενες ροές νετρίνων από διάφορες πηγές για ενέργειες μεγαλύτερες από 1 MeV. κάτω από τον ορίζοντα του ανιχνευτή. Παρουσιάζονται οι ροές δύο AGN, του 3C273 σε απόσταση 600Mpc σύμφωνα με τους υπολογισμούς του Bierman, που αν και δεν παρουσιάζει εκπομπή στην περιοχή των ραδιοκυμάτων, αποτελεί σύμφωνα με τον Stecker επίσης ισχυρή πηγή υψηλοενεργειακών νετρίνων. Η γραμμοσκιασμένη περιοχή αποδίδει την εκτίμηση των Barwick et al για την αναμενόμενη ροή από τους κοσμικούς επιταχυντές. Όπως φαίνεται και από το σχήμα 12 μόνο τα νετρίνα θα φτάσουν σχεδόν αλώβητα στον ανιχνευτή και η διεύθυνση τους θα εξακολουθεί να υποδεικνύει το σημείο δημιουργίας τους. Η παραγωγή μιονίων εξαιτίας της αλληλεπίδρασης των κοσμικών ακτίνων με τα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας επιβάλλει την τοποθέτηση του ανιχνευτή βαθιά στη γη και τον προσανατολισμό του σε μιόνια που προέρχονται από το εσωτερικό της γης Παρατηρούμε ότι οι ροές των νετρίνων από εξωγήινες πηγές, στην ενεργειακή περιοχή μεταξύ TeV και EeV είναι συγκρίσιμες ή μεγαλύτερες από τη ροή των νετρίνων που παράγονται στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας. [12] 26

28 Σχήμα 12: Ο κοσμικός επιταχυντής (π.χ. Pulsar, μαύρη τρύπα) επιταχύνει πρωτόνια τα οποία προσπίπτουν στο στόχο (π.χ. Συνοδός αστέρας, δίσκος επικάθησης, 3 Κ φωτόνια). Η διεύθυνση των πρωτονίων που θα συνεχίσουν θα αλλοιωθεί από τα μαγνητικά πεδία που αναπτύσσονται στην πορεία τους. Τα παραγόμενα φωτόνια θα απορροφηθούν πλήρως αν στην πορεία τους προς τη γη συναντήσουν ύλη με πυκνότητα μεγαλύτερη από μερικές εκατοντάδες gr/cm 3 ή αν η απόσταση που θα χρειαστεί να διανύσουν ξεπερνά το μήκος απορρόφησης εξαιτίας της αλληλεπίδρασης τους με το φωτεινό υπόβαθρο. 2.3 Τρόποι παραγωγής νετρίνων υπερυψηλών ενεργειών Πολλά αστροφυσικά αντικείμενα στο σύμπαν αναμένεται να παράξουν κοσμικά νετρίνα πολύ υψηλών ενεργειών (1TeV E ν 1PeV), πάρα πολύ ψηλών ενεργειών (E ν 1PeV) και εξαιρετικά ψηλών ενεργειών (E ν 100 EeV). Αυτά τα ενεργειακά νετρίνα μπορούν να αποτελέσουν μοναδικούς κοσμικούς αγγελιοφόρους και να παρέχουν χρήσιμες πληροφορίες για το σύμπαν που δεν μπορούν να εξαχθούν από μετρήσεις κοσμικών και γ ακτίνων. Το καυτό ερώτημα στην νετρινική αστρονομία είναι ο προσδιορισμός των πηγών των πάρα πολύ υψηλών κοσμικών νετρίνων (UHE) και το πως μπορούν να ανιχνευτούν Πιθανές πηγές UHE κοσμικών νετρίνων Υποθέτουμε πως οι πηγές των UHE σχετίζονται με αυτές των UHE κοσμικών ακτίνων. Στην πραγματικότητα, τα περισσότερα από τα μοντέλα για την προέλευση UHE κοσμικών ακτίνων προβλέπουν την ύπαρξη UHE κοσμικών νετρίνων. Αυτά τα 27

29 μοντέλα μπορούν να ταξινομηθούν σε δύο κατηγορίες: τα top-down και τα bottom-up σενάρια. Στα top-down σενάρια υποθέτουμε ότι οι UHE κοσμικές ακτίνες προέρχονται από τον εξαΰλωση (annihilation) ή την διάσπαση υπερβαρέων (superheavy) σωματιδίων, τα οποία πρέπει να είναι απομεινάρια της μεγάλης έκρηξης. Στα bottom-up σενάρια υποθέτουμε πως οι UHE κοσμικές ακτίνες προέρχονται από κοσμικούς επιταχυντές. Κάποιος μπορεί να βρει μια μακριά λίστα από προτεινόμενες πηγές UHE κοσμικών νετρίνων Το όριο GKZ και τα UHE νετρίνα Οι φορτισμένες κοσμικές ακτίνες αποτελούνται κυρίως από πρωτόνια και βαρύτερους πυρήνες με διάρκεια διαδρομής 10 6 χρόνια ή και παραπάνω. Η ύπαρξη των κοσμικών ακτίνων ανακαλύφθηκε από τον Victor Hess το 1912, και οι εκτεταμένοι καταιγισμοί σωματιδίων που οφείλονται σε πρωτογενείς κοσμικές ακτίνες παρατηρήθηκαν για πρώτη φορά από τον Pierre Auger το Μετά από περίπου έναν αιώνα μετρήσεων, το ενεργειακό φάσμα των κοσμικών ακτινών έχει προσδιοριστεί πλέον με καλό βαθμό ακρίβειας. Εκτείνεται σε παραπάνω από 10 τάξεις μεγέθους και παρουσιάζει εκθετική, κατά προσέγγιση, μορφή όπως φαίνεται στο σχήμα 13. Εκεί φαίνονται όλα τα σωματίδια του φάσματος των κοσμικών ακτίνων, στο οποίο η διαφορική ροή F(E) dφ/de έχει πολλαπλασιαστεί με τον παράγοντα E 2,7 ώστε να είναι καλύτερα ορατή η δομή του. Η εντυπωσιακή αλλαγή κλίσης που συμβαίνει μεταξύ των ενεργειών E=10 15 ev και E=10 16 ev αποκαλείται γόνατο του φάσματος. Μια δομή γνωστή ως αστράγαλος του φάσματος εμφανίζεται γύρω στα E=10 19 ev. Εάν οι κοσμικές ακτίνες με ενέργειες μέχρι ev με ev προέρχονται από τον γαλαξία μας, αυτές γύρω και πέρα από τον αστράγαλο είναι πιο πιθανό να έχουν εξωγαλαξιακή προέλευση. Στην πραγματικότητα, η προέλευση των UHE κοσμικών ακτίνων είναι παντελώς άγνωστη, όπως και οι λόγοι για το γόνατο και τον αστράγαλο του φάσματος των κοσμικών ακτίνων. Λίγο μετά την ανακάλυψη της κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (CMB) από τους Arno Penzias και Robert Wilson [1965], δείχθηκε από τον Kenneth Greisen και ανεξάρτητα από τους Georgiy Zatsepin και Vadim Kuzmin ότι αυτή η ακτινοβολία θα δυσκόλευε σημαντικά την διάδοση κοσμικών ακτίνων με ενέργειες μεγαλύτερες των ev. Σήμερα περιμένουμε πως το όριο GZK [Greisen-Zatsepin-Kuzmin(GZK) cutoff] επηρεάζει το φάσμα κοσμικών ακτίνων με ενέργειες περίπου E ev, σαν αποτέλεσμα ανελαστικών αλληλεπιδράσεων UHE κοσμικών ακτίνων με τα φωτόνια της ακτινοβολίας υποβάθρου. Η επικρατέστερη αντίδραση που οδηγεί στο όριο GZK είναι η φωτοπαραγωγή πιονίων [pion photoproduction] μέσω της Δ + resonance όπως η p + γ CMB Δ + (1232) p + π 0 ή n+π +, όπου τα σωματίδια της τελικής κατάστασης έχουν, χονδρικά, μόνο την μισή ενέργεια του αρχικού πρωτονίου. Εάν η Δ + resonance δεν είναι διαθέσιμη, μπορεί να έχουμε μια πιο εξασθενημένη εκδοχή του ορίου GZK σαν αποτέλεσμα της non-resonant φωτοπαραγωγής ενός ή παραπάνω πιονίων: p + γ CMB p + nπ ή n+nπ, όπου n θετικός ακέραιος και το συνολικό ηλεκτρικό φορτίο του nπ πρέπει να είναι σύμφωνο με τη διατήρηση των ηλεκτρικών φορτίων στο πολλαπλό κανάλι πιονίων [multi-pion channel]. Μια απλή κινηματική ανάλυση 28

30 Σχήμα 13:Το φάσμα όλων των κοσμικών ακτίνων όπως προέκυψε από διάφορα πειράματα παρατήρησης. αποφέρει μια ενέργεια κατωφλίου για το πρωτόνιο σε κάθε περίπτωση: Ε th = E th =, 10 (με συντονισμό) ή ( ), 10 (χωρίς συντονισμό) όπου <Eγ> δηλώνει την μέση ενέργεια των CMB φωτονίων, και μόνο ένα πιόνιο (n=1) λήφθηκε υπόψη στην περίπτωση χωρίς resonant. Μια τιμή <Eγ> 6, ev μας δίνει E th 5, GeV (ή 2, GeV) για την φωτοπαραγωγή πιονίων με συντονισμό (ή χωρίς). Αυτό το πρόχειρο αποτέλεσμα προκύπτει μεγαλύτερο από το όριο GZK. Ο λόγος είναι πως πολλές λεπτομέρειες των ανελαστικών αλληλεπιδράσεων φωτονίων-πρωτονίων πρέπει να μελετηθούν προσεκτικά. Οι παραπάνω σχέσεις δείχνουν πως το παρατηρούμενο φάσμα των κοσμικών ακτίνων παρουσιάζει μια απότομη δομή στο όριο GZK ενέργειας E GZK. Αυτή η απότομη αλλαγή κλίσης έχει αποκαλυφθεί κυρίως από τα πειράματα HiRes και AUGER και δεν συμφωνεί με τις μετρήσεις του πειράματος AGASA. Ένα τέτοιο όριο 29

31 υπονοεί πως το σύμπαν είναι αδιαφανές στις EHE (extremely high energy) κοσμικές ακτίνες, με ένα μήκος απορρόφησης λ p +γ CMB = n 1 1 CMBσ p +γcmb ~ 8Mpc για n CMB 411 cm 3 και σ p+γcmb ~ cm 2. Με άλλα λόγια, το φαινόμενο GZK πρακτικά αποκλείει τις κοσμικές ακτίνες εξαιρετικά υψηλών ενεργειών για αποστάσεις μερικών δεκάδων Mpc. Το πείραμα AUGER περιμένουμε να μας δώσει σαφή παρατηρησιακά δεδομένα για την ύπαρξη ή μη του ορίου GZK ανιχνεύοντας έναν αρκούντως μεγάλο αριθμό γεγονότων στο ενεργειακό όριο GZK ή και πάνω από αυτό. Σχετιζόμενα με το όριο GZK των κοσμικών ακτίνων, νετρίνα μπορούν να παραχθούν από διασπάσεις φορτισμένων πιονίων ή νετρονίων π + μ + +ν μ και μ + e ν e (ή n p+e + ). Οι ενέργειες τέτοιων GZK νετρίνων θα πρέπει να είναι κοντά στο E GZK,, γιατί χονδρικά ίσα ποσά ενέργειας πάνε στα δευτερεύοντα νουκλεόνια και πιόνια των φωτοπαραγωγικών διαδικασιών που συζητήθηκαν παραπάνω. Μια μέτρηση UHE κοσμικών νετρίνων με ενέργεια E ν ~ E GZK μπορεί να είναι ένας πιθανός τρόπος να εξετάσουμε το όριο GZK των UHE κοσμικών ακτίνων. Φυσικά, η ροή των GZK νετρίνων είναι τόσο χαμηλή ( MeV 1 cm 2 s 1 sr 1 ) ώστε η παρατήρηση τους θα αποτελέσει τεράστια πρόκληση ακόμα και με έναν ανιχνευτή τελευταίας τεχνολογίας Αστροφυσικές πηγές UHE νετρίνων Οι αναμενόμενες αστροφυσικές πηγές UHE νετρίνων περιλαμβάνουν ενεργά κέντρα γαλαξιών (AGN), πίδακες ακτίνων γάμμα (GRBs) και άλλες πηγές σχετιζόμενες με συμπαγή αστρικά αντικείμενα όπως, απομεινάρια υπερκαινοφανών, δυαδικά συστήματα εκπομπής ακτίνων Χ (X-ray binaries) και μικροκβάζαρς. 1) UHE κοσμικά νετρίνα από AGN Το AGN θα πρέπει να ανήκει στις πιο πολλά υποσχόμενες UHE πηγές νετρίνων, αλλά ο ακριβής μηχανισμός παραγωγής νετρίνων παραμένει ασαφής. Μπορούμε, κατά προσέγγιση, να περιγράψουμε τα AGN σύμφωνα με τις γεωμετρικές τους ιδιότητες. Για παράδειγμα, οι παρατηρησιακές διαφορές μεταξύ μιας ποικιλίας AGN (π.χ. μπλαζαρς, ραδιογαλαξίες και κβαζαρς) μπορούν να ερμηνευτούν μερικώς με την βοήθεια ενός γεωμετρικά αξοσυμμετρικού σχήματος σαν αποτέλεσμα των διαφορετικών γωνιών κλίσης οι οποίες ορίζονται σαν οι γωνίες μεταξύ των ευθειών παρατήρησης και του άξονα του AGN. Το σχήμα 14 δείχνει μερικά βασικά συστατικά ενός τέτοιου αξοσυμμετρικού σχήματος του AGN. Αποτελείται από μια περιστρεφόμενη μελανή οπή, 2 πίδακες ύλης κατά μήκος του περιστρεφόμενου άξονα και έναν δίσκο προσαύξησης της ύλης κάθετο στον άξονα περιστροφής. Η ραδιοεκπομπή του AGN υποτίθεται πως πηγάζει κυρίως στους σχετικιστικούς πίδακες, συγκεκριμένα, οφείλεται από την ακτινοβολία σύγχροτρον από ηλεκτρόνια που κινούνται κατά μήκος του πίδακα. Το ενεργειακό φάσμα των φωτονίων που εκπέμπονται από το AGN και παρατηρούνται στη γη ποικίλει από τα ραδιοκύματα μέχρι τις TeV ακτίνες γαμμα. Η φωτεινή ενέργεια των AGN πρέπει να παρέχεται από βαρυτική ενέργεια της ύλης που πέφτει μέσα στην υπερβαρέα μαύρη τρύπα στο κέντρο του πυρήνα. Σε αυτή την περίπτωση η μάζα που απορροφάται σχηματίζει ένα ωστικό κύμα λόγω της προσαύξησης σε συγκεκριμένη απόσταση από την κεντρική μελανή οπή, όπου πρωτόνια επιταχύνονται με τον μηχανισμό Fermi πρώτης τάξης. Πρωτόνια και άλλα 30

32 φορτισμένα αδρόνια μπορούν επίσης να επιταχυνθούν στους σχετικιστικούς πίδακες ή στα hot spots (π.χ. ραδιογαλαξίες FR-II) σε ενέργειες γύρω ή και πάνω από τα ev. Τότε ένας τεράστιος αριθμός πιονίων μπορεί να παραχθεί από τις αλληλεπιδράσεις πρωτονίων με την πυκνή ύλη γύρω από τον πυρήνα του AGN (συγκεκριμένα, το πεδίο φωτονίων). Σε αυτό το σενάριο τα φωτόνια και τα πρωτόνια δεν μπορούν να ξεφύγουν από την περιοχή της πηγής, και σαν αποτέλεσμα τα τελευταία μπορεί να είναι ορατά μόνο ανιχνεύοντας τα UHE νετρίνα που προκύπτουν από τις διασπάσεις των φορτισμένων πιονίων. Σχήμα 14: Σχηματική απεικόνιση AGN με μια μαύρη τρύπα στο κέντρο και έναν δίσκο προσαύξησης κάθετο στην διεύθυνση των δύο πιδάκων κατά μήκος του άξονα περιστροφής. Οι διαφορετικές γωνίες κλίσης της γραμμής παρατήρησης σε σχέση με τον πίδακα δείχνονται με βέλη. Τα πρωτόνια που έχουν επιταχυνθεί μπορεί να αλληλεπιδράσουν με τα περιβάλλοντα φωτόνια μέσω των αντιδράσεων: p + γ Δ + n + π+ p+x π±+y οδηγεί στην παραγωγή UHE νετρίνων μέσω των διασπάσεων: π + μ + +νμ και π μ + 31

33 αλλά και των: μ + e νe και μ e + νμ + Από την άλλη, οι διασπάσεις ουδέτερων πιονίων(π 0 2γ) μπορούν να παράξουν υψηλής ενέργειας ακτίνες γ. Το προκύπτον νετρίνο και οι ροές ακτίνων γ αναμένεται να είναι της ίδια τάξης μεγέθους. 2) UHE κοσμικά νετρίνα από GRB Οι GRBs είναι οι φωτεινότερες πηγές ακτίνων γ στο σύμπαν, με διάρκεια από μερικά δευτερόλεπτα έως δεκάδες δευτερόλεπτα. Ένα τεράστιο ποσό ενέργειας, τυπικά erg έως erg ανά δευτερόλεπτο, απελευθερώνεται από ένα GRB. Μπορεί να περιγραφεί φαινομενολογικά σαν μια σφαίρα φωτιάς που διαστέλλεται με υψηλά σχετικιστική ταχύτητα και τροφοδοτείται από την πίεση της ακτινοβολίας. Έχει παρατηρηθεί η καθυστερημένη, χαμηλής ενέργειας εκπομπή (afterglow),μετά την κύρια εκπομπή των GRB, και η οποία δείχνει ότι τα GRB δημιουργούνται κυρίως σε host γαλαξίες. Είναι, πιθανόν, το αποτέλεσμα μιας αστρικής διαδικασίας π.χ., κατάρρευση ενός υπερβαρέως αστέρα. Αναλογικά με την περίπτωση των AGN, πιόνια μπορούν να παραχθούν από το GRB μέσω αλληλεπιδράσεων των επιταχυνόμενων πρωτονίων με το πεδίο-στόχο φωτονίων το οποίο αποτελεί την πιο υψηλά μεταβαλλόμενη ακτινοβολία που διαμορφώνεται στο ωστικό κύμα του GRB και ανιχνεύεται σαν το GRB. Οι πιο σημαντικές διαδικασίες φωτοπαραγωγής πιονίων είναι οι: p + γ n + π + και p + γ p+π 0, στις οποίες ένα μεγάλο κομμάτι της αρχικής ενέργεια των πρωτονίων χάνεται. Αντιθέτως, μόνο ένα μικρό κλάσμα της αρχικής πρωτονικής ενέργειας χάνεται στην e + e φωτοπαραγωγή ζεύγους μέσω της διαδικασίας p + γ p + e + + e. Για φωτοπαραγωγή πιονίου συντονισμού (resonant) (π.χ. p + γ Δ + p+π 0 ή n+π + ),μπορεί να προκύψουν ακτίνες γ υψηλών ενεργειών και από τις διασπάσεις π 0 2γ,ενώ νετρίνα υψηλών ενεργειών από τις διασπάσεις π + μ + + ν μ και μ + e ν e. Για το πολύ-πιονικό κανάλι χωρίς συντονισμό (non-resonant multi-pion channel) p + γ p + nπ ή n+nπ, ο ρυθμός παραγωγής π +, π και π 0 είναι πιθανόν να προσεγγίζει την αναλογία 1:1:1, υπονοώντας πως η αναλογία των γεγονότων ν μ,, ν e,, γ θα είναι 2 : 2 : 1 : 1 : 2. Οι ενέργειες των κοσμικών πρωτονίων που παράγονται στα GRB από τις αλληλεπιδράσεις των επιταχυνόμενων από το ωστικό κύμα πρωτονίων με τα περιβάλλοντα φωτόνια (ambient photons), μπορεί να ποικίλουν από TeV έως EeV. 3) UHE νετρίνα από οπτικά λεπτές πηγές (optically thins sources). Πιθανόν, τα AGN και τα GRBs να είναι οι κοσμικοί επιταχυντές από τους οποίους προέρχονται οι UHE κοσμικές ακτίνες. Τα ηλεκτρόνια που έχουν επιταχυνθεί χάνουν την ενέργεια τους στο μαγνητικό πεδίο σαν αποτέλεσμα της ακτινοβολίας σύγχροτρον που εκπέμπουν. Τα φωτόνια που προκύπτουν παρέχουν στόχο για πρωτόνια και βαρύτερους πυρήνες ώστε να προκαλέσουν φωτοπαραγωγή μεσονίων 32

34 και διαδικασίες φωτο-διάσπασης αντίστοιχα. Ένα νετρόνιο που έχει παραχθεί με αυτόν τον τρόπο μπορεί να διαχυθεί (diffuse) έξω από την μαγνητικά περιοριστική πηγή πριν υποστεί β-διάσπαση. Μια τέτοια πηγή αναφέρεται σαν οπτικά λεπτή πηγή, όπως δείχνεται στην εικόνα 15 αριστερά. Για μία οπτικά λεπτή πηγή (σχήμα 15 δεξιά), όμως, μερικά νετρόνια μπορεί να σκεδαστούν ανελαστικά από το αέριο φωτονίων προτού ξεφύγουν από την περιοχή μαγνητικού εγκλωβισμού. Επικεντρώνοντας στην οπτικά λεπτή πηγή και υποθέτοντας ότι η φωτοπαραγωγή συντονισμού (resonant photoproduction): p + γ Δ + n + π + είναι η κύρια διαδικασία παραγωγής φορτισμένων πιονίων, θα εκτιμήσουμε στην συνέχεια την ροή των UHE νετρίνων. Με την παραπάνω υπόθεση, παίρνουμε γεγονότα ν μ, και ν e από τις διασπάσεις π + μ + + ν μ και μ + e + + +ν e. Από αυτές αποτελείται η ροή των UHE νετρίνων από οπτικά λεπτές πηγές. Σχήμα 15: Σχηματική αναπαράσταση της παραγωγής νετρίνων σε επιταχυντή UHE κοσμικών ακτίνων. Οι σχετικές ροές εξαρτώνται από την οπτική πυκνότητα της περιοχής μαγνητικής παγίδευσης (παριστάνεται με κυματικές γραμμές). Το αριστερό και δεξιό μέρος παριστάνουν τις οπτικά λεπτές και οπτικά πυκνές περιοχές, αντίστοιχα Top-down μοντέλα και νετρίνα UHE Στην bottom-up προσέγγιση, είναι πολύ δύσκολο να ταυτοποιηθεί μια αστροφυσική πηγή ως ο ζητούμενος zevatron επιταχυντής κοσμικών ακτίνων. Μια ποικιλία από top-down μοντέλα έχουν προταθεί μέχρι τώρα ώστε να αποφύγουμε αυτήν την δυσκολία και να αποδώσουμε τις παρατηρούμενες UHE κοσμικές ακτίνες στη διάσπαση ή εξαΰλωση προϊόντων κάποιων υπέρβαρέων σωματιδίων. Δύο κλάσεις των top-down μοντέλων, αυτό της υπερβαρέας σκοτεινής ύλης (DM) και αυτό των τοπολογικών ατελειών (Topological Defects,Tds), έχουν προσελκύσει το ενδιαφέρον. 33

35 Τα TDs (π.χ. μονόπολα, κοσμικές χορδές) είναι μια γενική πρόβλεψη μερικών μεγαλο-ενοποιημένων θεωριών φυσικής (grand unified theories) και μπορούν να σχηματιστούν στις μεταβατικές φάσεις ρήξης συμμετρίας του πρώιμου σύμπαντος. Η υπερβαρεία DM είναι ένας υποψήφιος που παρουσιάζει ενδιαφέρον, καθώς σταθερά ή μετασταθή σωματίδια με μάζες γύρω στα GeV μπορούν να παραχθούν κατά την περίοδο πληθωρισμού (inflation) του σύμπαντος. Αν ένα από τα top-down μοντέλα περιγράφει την προέλευση των UHE κοσμικών ακτίνων, θα πρέπει να μπορεί να παράγει UHE νετρίνα και φωτόνια. Υπερβαρέα σταθερά ή μετασταθή σωματίδια, υπολείμματα της μεγάλης έκρηξης, μπορεί να είναι καλοί υποψήφιοι για κρύα DM. Θα μπορούσαν να παραχθούν στο πρώιμο σύμπαν με πολλούς τρόπους, για παράδειγμα, με βαρυτικές αλληλεπιδράσεις από διακυμάνσεις κενού (vacuum fluctuations) στο τέλος της περιόδου πληθωρισμού (inflation). Η διάρκεια ζωής ενός υπερβαρέως σωματιδίου DM πρέπει να είναι στο εύρος s τ X s, μεγαλύτερη ή πολύ μεγαλύτερη από την ηλικία του σύμπαντος. Ένα τόσο μακρόβιο σωματίδιο μπορεί να σχετίζεται με μια λανθάνουσα παγκόσμια συμμετρία η οποία σπάει. Τα σενάρια των υπερβαρέων DM έχουν πολλές καθαρές παρατηρησιακές υπογραφές: 1) Δεν προβλέπουν όριο GZK για UHE κοσμικές ακτίνες, αντί αυτού, δίνουν ένα φάσμα το οποίο είναι πιο επίπεδο από αυτό που δίνει μια αστροφυσική πηγή, μέχρι το κινηματικό όριο [kinematical cutoff] E m X /2. 2) Τα προϊόντα διάσπασης ή εξαΰλωσης των υπερβαρέων DM περιέχουν πολλά γεγονότα π ± και π 0 των οποίων οι διασπάσεις δίνουν μεγάλες ροές UHE νετρίνων και φωτονίων, μεγαλύτερες συνήθως από αυτές που παράγονται από επιταχυνόμενα πρωτόνια σε μια αστροφυσική πηγή. 3) Η ροή των κοσμικών ακτίνων από υπερβαρέα DM θα πρέπει να παρουσιάζει μια γαλαξιακή ανισοτροπία, καθώς ο ήλιος δεν είναι το κέντρο του γαλαξία. 4) Δεν υπάρχει συσχέτιση μεταξύ των κατευθύνσεων άφιξης των UHE κοσμικών ακτίνων και των αστροφυσικών πηγών. Οι TDs, θα μπορούσαν να παραχθούν κατά τις μη-θερμικές μεταβάσεις φάσεων. Μπορούν να παράγουν με φυσικό τρόπο σωματίδια με αρκετά υψηλές ενέργειες, αλλά παρουσιάζουν προβλήματα στο να παράγουν αρκετά μεγάλες ροές UHE πρωτογενών κοσμικών ακτίνων λόγω της τυπικά μεγάλης απόστασης μεταξύ 2 TDs. Να σημειώσουμε εδώ πως το ενεργειακό φάσμα ακτίνων που προέρχονται από κοσμικές χορδές μπορεί να έχουν ένα λιγότερο σαφές όριο GZK, απλώς επειδή δεν είναι τόσο απότομο ως συνήθως και κυριαρχείται από φωτόνια αντί πρωτονίων. Αξίζει να αναφερθεί ότι τα WIMPs που θεωρούνται από τους επικρατέστερους υποψηφίους σκοτεινής ύλης, μπορούν επίσης να δώσουν ενεργετικά [energetic] νετρίνα όταν εξαϋλωθούν. Ένα τυπικό παράδειγμα WIMP είναι το ελαφρύτερο υπερσυμμετρικό σωματίδιο, το neutralino. Αν οι μάζες των WIMPs είναι κοντά στην ηλεκτρασθενή κλίμακα, η εξαΰλωση τους θα παράξει νετρίνα και αντινετρίνα ενεργειών 100 GeV ως 1TeV. Η ανίχνευση τέτοιων υπογραφών σε ένα τηλεσκόπιο νετρίνων, μπορεί να λειτουργήσει και σαν μια έμμεση έρευνα για την σκοτεινή ύλη. 34

36 2.3.5 Κοσμικά νετρίνα και νετρινική ακτινοβολία υποβάθρου Η ύπαρξη της νετρινικής κοσμικής ακτινοβολίας υποβάθρου (CνB), αποτελείται από εναπομείναντα νετρίνα από την εποχή της αποσύνδεσης των ασθενών αλληλεπιδράσεων περίπου ένα δευτερόλεπτο μετά την μεγάλη έκρηξη. Η σημερινή θερμοκρασία και αριθμητική πυκνότητα των κοσμικών νετρίνων υποβάθρου μπορεί να υπολογιστεί με βάση την παρατηρούμενη θερμοκρασίας και αριθμητική πυκνότητα της κοσμικής φωτονικής μικροκυματικής ακτινοβολίας υποβάθρου: Τ νi =T ν-i =(4/11) 1/3 T γ 1,945 Κ n νi = n ν-i = (3/22)n γ 56 cm 3 όπου νi (ή ν-i) δηλώνει ένα είδος νετρίνου (ή αντινετρίνου) με την απόλυτη μάζα m i (όπου i=1,2,3), T γ = 2,725 Κ και n γ = 411 cm 3 οι αρχικές τιμές που δόθηκαν και βάσει αυτών προκύπτει αυτή η προσέγγιση Νετρίνα και βαρυτικά κύματα Σαν μια κλασσική θεωρία πεδίου της βαρύτητας, η γενική θεωρία της σχετικότητας του Einstein προβλέπει την ύπαρξη βαρυτικών κυμάτων που εκπέμφθηκαν από σώματα τεράστιας μάζας τα οποία υπόκεινται σε τεράστιες επιταχύνσεις. Τυπικά παραδείγματα περιλαμβάνουν δυαδικά συστήματα συμπαγών αντικειμένων όπως αστέρες νετρονίων και μελανές οπές, διπλά συστήματα λευκών νάνων και εξαιρετικά συμπαγή δυαδικά συστήματα ακτίνων-χ. Πολλές προσπάθειες έχουν γίνει για την επιβεβαίωση της ύπαρξης βαρυτικών κυμάτων και η άμεση παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων αποτελεί μια μεγάλη επιστημονική πρόκληση. Η παρατήρηση βαρυτικών κυμάτων που αναμένεται από βίαια γεγονότα, όπως τα GRBs, μπορεί να μας επιτρέψει να καταλάβουμε τις δυναμικές διαδικασίες που οδηγούν σε αυτά. Θα ήταν ιδιαίτερα ενδιαφέρον να ανιχνεύσουμε υψηλοενεργειακά νετρίνα σε σχέση με βαρυτικά κύματα που παράγονται από υπερκαινοφανείς και GRBs. Είναι δυο σήματα που μπορούν να ξεφύγουν από πολύ πυκνά μέσα και να διασχίσουν κοσμολογικές αποστάσεις χωρίς να απορροφηθούν, δείχνοντας τις θέσεις των πηγών τους και μεταφέροντας πληροφορία από το εσωτερικό αυτών των αστροφυσικών μηχανών. Οι εκρήξεις νετρίνων (neutrino bursts) που να σχετίζονται με την ίδια πηγή με βαρυτικά κύματα μπορούν να οδηγήσουν σε ενδιαφέροντα φαινόμενα. Το θέμα είναι πως η ταχύτητα ενός μαζικού νετρινου είναι ελαφρώς μικρότερη από αυτή ενός άμαζου γκραβιτονίου και επομένως επάγει σε μια χρονοκαθυστέρηση μεταξύ των σημάτων τους που ανιχνεύονται στη γη. Είναι επομένως χρήσιμο να γίνει μια συσχέτιση μεταξύ των νετρινικών και βαρυτικών ανιχνευτών για δεδομένη αστροφυσική πηγή. Από την άλλη, η ανίχνευση βαρυτικών κυμάτων και υψηλοενεργειακών νετρίνων από το πρώιμο σύμπαν θα είναι μια μοναδική πηγή πληροφοριών για την κοσμολογία. Το πόσο είναι εφικτή η έρευνα υψηλοενεργειακών νετρίνων σε σχέση με τα βαρυτικά κύματα είναι υπό συζήτηση. Κατά κανόνα, ένα τηλεσκόπιο νετρίνων μπορεί να καθορίσει με ακρίβεια τον χρόνο και την κατεύθυνση των υψηλοενεργειακών γεγονότων, ενώ ένα δίκτυο από ανιχνευτές βαρυτικών κυμάτων μπορεί επίσης να μας δώσει πληροφορίες όσον αφορά τον χρόνο και την κατεύθυνση των εκρήξεων 35

37 βαρυτικών κυμάτων (gravitational wave bursts). Συνδυάζοντας τις μετρήσεις από αυτούς τους τελείως ανεξάρτητους ανιχνευτές θα μπορούσαμε να επιτύχουμε καλύτερη απόριψη του υποστρώματος και άρα πολύ καλύτερες ευαισθησίες. Ένα τυπικό παράδειγμα θα ήταν να συνδυάζαμε το νετρινικό τηλεσκόπιο ANTARES με τα VIRGO και LIGO ιντερφερόμετρα βαρυτικών κυμάτων. Μοιράζονται την πρόκληση να ερευνήσουν για αμυδρά και σπάνια σήματα μέσα σε άφθονο θόρυβο ή γεγονότα υποβάθρου και την παρατήρηση τυχαίων σκανδαλισμών (coincident triggers) θα παρέχει ισχυρή απόδειξη για μια έκρηξη βαρυτικού κύματος και μια έκρηξη νετρίνων που θα προέρχονται από κοινή πηγή [6]. 36

38 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 3 ΔΙΑΔΟΣΗ ΝΕΤΡΙΝΩΝ ΥΨΗΛΩΝ ΕΝΕΡΓΕΙΩΝ 3.1 Αλληλεπιδράσεις νετρίνων με την ύλη στις εκρήξεις υπερκαινοφανών Στα πλαίσια της αστροφυσικής μας ενδιαφέρουν οι αλληλεπιδράσεις των νετρίνων με πυκνή και θερμή ύλη όπως είναι αυτή στο εσωτερικό των αστέρων ή των πρώτων σταδίων των εκρήξεων υπερκαινοφανών. Υποθέτουμε πως τα νετρίνα παίζουν σημαντικό ρόλο στην αστρική εξέλιξη γιατί είναι ο μόνος τρόπος μεταφοράς ενέργειας από τον υπέρπυκνο πυρήνα των αστέρων πριν αυτά τελειώσουν την ζωή τους εξαντλώντας τα αποθέματα υδρογόνου στον πυρήνα τους. Οι εκρήξεις υπερκαινοφανών που προήλθαν από αστέρια μεγάλης μάζας σχετίζονται με την γέννηση αστέρων νετρονίων λόγω της κατάρρευσης του πυρήνα στο τέλος της αστρικής εξέλιξης. Η ανίχνευση νετρίνων από τον υπερκαινοφανή SN1987A επιβεβαίωσε ότι τα περίπου ergs βαρυτικής ενέργειας που προέκυψαν από την κατάρρευση του πυρήνα εκπέμθηκαν σαν νετρινική ακτινοβολία σε κλίμακες χρόνου της τάξης των δεκάδων δευτερολέπτων, κατά την διάρκεια των οποίων το κεντρικό φωτονετρονικό άστρο (PNS) ψύχθηκε, απολεπτονοποιήθηκε (deleptonizes) και διεστάλη. Κατά την διάρκεια του μηχανισμού έκρηξης λόγω θέρμανσης καθυστερημένων νετρίνων νετρίνα επίσης μεταφέρουν ενέργεια από το δημιουργούμενο PNS στο γύρω περίβλημα (stalled bounce shock). Αυτός ο μηχανισμός παραμένει το πιο βιώσιμο σενάριο για εξηγηθούν οι εκρήξεις υπερκαινοφανών σύμφωνα με τις πρόσφατές προσομοιώσεις δυο-διαστάσεων. Μόλις αρχίσει η έκρηξη, οι συνεχείς εκπομπές νετρίνων από το PNS οδηγούν μια ροή χαμηλής μάζας (low-mass outflow) γνωστή σαν νετρινικό άνεμο (neutrino-driven wind) ο οποίος θεωρείται το πιο πιθανό μέρος για παραγωγή στοιχείων βαρύτερων από τον σίδηρο. Καθώς τα νετρίνα ταξιδεύουν διαμέσου του αστρικού μανδύα, υπόκεινται σε ταλαντώσεις γεύσεων και συμβάλουν στην νουκλεοσύνθεση πολλών σπάνιων ισοτόπων πριν τελικά ανιχνευτούν στη γη. Όλα τα παραπάνω απαιτούν τη γνώση του φάσματος των νετρίνων κατά την διάρκεια της φάσης ψύξης του PNS. Λόγω των χαμηλών τους ενεργειών τα ν µ,τ,, αλληλεπιδρούν μόνο μέσω αντιδράσεων ουδέτερου ρεύματος. Επομένως παίρνοντας υποψη και τα νετρόνια της επιφάνειας του PNS περιμένουμε την παρακάτω ιεραρχία: 37

39 E(ν µ,τ ) > E(ν e ),όπου Ε η μέση ενέργεια του νετρινικού φάσματος. Τα πρώτα μοντέλα υπερκαινοφανών προέβλεψαν τεράστιες ενεργειακές διαφορές μεταξύ των και ν e οποίες προέκυψαν σε μάζα που διέφυγε (ejecta), όπως απαιτείται από την r- διαδικασία νουκλεοσύνθεσης. Η αλλαγή όμως που συνέβη με πιο πρόσφατους υπολογισμούς δείχνει πως η ύλη που αποβλήθηκε είναι γεμάτη πρωτόνια και η ενεργειακά διαφορά των και ν e είναι μικρότερη. Τελευταία, είναι πλέον εφικτό να κάνουμε προσομοιώσεις υπερκαινοφανών βασισμένες σε Boltzmann νετρίνο τριών γεύσεων για χρονικές κλίμακες πολλών δεκάδων δευτερολέπτων, καλύπτοντας το σύνολο της απολεπτονοποίησης του PNS. Αυτές οι προσομοιώσεις προβλέπουν μια συνεχόμενη μείωση της ενεργειακής διαφοράς μεταξύ νετρίνων και αντινετρίνων όλων των γεύσεων οι οποίες έγιναν πρακτικά μη διαχωρίσιμες μετά από περίπου 10s. Οι τελευταίες αναλύσεις έχουν δείξει πως η σύγκλιση των φασμάτων των νετρίνων και αντινετρίνων σε μεγαλύτερους χρόνους οφείλεται στην υπερκάλυψη των διαδικασιών φορτισμένου ρεύματος σε υψηλές πυκνότητες. Αυτή η ανάλυση βασίστηκε σε ένα σύνολο νετρινικών αδιαφανειών οι οποίες υποθέτουν ένα αέριο από μη αλληλεπιδρώντα νουκλεόνια και πυρήνες. Αυτή η προσέγγιση μπορεί να είναι έγκυρη κατά την διάρκεια της φάσης προσαύξησης πριν την έκρηξη του υπερκαινοφανούς όταν η περιοχή απόπου τα νετρίνα αποχωρίζονται, οι νετρινόσφαιρες (neutrinospheres), βρίσκονται σε σχετικά χαμηλές πυκνότητες, g cm 3. Παρ όλα αυτά, καθώς το PNS ψύχεται, οι νετρινόσφαιρες μετακινούνται προς όλο και μεγαλύτερες πυκνότητες, όπου η προσέγγιση του μη αλληλεπιδρώντος αερίου καταρρέει. Η πυρηνική αλληλεπίδραση αντιμετωπίζεται στο μέσο επίπεδο (meanfield level) σε εξισώσεις κατάστασης (equations of state (EoS)) οι οποίες χρησιμοποιούνται συχνά σε προσομοιώσεις κατάρρευσης του πυρήνα υπερκαινοφανών. Παρ όλα αυτά, η επίδραση τους στις διαδικασίες ασθενών αλληλεπιδράσεων συχνά παραμελείται. Οι αλληλεπιδράσεις ύλης-νετρίνων οι οποίες είναι σύμφωνες με την EoS έχουν ισχυρή επίδραση στο φάσμα και τις φωτεινότητες των εκπεμπόμενων νετρίνων. Στους παρακάτω υπολογισμούς έχουμε διορθώσεις στις αδιαφάνειες λόγω ισχυρών αλληλεπιδράσεων στο μέσο επίπεδο. Αυτές οι διορθώσεις επηρεάζουν κυρίως τις διαδικασίες απορρόφησης φορτισμένου ρεύματος σε πρωτόνια και νετρόνια και τις αντίστροφες αντιδράσεις: e + p n + ν e και e + + n p +. Οι εξισώσεις EoS αντιμετωπίζουν τα νετρόνια και τα πρωτόνια σαν ένα αέριο με ψευδοσωματίδια (quasi-particles) που κινούνται σε ένα δυναμικό μονού σωματιδίου (single particle potential) και υποθέτοντας μη-σχετιτικιστικά νουκλέονια, το οποίο είναι μια καλή προσέγγιση για πυκνότητες ρ 5ρ 0 όπου ρ g cm 3. Στο σχήμα 16 φαίνονται οι εκτιμώμενες αδιαφάνειες και εκπεμψιμότητες των νετρίνων και αντινετρίνων σε συνθήκες που συναντώνται στην αντινετρινόσφαιρα στο μοντέλο 18M για 1sμετά την αναπήδηση (bounce). 38

40 Σχήμα 16a: Αδιαφάνεια(opacity) και εκπεμψιμότητα (emissivity)για νετρίνα(αριστερά πάνελ) και αντινετρίνα (δεξιά πάνελ), εκτιμώμενη σε συνθήκες ρ = g cm 3, Τ = 7.4 MeV και Y e = Σχήμα 16β: Αναμενόμενα ενεργειακά φάσματα στη νετρινόσφαιρα [23]. Λόγω της παρουσίας των δυναμικών μέσου-πεδίου, η ενεργός τιμή Q για σύλληψη ηλεκτρονίου αυξάνει σε σχέση με την ελεύθερη παραγωγή νετρίνων με σημαντικά χαμηλότερη ενέργεια. Για την αντίστροφη διαδικασία, απορρόφηση νετρίνων, η αδιαφάνεια ενισχύεται λόγω του γεγονότος πως το παραγόμενο ηλεκτρόνιο κερδίζει μια ενέργεια U n U p, μειώνοντας την τελική κατάσταση Pauli που μπλοκάρει το ηλεκτρόνιο. Η κατάσταση είναι ακριβώς ανάλογη με την (αντι)νετρίνο εκπομπή και απορρόφηση πάνω σε βαρείς πυρήνες πλούσιους σε νετρόνια. Μπορεί να δειχτεί πως η αδιαφάνεια για μη-αλληλεπιδρών αέριο, χ ni, σχετίζεται με την αδιαφάνεια μέσουπεδίου (the mean-field opacity), χ mf μέσω της σχέσης χ mf (E) = χ ni (E + U n U p ). Αυτή η σχέση δίνει μια τεράστια ενίσχυση στην νετρινική αδιαφάνεια σε υψηλές 39

41 πυκνότητες, ρ 10 14, όπου U n U p 50 MeV σε σύγκριση με την προσέγγιση μηαλληλεπίδρασης. Η αδιαφάνεια αντινετρίνου μέσου-πεδίου είναι μεγαλύτερη είναι μεγαλύτερη σε υψηλές πυκνότητες. Έχουν γίνει προσoμειώσεις κατάρρευσης πυρήνα υπερκαινοφανούς βασισμένες σε υδροδυναμική σφαιρικά συμμετρική ακτινοβολία με μεταφορά Boltzmann νετρίνων τριών γεύσεων. Αυτές οι προσομοιώσεις αναπαράγουν τις απόλυτες τιμές των φωτεινοτήτων και των μέσων ενεργειών που έχουν προβλεφτεί από προσομοιώσεις υψηλότερων ενεργειών. Επειδή σφαιρικά συμμετρικές προσομοιώσεις δεν καταλήγουν σε εκρήξεις για έναν τόσο μαζικό πυρήνα σιδήρου, ενισχύουμε τους ρυθμούς θέρμανσης των νετρίνων. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα την αρχή μιας έκρηξης σε περίπου 350 ms μετά την αναπήδηση. Μετά την αρχή της έκρηξης οι νετρινόσφαιρες κινούνται σε όλο και μεγαλύτερες πυκνότητες φτάνοντας τιμές της τάξης του g cm 3. Τα αριστερά πάνελ του σχήματος 17 δείχνουν την εξέλιξη της φωτεινότητας και της μέσης νετρινικής ενέργειας για όλες τις νετρινικές γεύσεις. Χρησιμοποιώντας νετρινικές αδιαφάνειες φορτισμένου ρεύματος που περιλαμβάνουν τα δυναμικά μέσου-πεδίου μειώνονται ελαφρά οι φωτεινότητες όλων των νετρινικών γεύσεων. Επιπλέον ενισχύει τις διαφορές στις φωτεινότητες και μέσες ενέργειες μεταξύ νετρίνων και αντινετρίνων. Στο σχήμα 17 φαίνονται τα διαφορετικά νετρινικά φάσματα για όλες τις γεύσεις 3s μετά την αναπήδηση σε μια απόσταση 30Κm έξω από τις νετρινόσφαιρες. Σε αυτήν την απόσταση τα νετρίνα μπορούν να θεωρηθούν πως κινούνται ελεύθερα (free streaming) αλλά δεν έχουν γίνει ακόμα θέμα συλλογικών νετρινικών ταλαντώσεων γεύσης. Αυτές μπορεί να καταλήξουν σε αλλαγές φάσματος (spectral swaps) που συμβαίνουν σε περιοχές κοντά σε όπου τα φάσματα αλληλεπικαλύπτονται (spectral crossings). Περιμένουμε σημαντικά διαφορετικές πατέντες ταλάντωσης για το φάσμα που πάρθηκε με αδιαφάνειες σύμφωνες με το EoS. Σχήμα 17: Μπλε γραμμές με δυναμικά μέσου πεδίου και κόκκινες χωρίς για ν e και διακεκομμένες ν μ/τ και / 40

42 Οι αλλαγές στο φάσμα των ηλεκτρονικών (αντί)νετρίνων και στις φωτεινότητες έχουν σημαντική επίδραση στη νουκλεοσύνθεση των οδηγούμενων από νετρίνα ανέμους (neutrino-driven winds). Η αυξημένη διαφορά μεταξύ των φασμάτων των ενεργειών ν e και οδηγεί σε ελαφρά πλούσιες σε νετρόνια συνθήκες για την πρώιμη αποβολή ύλης (early ejecta) ενώ σε μεγαλύτερους χρόνους η ύλη που αποβάλλεται γίνεται πλούσια σε πρωτόνια. Μια r-διαδικασία δεν ευνοείται αλλά μπορεί να παραχθούν ισοτόπα όπως 92 Mo το οποίο δημιουργείται μόνο σε συνθήκες ελαφρά πλούσιες σε νετρόνια. Επίσης σχετική για την νουκλεοσύνθεση είναι η ελαφρά αύξηση στην εντροπία ανά νουκλεόνιο του αποβαλλόμενου υλικού που μπορεί να σχετίζεται με τις μειωμένες νετρινικές φωτεινότητες. Ένα σημαντικό εύρημα είναι μια αυξημένη διαφορά μεταξύ μέσων ενεργειών των ν e και που υπάρχει σε όλο τον χρόνο των 3s της προσομοίωσης μετά την αρχή της έκρηξης. Οι αλλαγές στο νετρινικό φάσμα αναμένεται να έχουν σημαντική επίδραση στην νουκλεοσύνθεση, στις ταλαντώσεις φάσης και στην ανίχνευση τους στη γη [14, 15]. 3.2 Σκέδαση νετρίνων α) ελαστική β) μη ελαστική σκέδαση γ) σύμφωνη σκέδαση από πυρήνες δ) σκέδαση νετρίνου-νετρίνου Το καθιερωμένο πρότυπο αν και δεν προβλέπει τις νετρινικές ταλαντώσεις περιγράφει σωστά τις ηλεκτρασθενείς αλληλεπιδράσεις μέρος των οποίων είναι και οι νετρινικές. Πειράματα στο CERN έχουν ανακαλύψει τα Ζ και W ± μποζόνια στα οποία οφείλονται οι αλληλεπιδράσεις ουδέτερου ρεύματος (neutral current interactions) και οι αλληλεπιδράσεις φορτισμένου ρεύματος (charged current interactions). Άρα αυτό που μένει είναι να υπολογιστούν οι πιθανότητες αυτών των αλληλεπιδράσεων δηλαδή οι ενεργές διατομές των αντιδράσεων. Εξαρτώνται ισχυρά από τις ενέργειες των νετρίνων και οι δυνατοί τρόποι είναι οι εξής: Ελαστική σκέδαση νετρίνου-ηλεκτρονίου Είναι η πιο σημαντική διαδικασία ν e + e ν e + e καθώς σε αυτήν βασίστηκε η ανίχνευση των ηλιακών νετρίνων και ανέδειξε το παράδοξο της έλλειψης νετρίνων. Το αναλλοίωτο πλάτος σήματος (invariant amplitude) για ν e (p,s ν )+e (q,s e ) ν e (p,s ν)+e (q,s e) όπου q=(m, 0, 0, 0), p=(e ν,ǀpǀ). Η παραπάνω αντίδραση φαίνεται σχηματικά παρακάτω: Σχήμα 18: Διαγράμματα Feynman για την ελαστική σκέδαση νετρίνου-ηλεκτρονίου στο καθιερωμένο πρότυπο ουδέτερου ρεύματος (αριστερά) και φορτισμένου ρεύματος (δεξιά) 41

43 Μετρώντας την διαφορική ενεργό διατομή των παραπάνω αντιδράσεων μπορούμε να επαληθεύσουμε το SM Ελαστική σκέδαση νετρίνου-νετρίνου Αν και μέχρι πρόσφατα η ελαστική σκέδαση νετρίνου-νετρίνου θεωρούνταν ήσσονος σημασίας γιατί δεν έπαιζε κάποιο σημαντικό ρόλο στην ανάπτυξη της σωματιδιακής φυσικής, πρόσφατες ανακαλύψεις ανατρέπουν αυτήν την αντίληψη. Μια από αυτές είναι πως οι διαδικασίες σκέδασης νετρίνου-νετρίνου είναι ουσιώδης στην διατήρησης της γεύσης των νετρίνων από υπερκαινοφανείς (Dighe, 2008; Duan and Kneller, 2009). Ακόμα από κοσμολογικής άποψης αυτού του είδους οι αλληλεπιδράσεις αναμένεται να είναι σημαντικές στην περίοδο της αποσύνδεσης της νετρινικής ακτινοβολίας στο πρώιμο σύμπαν. Στο παρακάτω σχήμα φαίνεται το διάγραμμα Feynman για ν α (p) + ν α (q) ν α (p ) + ν α (q ), όπου α = e,μ,τ. Σχήμα 19: διαγράμματα Feynman για ελαστική σκέδαση νετρίνο-νετρίνο (παρατηρούμε πως έχουμε μόνο ουδέτερο ρεύμα) Η ολική ενεργός διατομή βρίσκεται να είναι: σ ES (ν α ν α ) = G F 2 s/π όπου s = (p + q) 2. Το παραπάνω αποτέλεσμα πολλαπλασιασμένο με ½ μπορεί να εφαρμοστεί στην ελαστική αντίδραση ν α +ν β ν α +ν β για β α. Ο λόγος γι αυτό είναι πως αυτές οι διαδικασίες έχουν μόνο συνεισφορές t-καναλίου και τα νετρίνα τελικής κατάστασης δεν όμοια. Μπορούμε να υπολογίσουμε απευθείας τις ολικές διατομές των ελαστικών αντινετρίνο-αντινετρίνο διαδικασιών σκέδασης. σ ES ( σ ES ( ) = σ ES (ν α ν α ) = G F 2 s/π ) = σ ES (ν α ν β ) = (G F 2 s)/(2π) όπου β α. 42

44 Οι δύο ισότητες που προέκυψαν διασφαλίζονται από το θεώρημα CPT. Επειδή η ελαστική διαδικασία ν α + ν α + μπορεί να συμβεί μόνο διαμέσου του καναλιού t παίρνουμε κατευθείαν σ ES (ν α ) = σ ES (ν α ν β ) = σ ES (ν α )/4. Να σημειώσουμε εδώ πως θα πρέπει να βρεθεί ο θερμικός μέσος όρος στα αρχικά σωματίδια εάν συμβαίνουν συχνές σκεδάσεις σε ένα θερμικό μπάνιο, όπως στο πρώιμο σύμπαν ή στο εσωτερικό ενός μαζικού αστέρα. Σε αυτήν την περίπτωση η σκέδαση νετρίνου-αντινετρίνου είναι προφανώς η πιο σημαντική Αλληλεπιδράσεις νετρίνου-νουκλεονίου Η πρώτη ανίχνευση ηλεκτρονικού αντινετρίνου το 1956 έκανε χρήση μιας αλληλεπίδρασης νετρίνου-νουκλεονίου της αντίστροφης διάσπασης β: +p e + +n. Στο καθιερωμένο πρότυπο η διάσπαση β και η αντίστροφη διάσπαση β λαμβάνουν χώρα μέσω των αλληλεπιδράσεων φορτισμένου ρεύματος λεπτονίων και κουάρκ. Σε σύστημα εργαστηρίου όπου το νουκλεόνιο είναι ακίνητο, έχουμε χαμηλές ενέργειες νετρίνων (E ν <<m N ), παίρνοντας G F = GeV 2 και V ud V =0.973 προκύπτει τελικά: σ( p)=σ(ν e n) (E ν /MeV) 2 cm 2 Για να μελετήσουμε, βέβαια, τις νετρινικές αλληλεπιδράσεις με νουκλεόνια στις υψηλές ενέργειες πρέπει να ληφθεί υπόψη η λεπτή υφή του πρωτονίου ή του νετρονίου Διάδοση νετρίνου σε μέσο Μας ενδιαφέρει η διάδοση νετρίνου σε μέσο και ιδιαίτερα σε θερμό και πυκνό μέσο γιατί αυτό το μέσο προσεγγίζει καλύτερα τις συνθήκες που επικρατούν στο εσωτερικό των αστέρων, των υπερκαινοφανών και στα πρώιμα στάδια του σύμπαντος όταν όλο το σύμπαν ήταν μια θερμική σούπα. Η επίδραση της ύλης στις ταλαντώσεις των νετρίνων μελετήθηκε για πρώτη φορά από τον Wolfenstein το Η ύλη περιορίζει τις ταλαντώσεις των ηλιακών νετρίνων που διαδίδονται μέσα στον ήλιο και μέσα στον υπερκαινοφανή. Αργότερα παρατηρήθηκε πως η ύλη μπορούσε να ενισχύσει τις ταλαντώσεις σε συγκεκριμένες ενέργειες, και η θεωρητική μελέτη του Wolfenstein επεκτάθηκε από τους Mikheev και Smirnov παίρνοντας υπόψη και το πρόβλημα ηλιακών νετρίνων. Δύο νέα φαινόμενα είχαν προταθεί: η ενίσχυση συντονισμού νετρινικών ταλαντώσεων στην ύλη με συνεχή ή σχεδόν συνεχή πυκνότητα και η αδιαβατική μετατροπή γεύσης στην ύλη με ελαφρώς μεταβαλλόμενη πυκνότητα. Το πρώτο φαινόμενο μπορεί να συμβεί σε νετρίνα που διασχίζουν την γη. Το δεύτερο μπορεί να συμβεί στην διάδοση ηλιακών νετρίνων από τον πυκνό πυρήνα μέσω της ζώνης μεταφοράς μέσα στον ήλιο ως την επιφάνεια της γης που έχει αμελητέα πυκνότητα. Η αδιαβατική μετατροπή γεύσης, αργότερα ονομάστηκε φαινόμενο MSW και προτάθηκε σαν λύση για το πρόβλημα των ηλιακών νετρίνων. Από τότε τα φαινόμενα νετρινικών ταλαντώσεων και η επίδραση της ύλης σε αυτά έχουν μελετηθεί εκτενώς περιλαμβάνοντας μέσα τα οποία δεν αποτελούνται απλώς από ύλη σε ακινησία αλλά παίρνουν και πιο γενικές μορφές. Ένα παράδειγμα είναι η προσέγγιση της θεωρίας θερμικού πεδίου, όπου φαινόμενα πεπερασμένης θερμοκρασίας και πυκνότητας μπορούν να ληφθούν εύκολα υποψη. Εάν η νετρινική 43

45 ροή είναι αρκετά πυκνή, καινούργια είδη φαινομένων μπορούν να προκύψουν λόγω του ίδιου του νετρινικού υποβάθρου, προκαλώντας μια συλλογική συμπεριφορά στην εξέλιξη της γεύσης. Τέτοιου είδους φαινόμενα θα μπορούσαν να έχουν σημαντικό αντίκτυπο στα νετρίνα του πρώιμου σύμπαντος και στα κεντρικά σημεία των καταρρεόντων αστέρων. Τα κύρια φαινόμενα που προκαλούνται από ένα μέσο μπορούν να περιγραφούν από ένα ενεργό δυναμικό, ή ισότιμα από ένα νετρινικό δείκτη διάθλασης. Με όποιον τρόπο και αν υπολογιστεί, α) υπολογίζοντας τα πλάτη διασποράς όταν έχουμε εμπροσθοσκέδαση και να βγάλουμε τους νετρινικούς δείκτες διάθλασης, β) να εκτιμήσουμε το ενεργό δυναμικό κατευθείαν από την χαμιλτονιανή ή γ) να υπολογίσουμε την νετρινική ιδιοενέργεια σε ένα μέσο και μετά να βγάλουμε το ενεργό δυναμικό μέσω της σχέσης σκεδασμού καταλήγουμε στο ίδιο αποτέλεσμα Σύμφωνη εμπροσθοσκέδαση (Coherent Forward Scattering) Στις κβαντικές θεωρίες πεδίου, το εύρος της πιθανότητας μιας διαδικασίας σκέδασης α β δίνεται από το στοιχείο S του πίνακα: S βα = <Φ out β Φ in α> όπου Φ in και Φ out είναι οι καταστάσεις μέσα και έξω αντίστοιχα. Εδώ οι δείκτες α, β δηλώνουν την ορμή, το σπιν και τους άλλους κβαντικούς αριθμούς που χαρακτηρίζουν τα αντίστοιχα σωματίδια. Εάν δεν υπάρξει αλληλεπίδραση, η κατάσταση εισόδου (in-state) πρέπει να είναι όμοια με αυτήν της εξόδου (out-state) έτσι ώστε η πιθανότητα α α να είναι μονάδα. Η διαφορική διατομή σκέδασης δύο σωμάτων (a+b c+d) στο σύστημα κέντρου μάζας (p a + p b = 0) είναι: 1/(16π 2 E c E d )δ(e c + E d E) p c 2 d p c dω όπου E c =( p c 2 +m 2 c) 1/2 και E d =( p c 2 +m 2 d) 1/2 και dω sinθdθdφ το διαφορικό της στερεάς γωνίας. Παίρνοντας υπόψη την ολοκλήρωση της συνάρτησης δ η οποία συνεισφέρει κατά τον όρο: και στο τέλος καταλήγουμε στην σχέση: dσ(a+b c+d)=1/(64π 2 ) p c /( p a E 2 )M(a+b c+d) 2 dω όπου Μ το εύρος Feynman.Όταν μια δέσμη νετρίνων διαδίδεται στην ύλη, το σκεδαζόμενο νετρίνο μπορεί να συμβάλει στην διεύθυνση διάδοσης(forward direction). Αυτού του είδους η σκέδαση είναι πολύ σημαντική σε μερικά αστροφυσικά φαινόμενα όπου νετρίνα παράγονται με μαζικούς ρυθμούς. Ας υποθέσουμε πως μια δέσμη νετρίνων διαδίδεται με ορμή k στην διεύθυνση του z-άξονα και αλληλεπιδρά με σκεδαστή στο σημείο r=0. Μια τέτοια νετρινική δέσμη συνήθως περιγράφεται από την εξίσωση κύματος Ψ = e ikz, και η συνάρτηση 44

46 κύματος του συστήματος σε εξαιρετικά μεγάλες αποστάσεις μετά την σκέδαση μπορεί να θεωρηθεί σαν υπέρθεση του αρχικού και των σκεδαζόμενων κυμάτων: Ψ f e ikz + f(θ)(e ikr /r) όπου f(θ) είναι το εύρος της σκέδασης. Η διαφορική διατομή αυτής της διαδικασίας σκέδασης δίνεται από τον τύπο δσ = f(θ) 2 dω.συνδέοντας το με το εύρος Μ Feynman στο πλαίσιο του συστήματος κέντρου μάζας προκύπτει: f(θ)=1/(8πe)( p c / pa ) 1/2 M(a+b c+d) Υπολογίζοντας το εύρος Feynman, στην θεωρία διαταραχών, μπορεί στη συνέχεια να υπολογιστεί το εύρος της προσοσκέδασης f(0) και στην συνέχεια να χρησιμοποιηθεί για βγάλουμε τους νετρινικούς δείκτες διάθλασης των νετρίνων που διαδίδονται στην ύλη. Θεωρώντας, σαν ένα κλασικό πρόβλημα κβαντομηχανικής, πως η δέσμη προσπίπτει κάθετα σε τοίχο ελαχίστου πάχους δ που βρίσκεται στο σημείο z=0 και εκτείνεται άπειρα στις διευθύνσεις x, y. Μετά την πρόσκρουση θα αποκτήσει κάποια φάση e ik[z+(n 1)δ] από την αρχική e ikz σε μεγάλη απόσταση από το σημείο πρόσκρουσης (z>>2π/k).προκύπτει τελικά: Ψ f (z) = e ikz 1 + ( ) και αν πάρουμε την περίπτωση d = mδ όπου mο αριθμός των αλλεπάλληλων επιπέδων για m παίρνουμε: Ψ f (z) = e ikz e i2πf(0)nd/k και ο ζητούμενος διαθλαστικός δείκτης προκύπτει: n=1+(2π/k 2 )Nf(0) Ένας μη μηδενικός δείκτης σημαίνει ότι η σχέση διασποράς των νετρίνων τροποποιείται στην ύλη, και έτσι αλλάζει και η ταλάντωση γεύσης στην ύλης. Αυτός ο μηχανισμός έχει προσφέρει μια φυσική λύση στο πρόβλημα των ηλιακών νετρίνων. Έχοντας συνδέσει το εύρος Feynman (M(a+b c+d)) με το εύρος σκέδασης f(θ) μπορούμε να υπολογίσουμε το εύρος της εμπροσθοσκέδασης f(0) χρησιμοποιώντας τις ίδιες τεχνικές διαταραχών όπως στις κβαντικές θεωρίες πεδίου. Για παράδειγμα στην ελαστική σκέδαση ν e -e. Θεωρούμε γνωστό το εύρος Feynman και επίσης p a = p c στην εξίσωση f(θ), καταλήγουμε στο αποτέλεσμα: f(0) = [G F /( 2π)]E. Τελικά οδηγούμαστε στον νετρινικό διαθλαστικό δείκτη: n 1= 2G F n e /E 45

47 όπου n e είναι η αριθμητική πυκνότητα των ηλεκτρονίων στην ύλη. Η κατανομή των ηλεκτρονίων στην ύλη υποθέτουμε πως είναι ισοτροπική, και σαν συνέπεια αυτού ο μέσος όρος των τριών ορμών προκύπτει μηδέν. Πρέπει να ληφθούν υποψη και οι συνεισφορές ουδέτερου ρεύματος και οι συνεισφορές φορτισμένου ρεύματος στο f(0) για μια πλήρη ανάλυση της ελαστικής εμπροσθσκέδασης των νετρίνων στην ύλη, αλλά μόνο οι διαφορές μεταξύ των διαθλαστικών δεικτών διαφορετικών νετρίνων είναι σχετικές με τις νετρινικές ταλαντώσεις γεύσης Το ενεργό δυναμικό Στα πλαίσια του καθιερωμένου προτύπου προσπαθούμε να ερμηνέψουμε το φαινόμενο της συμβολής των νετρινικών κυμάτων προς την κατεύθυνση διάδοσης από σωματίδια που βρίσκονται πίσω από αυτήν. Αυτό το φαινόμενο που προκαλείται από την ύλη περιγράφεται από ένα ενεργό δυναμικό. Εφόσον τα νετρίνα θεωρούνται άμαζα, η σχέση διασποράς τους στην ύλη μετατρέπεται σε p =ne όπου n είναι ο διαθλαστικός δείκτης. Εφόσον τα νετρίνα αλληλεπιδρούν μόνο ασθενώς με την ύλη, η σχέση (n 1) <<1 πρέπει να ισχύει. Σε αυτήν την περίπτωση το ενεργό δυναμικό μιας δέσμης νετρίνων στην ύλη ορίζεται ως: V= E p = (n 1)E= [(2πN)/E]f(0) Η σχέση αυτή συνδέει το ενεργό δυναμικό V με τον διαθλαστικό δείκτη n, ή ισότιμα, με το εύρος εμπροσθοσκέδασης f(0).εάν ληφθούν υπόψη μόνο οι αλληλεπιδράσεις φορτισμένου ρεύματος, τότε το ενεργό δυναμικό των ηλεκτρονικών νετρίνων σε ένα υπόστρωμα ηλεκτρονίων δίνεται από τον τύπο: V= [(2πN)/E]f(0)= 2G F n e Άρα ένα πυκνό μέσο είναι πιθανόν να επηρεάσει τον τρόπο διάδοσης των νετρίνων, συγκεκριμένα την ταλάντωση των νετρινικών γεύσεων. Επειδή τα νετρίνα είναι άμαζα και οι λεπτονικές γεύσεις διατηρούνται στο SM, το φαινόμενο των νετρινικών ταλαντώσεων είναι αδύνατον να συμβεί είτε στο κενό είτε στην ύλη, από θεωρητικής σκοπιάς, αν δεν εισάγουμε τις μη καθιερωμένες (non-standard) νετρινικές αλληλεπιδράσεις. Παρόλο που τρία νετρίνα μπορεί να έχουν πεπερασμένες μάζες, πέρα από το SM, οι μετρήσεις ακριβείας των ηλεκτρασθενών αλληλεπιδράσεων έχουν δείξει πως οι αλληλεπιδράσεις τους με τα άλλα σωματίδια του SM μπορούν να περιγραφούν από το SM με εξαιρετική ακρίβεια. Άρα οι νετρινικοί διαθλαστικοί δείκτες που υπολογίστηκαν με βάση το SM είναι εφαρμόσιμοι, τουλάχιστον στην προσέγγιση άρχουσας σειράς (leading-order approximation), στις εύλογες επεκτάσεις του SM οι οποίες μπορούν να περιλαμβάνουν μαζικά νετρίνα. Θεωρούμε πως η συνηθισμένη μάζα η οποία αποτελείται από ηλεκτρόνια και νουκλεόνια είναι ηλεκτρικά ουδέτερη σαν σύνολο. Οι αριθμητικές πυκνότητες των ηλεκτρονίων και των πρωτονίων είναι ίσες (n e =n p ). Η εμπροσθοσκέδαση των ν e νετρίνων από ηλεκτρόνια οφείλεται και σε αλληλεπιδράσεις φορτισμένου και ουδέτερου ρεύματος, ενώ αυτή των ν μ ή ν τ μόνο σε αλληλεπιδράσεις ουδέτερου ρεύματος. 46

48 Το γεγονός πως νετρίνα που διαδίδονται στην ύλη μπορεί να αλληλεπιδράσουν με σωματίδια του υποβάθρου (background particles) μπορεί να περιγραφεί από ενεργό δυναμικό ελεύθερων νετρίνων. Το πρώτο βήμα για να βγάλουμε το ενεργό δυναμικό είναι να γράψουμε την ενεργό χαμιλτονιανή σε μια ενεργειακή κλίμακα πολύ χαμηλότερη από τις μάζες των μποζονίων W ± και Z 0. Στη συνέχεια υποθέτοντας πως τα ηλεκτρόνια του υποβάθρου είναι θερμικά κατανεμημένα και μη πολωμένα, παίρνουμε τον μέσο όρο της ενεργού χαμιλτονιανής πάνω στις ηλεκτρονικές καταστάσεις. Προκύπτει: H eff (x)= n e (x)γ 0 (1 γ 5 )ν e (x) όπου η ορμή p θεωρείται ισοτροπική και το ενεργό δυναμικό αριστερόστροφων ηλεκτρονικών νετρίνων προκύπτει: Ve = 2GFn e Το ενεργό δυναμικό για ν μ ή ν τ νετρίνα που διαδίδονται στην ύλη, εφόσον για αυτά έχουμε μόνο αλληλεπιδράσεις ουδέτερου ρεύματος, έχουμε: Vμ =Vτ = 2G F n e Η σχέση δεν ισχύει αν ληφθούν υπόψη οι ακτινοβολούσες διορθώσεις (radiative corrections). Η διαφορά μεταξύ V μ και V τ ενδέχεται να παίζει σημαντικό ρόλο στις μετατροπές γεύσης των νετρίνων από υπερκαινοφανείς. Τέλος στην περίπτωση της σκέδασης νετρίνων από άλλα νετρίνα που υπάρχουν στον χώρο, φαινόμενο πολύ σημαντικό για τις μετατροπές γεύσης των νετρίνων των υπερκαινοφανών, είναι προφανές πως μόνο αλληλεπιδράσεις ουδέτερου ρεύματος συνεισφέρουν σε αυτήν την διαδικασία. Το ενεργό δυναμικό προκύπτει: V να =2 2G F n να όπου n να είναι η αριθμητική πυκνότητα των νετρίνων υποβάθρου (background neutrinos). Μην ξεχνάμε πως τα νετρίνα είναι πάντοτε αριστερόστροφα στο SM. Αναλογικά το ενεργό δυναμικό ν α νετρίνων που ταξιδεύουν στο υπόβαθρο ν β νετρίνων (β α) είναι V να = 2G F n νβ. Επομένως έχουμε την πιο κομψή έκφραση για σκέδαση νετρίνου-νετρίνου: V να = 2G F (1+δ αβ )n νβ. Να σημειώσουμε πως η γωνιακή συσχέτιση μεταξύ των διαδιδόμενων και των νετρίνων υποβάθρου η οποία είναι πολύ σημαντική στην περίπτωση των νετρίνων από υπερκαινοφανείς [9]. 47

49 ΚΕΦΑΛΑΙΟ 4 ΠΕΙΡΑΜΑΤΑ ΑΝΙΧΝΕΥΣΗΣ ΚΑΙ ΤΗΛΕΣΚΟΠΙΑ ΝΕΤΡΙΝΩΝ 4.1 Ανίχνευση των UHE κοσμικών νετρίνων Ένα σημαντικό μέρος της νετρινικής αστρονομίας υψηλών ενεργειών είναι η έρευνα για σημειακές πηγές νετρίνων, οι οποίες θα βοηθήσουν να λυθεί ένα παλιό πρόβλημαη προέλευση των UHE κοσμικών ακτίνων. Η ανίχνευση των UHE κοσμικών νετρίνων απαιτεί την κατασκευή τεράστιων ανιχνευτών, των αποκαλούμενων τηλεσκοπίων νετρίνων, τα οποία έχουν ισχυρό κίνητρο λόγω της προοπτικής ανακαλύψεων στην αστρονομία, αστροφυσική, κοσμολογία και σωματιδιακή φυσική. Επειδή οι ροές των κοσμικών ακτίνων πάνω από το γόνατο είναι υπερβολικά μικρές για αν ανιχνευτούν με δορυφόρους ή πειράματα με αερόστατα, πρέπει να κατάσκευαστούν μεγάλοι ανιχνευτές υπόγειοι ή πάνω στην επιφάνεια της γης με μεγάλες ενεργές επιφάνειες. Οι πιο σημαντικές πειραματικές τεχνικές για παρατηρητήρια, πάνω στην επιφάνεια της ή κάτω από αυτήν, κοσμικών ακτίνων υψηλών ενεργειών, ακτίνων γ και νετρίνων φαίνεται στο σχήμα 20. Για να ανιχνευτούν UHE κοσμικά νετρίνα, χρειάζεται ανιχνευτής Cherenkov βαθιά στο έδαφος ή κάτω από πάγο. Επιπροσθέτως, ραδιο και ακουστικές τεχνικές ανίχνευσης έχουν αναπτυχθεί για την ανίχνευση των νετρινικών αλληλεπιδράσεων Τηλεσκόπιο νετρίνων κλάσης km 3 Ένα οπτικό Cherenkov τηλεσκόπιο νετρίνων αποτελείται από μεγάλες σειρές σωλήνων φωτοπολλαπλασιαστών κάτω από το νερό ή κάτω από πάγο. Ανιχνεύει το φως Cherenkov που εκπέμπεται από φορτισμένα λεπτόνια τα οποία προέκυψαν από τις αλληλεπιδράσεις του νετρίνου με το μέσο(νερό ή πάγος). Αυτή η τεχνική εγκαθιδρύθηκε από δύο πρωτοπόρους ανιχνευτές, τον NT200 στη λίμνη Βαικάλη και το AMANDA στον νότιο πόλο. Το πιο εντυπωσιακό οπτικό τηλεσκόπιο νετρίνων τύπου Cherenkov είναι το IceCube, ο κλίμακας km 3 διάδοχος του AMANDA στον νότιο πόλο. 48

50 Σχήμα 20: Εικονική αναπαράσταση πειραματικών τεχνικών για ανίχνευση κοσμικών ακτίνων υψηλών ενεργειών, ακτίνων γ και νετρίνων. Το IceCube αποτελείται από 4800 ψηφιακά οπτικά [modules] μαζί με 80 κάθετες χορδές τοποθετημένες μέσα στον πάγο σε βάθος 1450 ως 2450 m. Η απόσταση μεταξύ 2 διπλανών χορδών είναι 125m. Κάθε χορδή αποτελείται από 60 DOMs με κάθετη απόσταση μεταξύ τους 16,7m. Κάθε DOM αποτελείται από ένα Hamamatsu φωτοπολαπλασιστικό σωλήνα διαμέτρου 25cm, τα ηλεκτρονικά για ψηφιοποίηση κυματομορφής και ένα σφαιρικό γυάλινο περίβλημα που να αντέχει στην πίεση. Η εγκατάσταση του IceCube συμπληρώνεται από μια σειρά για ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς, το IceTop, το οποίο καλύπτει μια επιφάνεια 1 km 2 πάνω από τον ανιχνευτή του IceCube και αποτελείται από 80 σταθμούς ανίχνευσης. Κάθε σταθμός είναι εξοπλισμένος με δύο δεξαμενές πάγου. Η εγκατάσταση IceTop σταματάει τους κοσμικούς καταιγισμούς σωματιδίων και λειτουργεί σαν σειρά (array) βαθμονόμησης, μπορεί επίσης να χρησιμοποιηθεί για να μελετηθούν και άλλα επιστημονικά θέματα σχετικά με τις κοσμικές ακτίνες. Ο ανιχνευτής IceCube έχει βελτιστοποιηθεί για να ανιχνεύει κοσμικά νετρίνα όλων των γεύσεων σε ενεργειακή γκάμα από TeV ως EeV. Οι κυματομορφές σινιάλου [signal waveforms] καταγράφονται από μεμονωμένους φωτοπολλαπλασιαστές, ψηφιοποιούνται σε κάθε DOM και μεταδίδονται στην επιφάνεια μέσω καλωδίων [twisted-pair]. Πειραματικά δεδομένα μπορούν να επεξεργαστούν από σκανδαλιστές υλικού και λογισμικού (hardware and software triggers), οι οποίοι είναι υπεύθυνοι για διαφορετικές τοπολογίες γεγονότων [different event topologies]. Μια σειρά αλγορίθμων ανακατασκευής [reconstruction algorithms] και φίλτρα γεγονότων [ event filters] εφαρμόζονται in situ στα βαθμονομημένα δεδομένα ώστε να μειωθεί 49

51 ο ρυθμός των δεδομένων σκανδαλισμού [trigger rate] σε έναν συνολικό όγκο δεδομένων, ο οποίος τότε θα μπορεί να μεταφερθεί βόρεια μέσω δορυφόρου. Τέτοια γεγονότα αργότερα θα προσαρμοστούν (fitted) στις σχηματομορφές (templates) αντιπρωσοπεύοντας διαφορετικές καταστάσεις (modes) νετρινικών αλληλεπιδράσεων. Η συνεργασία IceCube [IceCube Collaboration] έχει μέχρι στιγμής ψάξει για πιθανές πηγές κοσμικών νετρίνων στον βόρειο ουρανό χρησιμοποιώντας τα δεδομένα που καταγράφηκαν από το 2007 ως το 2008 με 22 χορδές του ανιχνευτή και 275,7 μέρες ζωντανού χρόνου. Το τελικό δείγμα των 5114 πιθανών νετρινικών γεγονότων συμφωνεί ικανοποιητικά με το αναμενόμενο υπόστρωμα ατμοσφαιρικών μιονικών νετρίνων και ένα μικρό κομμάτι ατμοσφαιρικών μιονίων, και δεν δείχνει καμία απόδειξη για σημειακή πηγή. Το να κατασκευαστεί ένα νετρινικό τηλεσκόπιο κλίμακας km 3 στο βόρειο ημισφαίριο σαν συμπληρωματικό κομμάτι του IceCube είναι μια καλά δικαιολογημένη επιλογή. Από την μια πλευρά, οι υποψήφιες πηγές νετρίνων υψηλών ενεργειών δεν είναι ισοτροπικά κατανεμημένες στο τοπικό σύμπαν. Το γεγονός αυτό, μαζί με τον πιθανώς μετριοπαθή αριθμό ανιχνεύσιμων πηγών, ωθεί προς πλήρη κάλυψη του ουρανού. Από την άλλη, μόνο ένα τηλεσκόπιο στο βόρειο ημισφαίριο μπορεί να 'δει' τα νετρίνα που ταξιδεύουν προς τα πάνω (upward-going) που έρχονται από το κέντρο του γαλαξία-ένα μέρος ιδιαίτερου ενδιαφέροντος. Γι αυτό έχει γίνει πρόταση να κατασκευαστεί το KM3NeT, ένα νετρινικό τηλεσκόπιο κλάσης km 3 στην Μεσόγειο σαν συμπλήρωμα στον ανιχνευτή IceCube Ταυτοποίηση των γεύσεων των UHE νετρίνων Είτε για το IceCube είτε για το KM3NeT, η ανίχνευση όλων των νετρινικών γεύσεων είναι σημαντική λόγω της 'αναγέννησης' των ταυ νετρίνων λόγω του ταξιδιού διαμέσω της γης και των νετρινικών ταλαντώσεων. Ένας γενικός κοσμικός επιταχυντής αναμένεται να παράγει UHE νετρίνα από τις διασπάσεις φορτισμένων πιονίων, και γιαυτό η αναλογία των αρχικών (ν e + ), (ν μ + ) και (ν τ + ) θα πρέπει να είναι φ e : φ μ :φ τ = 1 : 2 : 0. Εξαιτίας των νετρινικών ταλαντώσεων, αυτή η αναλογία τελικά προκύπτει 1 : 1 : 1 σε ένα νετρινικό τηλεσκόπιο. Η εμφάνιση ν τ (ή ) είναι φυσικό επακόλουθο των νετρινικών ταλαντώσεων. Σε αντίθεση με τα ν e και ν μ UHE νετρίνα, τα οποία μπορούν να απορροφηθούν από τις αλληλεπιδράσεις φορτισμένου ρεύματος (charged-current) της ύλης με τη γη, τα ν τ νετρίνα UHE δεν μπορούν να απορροφηθούν από την γη λόγω του φαινομένου της αναγέννησης φορτισμένου ρεύματος (charged-current). Με άλλα λόγια, ν τ νετρίνα με ενέργειες μεγαλύτερες του ενός 1PeV μπορούν να διασχίσουν την γη και τότε να προκύψουν με ενέργειες γύρω στο 1PeV. Ο λόγος είναι απλός: ένα ν τ νετρίνο UHE αλληλεπιδρώντας στη γη μπορεί να παράξει κι άλλο ν τ νετρίνο, του οποίου η ενέργεια είναι λίγο χαμηλότερη, είτε άμεσα μέσω της αλληλεπίδρασης ουδέτερου ρεύματος (neutral-current) του ν τ με την ύλη ή έμμεσα μέσω της διάσπασης ενός τ λεπτονίου που προέκυψε από την αλληλεπίδραση φορτισμένου ρεύματος του ν τ με την ύλη. Τα ν τ UHE θα καταλήξουν στο PeV επίπεδο στο οποίο η γη είναι ουσιαστικά διαφανής. Ένα τηλεσκόπιο νετρίνων κλάσης km 3 είναι γενικά σχεδιασμένο να ανιχνεύει κοσμικά νετρίνα όλων των δυνατών ενεργειών πάνω από τα 10 2 GeV. Στην πραγματικότητα ανιχνεύει τους καταιγισμούς, που αποτελούνται από τα 50

52 δευτερεύοντα σωματίδια, και άρχισαν από νετρίνα όλων των γεύσεων όπως και τα ίχνη των τροχιών των δευτερευόντων μιονίων που ξεκίνησαν από μιονικά νετρίνα. Περιγράφονται συνοπτικά οι τρόποι ανίχνευσης των διαφορετικών γεύσεων των νετρίνων στον ανιχνευτή IceCube(ή KM3NeT). 1) Ταυτοποίηση ηλεκτρονικών νετρίνων. Ηλεκτρονικά νετρίνα υψηλών ενεργειών μπορούν να αποθέσουν μόνο το ( <1%) της ενέργειας τους σε έναν ηλεκτρομαγνητικό καταιγισμό που ξεκίνησε από ηλεκτρόνια οδηγούς τελικής-κατάστασης (the leading final-state electrons ) (π.χ ν e + n p + e ). Για υψηλής ενέργειας ηλεκτρονικά αντινετρίνα, + p n + e + και άλλες συναφείς αλληλεπιδράσεις φορτισμένου ρεύματος λαμβάνουν χώρα στον ανιχνευτή. Μπορούμε να ταυτοποιήσουμε τα ν e και γεγονότα παρατηρώντας τα e και e + γεγονότα, αντίστοιχα. Η υπόλοιπη ενέργεια πάει σε κομμάτια των στόχων που παράγουν δευτερεύοντα καταιγισμό. Η έκταση του ηλεκτρομαγνητικού καταιγισμού είναι μερικά μέτρα σε πάγο ή νερό, η οποία είναι πολύ μικρότερη από το οριζόντιο άνοιγμα των DOMs(125 m).(horizontal spacing of the DOMs) Επομένως ένας τέτοιος καταιγισμός προσεγγίζει σημειακή πηγή φωτονίων Cherenkov που ακτινοβολεί από τα φορτισμένα της σωματίδια. Αυτά τα φωτόνια Cherenkov διεγείρουν (trigger) το DOM σε ένα φωτοηλεκτρονικό επίπεδο πάνω σε έναν σφαιρικό όγκο του οποίου η ακτίνα κλιμακώνεται αντίστροφα με την ενέργεια του καταιγισμού (scales upwith the shower energy), όπως φαίνεται στο σχήμα 21. Σχήμα 21:Εικόνες φωτός Cherenkov παραγόμενες από μιόνια (αριστερά) και από δευτερεύοντες καταιγισμούς ηλεκτρονίων και τ νετρίνων (δεξιά). Μια μέτρηση της ακτίνας (radius) αυτής της σφαίρας μέσα στο πλέγμα των DOMs μπορεί τότε να χρησιμοποιηθεί για να καθορίσει την ενέργεια γεγονότων ηλεκτρονικών νετρίνων. Επειδή ο ίδιος ο καταιγισμός και η συνοδεύουσα ακτινοβολία Cherenkov (accompanying Cherenkov lightpool) δεν είναι απολύτως συμμετρικοί αλλά επιμηκυμένοι στην διεύθυνση του ηλεκτρονίου-οδηγού, η 51

53 διεύθυνση του γεγονότος νετρίνου μπορεί να ανακατασκευαστεί με κάποιον βαθμό ακρίβειας (με μπάρα σφάλματος 10 0 ). 2) Ταυτοποίηση μιονικών νετρίνων Τα δευτερεύοντα μιόνια που προέκυψαν από το αρχικό νετρινικό μιόνιο μπορεί να εκτείνονται σε μερικά χιλιόμετρα όταν η ενέργεια είναι E ν ~ 1TeV και δεκάδες χιλιόμετρα για ενέργειες E ν ~ 1EeV, δημιουργώντας καταιγισμούς κατά μήκος των τροχιών τους με ακτινοβολία πέδησης, παραγωγή ζεύγους και φωτοπυρηνικές αλληλεπιδράσεις. Αυτές είναι οι πηγές ακτινοβολίας Cherenkov και μπορούν να ανιχνευτούν με τον ίδιο τρόπο με τα νετρίνα υψηλών ενεργειών. Εφόσον η ενέργεια του μιονίου υποβαθμίζεται κατά μήκος της τροχιάς του, η ενέργεια των δευτερευόντων καταιγισμών μειώνεται και σαν αποτέλεσμα η απόσταση από την τροχιά πάνω από την οποία το σχετιζόμενο φως Cherenkov μπορεί να ενεργοποιήσει ένα DOM γίνεται όλο και μικρότερη. Η γεωμετρική πατέντα του φωτός Cherenkov(Cherenkov lightpool) που περικλείει την τροχιά του μιονίου είναι επομένως ένας κώνος μήκους ενός χιλιομέτρου του οποίου η ακτίνα σταδιακά μειώνεται. Στο πρώτο χιλιόμετρο, ένα τυπικό υψηλοενεργειακό μιόνιο χάνει περίπου τα ένα δέκατο της αρχικής του ενέργειας σε μερικούς καταιγισμούς. Επομένως το αρχικό μέγεθος του κώνου είναι η ακτίνα του καταιγισμού με περίπου το 10% της μιονικής ενέργειας( περίπου 130 m για μιόνιο 100 TeV). Κοντά στο τέλoς της εμβέλειας του το μιόνιο γίνεται ελάχιστα ιονιστικό και εκπέμπει φως το οποίο δημιουργεί μοναδιαία φωτοηλεκτρονικά σήματα σε απόσταση μόλις 10m από την τροχιά. Λόγω της στοχαστικής φύσης της μιονικής απώλειας ενέργειας, μόνο ο λογάριθμος της μιόνικης ενέργειας μπορεί να μετρηθεί. Παρόλο που τα μιόνια UHE τα οποία προέκυψαν από το αρχικό μιονικό νετρίνο UHE έχουν εύρος δεκάδων χιλιομέτρων, οι αρχικές ενέργειες των γεγονότων δεν μπορούν πάντοτε να μετρηθούν. Ένα μιόνιο μπορεί να δημιουργηθεί με μια ενέργεια, να ταξιδέψει μερικά χιλιόμετρα και να ανιχνευτεί με μια άλλη(πολύ χαμηλότερη). 3) Ταυτοποίηση τ νετρίνων. Σε σχέση με το ηλεκτρονικά και το μιονίκα νετρίνα, ο ρυθμός παραγωγής τ νετρίνων από κοσμικό ανιχνευτή μειώνεται περίπου 5 τάξεις μεγέθους. Αλλά η ανίχνευση των τ νετρίνων UHE σε ένα τηλεσκόπιο νετρίνων έχει νόημα γιατί σχεδόν τα μισά μιονικά νετρίνα μπορούν να μετατραπούν, στις κοσμικές αποστάσεις που διανύουν, σε τ νετρίνα σαν αποτέλεσμα των νετρινικών ταλαντώσεων. Από την άλλη, μια δέσμη τ νετρίνων UHE δεν απορροφάται από τη γη λόγω του φαινομένου 'αναγέννησης'. Επομένως φτάνει πάντα στον ανιχνευτή παρόλο την απώλεια ενέργειας. Υπάρχουν πολλοί τρόποι ταυτοποίησης της γεύσης των τ νετρίνων UHE σε ένα τηλεσκόπιο νετρίνων κλάσης km 3. Η πιο χαρακτηριστική υπογραφή προέρχεται από τα χαρακτηριστικά double-bang γεγονότα, στα οποία η παραγωγή και η διάσπαση του τ ανιχνεύονται σαν δυο ξεχωριστοί καταιγισμοί μέσα στον ανιχνευτή. Είναι επίσης δυνατόν να ανιχνεύσουμε τα γεγονότα γλειφυτζουριού ( lollipop ) στα οποία ένα τ νετρίνο δημιουργεί ένα μακρύ ίχνος ελάχιστου ιονισμού που τρυπάει τον ανιχνευτή και καταλήγει σε υψηλοενεργειακό καταιγισμό όταν το τ διασπάται. Η πατρική τροχιά μπορεί τότε να ταυτοποιηθεί με μειωμένη απώλεια ενέργειας (reduced catastrophic energy loss) σε σύγκριση με μια αντίστοιχη τροχιά μιονίου παρόμοιας ενέργειας. Για να ταυτοποιηθεί ένα double-bang γεγονός στους ανιχνευτές IceCube ή KM3NeT, οι παρακάτω συνθήκες πρέπει να ικανοποιούνται α) το τ νετρίνο πρέπει να αλληλεπιδράσει με πάγο ή νερό μέσω αλληλεπιδράσεων φορτισμένου ρεύματος, παράγοντας ένα αδρονικό καταιγισμό που να περιέχεται ή να είναι κοντά στο όγκο των οργάνων, β) το ταυ που έχει προκύψει 52

54 πρέπει να διασπάται μέσα στον ανιχνευτή σε μια τελική κατάσταση η οποία μπορεί να παράγει έναν ηλεκτρομαγνητικό ή αδρονικό καταιγισμό που να εμπεριέχεται μέσα στην συσκευή. γ) η απόσταση που διανύει το ταυ (πριν διασπαστεί) πρέπει να αρκετά επιμήκης ώστε οι δύο καταιγισμοί να μπορούν να διαχωριστούν με ξεκάθαρο τρόπο και δ) οι καταιγισμοί να αρκετά ενεργειακοί για να ενεργοποιήσουν τα DOMs Άλλοι τρόποι ανίχνευσης νετρίνων UHE Εκτός από την οπτική ανίχνευση των κοσμικών νετρίνων UHE σε πάγο και νερό, μερικές άλλες τεχνικές έχουν αναπτυχθεί για την μέτρηση της ουράς του φάσματος των κοσμικών νετρίνων(χαμηλή ροή). 1) Ράδιο-ανίχνευση ατμοσφαιρικών καταιγισμών από νετρίνα. Ηλεκτρομαγνητικοί καταιγισμοί που προκλήθηκαν από αλληλεπιδράσεις υψηλοενεργειακών ηλεκτρονικών νετρίνων μπορούν να εκπέμψουν ισχυρή ακτινοβολία Cherenkov σε οποιαδήποτε διηλεκτρικό μέσο, το επονομαζόμενο φαινόμενο Askaryan το οποίο πρώτη φορά παρατηρήθηκε το Η δύναμη του σήματος μεγαλώνει αναλογικά με το, καθιστώντας αυτήν την μέθοδο ενδιαφέρουσα για την ανίχνευση κοσμικών νετρίνων UHE. Σε λόφους πάγου ή αλατιού (ice or salt domes), μήκη εξασθένισης (attenuation lengths) πολλών χιλιομέτρων μπορούν να επιτευχθούν με αυτή την τεχνική ράδιο-ανίχνευσης, που εξαρτάται από την συχνότητα μπάντας, την θερμοκρασία του πάγου ή ποιότητα του αλατιού. Αυτό επιτρέπει μεγάλα κενά μεταξύ των μεμονωμένων ανιχνευτών και μια συγκριτικά φτηνή επέκταση σε μεγάλους όγκους. Επομένως ραδιοανίχνευση σε πάγο ή αλάτι μπορεί να είναι ανταγωνιστική ή και καλύτερη της οπτικής ανίχνευσης για E ν 10 PeV. Το πείραμα ANITA Long Duration Balloon σχεδιάστηκε ειδικά για να ερευνήσει για κοσμικά νετρίνα πάνω από E ν ~ ev σε μια πτήση πάνω από την Ανταρκτική. Σε ένα τυπικό υψόμετρο περίπου 35 km πάνω από την επιφάνεια του πάγου, ο ανιχνευτής του ANITA μπορεί να καταγράψει ραδιο-συχνότητες σε παχύ στρώμα πάγου και να παρακολουθεί ένα τεράστιο όγκο ( km 3 ). Η συνδυασμένη θέα όλων των κεραιών καλύπτει ολόκληρο το κατώτερο ημισφαίριο μέχρι γωνίες περίπου 55 0 συμπεριλαμβάνοντας το 99.4% της περιοχής μέσα στον ορίζοντα. Τα αρχικά αποτελέσματα από τις πρώτες 35 μέρες πτήσεων του ANITA βρήκαν κάποια διάχυτη ροή κοσμικών νετρίνων πάνω από E ν ev. 2) Ακουστική ανίχνευση καταιγισμών από νετρίνα στο νερό, πάγο ή αλάτι. Αυτή η υποσχόμενη τεχνική, βασισμένη στην παρατήρηση του Gurgen Askaryan ότι ένα αλληλεπιδρών νετρίνο μπορεί να εκπέμψει ένα λεπτό θερμοακουστικό 'σάντουιτς' (pancake) κάθετο στον άξονα καταιγισμού, παραμένει στην φάση σχεδιασμού (R&D phase). Βασίζεται στη απώλεια λόγω ιονισμού (ionization loss) των καταιγισμών υψηλοενεργειακών σωματιδίων που μετατρέπονται σε θερμότητα, και η υποκείμενη γρήγορη εξάπλωση του μέσου οδηγεί σε ένα σύντομο ακουστικό παλμό. Το φάσμα ισχύος του σήματος (signal power spectrum) έχει μέγιστο στα 20 khz, όπου τα μήκη εξασθένισης σε θαλασσινού νερό ή πάγο αναμένεται να είναι μερικά χιλιόμετρα. Τέτοια μεγάλα θεωρητικά μήκη εξασθένισης (attenuation lengths) δεν έχουν δειχτεί πειραματικά, αλλά καθιστά αυτήν την μέθοδο ελκυστική για την ανίχνευση εξαιρετικά ενεργητικών κοσμικών νετρίνων (στην περιοχή των EeV) γιατί είναι υποχρεωτικό το τεράστιο μέγεθος ανιχνευτή ώστε να επιτευχθεί ο τεράστιος ανιχνευτικός όγκος που είναι απαραίτητος για την χαμηλή νετρινική ροή. Ανοιχτά θέματα κλειδιά περιλαμβάνουν την ισχύ του σήματος (signal strength) και τα φυσικά 53

55 επίπεδα υποστρώματος (natural background levels). Ακουστικοί ανιχνευτές μπορεί να αναπτυχθούν γύρω από τους οπτικούς ανιχνευτές του KM3NeT στην Μεσόγειο θάλασσα και να ενισχύσουν την ευαισθησία του σε πολύ μεγαλύτερες ενέργειες, αλλά η ραδιοανίχνευση δεν λειτουργεί σε θαλασσινό νερό. 3) Οπτική ανίχνευση των ατμοσφαιρικών καταιγισμών από νετρίνα. Αυτή η τεχνική μπορεί να χρησιμοποιηθεί για μετρήσει οριζόντιους καταιγισμούς από νετρινικές αλληλεπιδράσεις βαθιά στην ατμόσφαιρα. Ένας μεγάλος ανιχνευτής ατμοσφαιρικών καταιγισμών (π.χ. Auger) είναι ικανός να ανιχνεύσει κοσμικά νετρίνα στο ενεργειακό εύρος 0,1EeV Eν 1EeV. Εάν η ενεργή μάζα είναι αρκετή (πάνω από 20 γιγατόνους), είναι δυνατόν να ανιχνεύσει ταυ νετρίνα UHE που διατρέχουν την γη και αλληλεπιδρούν κοντά στη διάταξη (array) του ανιχνευτή. Είναι γνωστά σαν Earth-skimming νετρίνα ή νετρίνα που διατρέχουν την γη. Ένα εξαιρετικά ενεργειακό ταυ νετρίνο που παράγεται σε τέτοιες αλληλεπιδράσεις μπορεί να ξεφύγει από τον βράχο, και ο σωματιδιακός καταιγισμός που παράγεται από την διάσπαση του στην ατμόσφαιρα πάνω από τη σειρά του ανιχνευτή μπορεί τότε να καταγραφεί. Όταν η E ν προσεγγίζει την μέγιστη τιμή, οδηγούμαστε σε ανιχνευτές κενού (spacebased) που παρακολουθούν μεγαλύτερους όγκους που δεν είναι ορατοί από κανένα σημείο στη επιφάνεια της γης. Το πρόγραμμα EUSO έχει προταθεί να βάλει μεγάλους καθρέπτες με οπτικούς ανιχνευτές σε ύψος 500 km στον διεθνή διαστημικό σταθμό και να ερευνήσει για φθορισμό (fluorescence) και σήματα φωτός Cherenkov που προέρχονται από UHE νετρινικές αλληλεπιδράσεις στην ατμόσφαιρα. Από την άλλη, μπορούμε απλώς να εφαρμόσουμε τις τεχνικές ανίχνευσης του φθορισμού και του φωτός Cherenkov των ατμοσφαιρικών καταιγισμών με την βοήθεια ενός βουνού στο φλοιό της γης που παρεμβάλεται ως στόχος. Το πρόγραμμα CRTNT έχει προταθεί για να ανιχνεύσει τα UHE ταυ νετρίνα που διατρέχουν την γη. Τα δυο αυτά προγράμματα έχουν προς το παρόν παγώσει. Τέλος αξίζει να αναφερθεί μια κινέζικη εκδοχή του CRTNT(cosmic ray tau neutrino telescope). Ένα τέτοιο τηλεσκόπιο μπορεί να τοποθετηθεί στους πρόποδες του βουνού Balikun στην Xinjiang της Κίνας. Το μέρος έχει αρκετά ξηρό κλίμα κατά τη διάρκεια του χρόνου και το βουνό είναι αρκετά παχύ και απότομο, κατάλληλο για ανίχνευση των UHE ταυ νετρίνων που διατρέχουν την γη. Λόγω των αλληλεπιδράσεων φορτισμένου ρεύματος με τον βράχο, τα κοσμικά νετρίνα UHE μπορεί να μετατραπούν σε φορτισμένα λεπτόνια μέσα στο βουνό. Τα ηλεκτρόνια μπορούν να κάνουν γρήγορα καταιγισμό μέσα στον βράχο, ενώ τα μιόνια μπορεί να ταξιδέψουν μια πολύ μεγάλη απόσταση πριν διασπαστούν. Επομένως και τα δυο είναι δύσκολο να ανιχνευτούν με αυτή τη μέθοδο. Τα ταυ που παράγονται μέσα στο βουνό μπορεί να έχουν αρκετά μεγάλη διάρκεια ζωής για να ξεφύγουν από το βουνό, και τότε να διασπαστούν και να προκαλέσουν ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς στον αέρα κοντά στο βουνό. Προς το παρόν παραμένει ασαφές αν το πρόγραμμα CRTNT στην Κίνα έχει προοπτική ή όχι για να πραγματοποιηθεί. 54

56 4.2 Ανίχνευση ηλιακών νετρίνων Έχοντας αναφερθεί στην εισαγωγή για την ύπαρξη αυτή καθαυτή του προβλήματος των ηλιακών νετρίνων αλλά και τα κύρια χαρακτηριστικά του ηλιακού μοντέλου θα αναφερθούμε αναλυτικά στα πειράματα που έχουν γίνει ή γίνονται. Μπορούμε να χωρίσουμε τα πειράματα αυτά σε τρείς κατηγορίες α) τα πειράματα ραδιοχημικών αντιδράσεων (radio chemical reactions) β) τα πειράματα με νερό και ανιχνευτές ακτινοβολίαςcherenkov και γ) τα πιο σύγχρονα πειράματα υγρών σπινθηριστών (liquid scintillators). Η χρησιμότητα της μέτρησης των ηλιακών νετρίνων είναι ο έλεγχος της εγκυρότητας των ηλιακών μοντέλων και κατ επέκταση της κατανόησης του μηχανισμού πυρηνικών αντιδράσεων στο εσωτερικό των αστέρων που κάνει τους αστέρες να φεγγοβολούν. Ακόμα πιο σημαντικό είναι ο έλεγχος των βασικών θεωριών της φυσικής (καθιερωμένο πρότυπο) που στην συγκεκριμένη περίπτωση δείχνουν τα όρια τους (πρόβλημα ηλιακών νετρίνων). Η αρχή έγινε το 1968 στο ορυχείο Homestake στην νότια Ντακότα των ΗΠΑ, όπου μετρήθηκε η ηλιακή νετρινική ροή και βρέθηκε το ένα τρίτο περίπου της αναμενόμενης. Τις τελευταίες δεκαετίες έχουν γίνει και γίνονται πολλά πειράματα μέχρι που έγινε κατανοητή η πηγή αυτής της ανακολουθίας. Με την εισαγωγή της έννοιας των νετρινικών ταλαντώσεων. Παρακάτω αναφέρονται συνοπτικά όλες οι πειραματικές προσπάθειες από την εποχή των πρώτων προτάσεων για να δοκιμαστούν τα ηλιακά μοντέλα έως τις μετρήσεις πραγματικού χρόνου του χαμηλοενεργειακού κομματιού του νετρινικού φάσματος Ηλιακή ακτινοβολία και παραγωγή νετρίνων Ο ηλιακός πυρήνας φτάνει σε θερμοκρασίες περίπου 1,5 εκατομμυρίων Κ. Σε αυτές τις θερμοκρασίες, λαμβάνει χώρα η θερμοπυρηνική αντίδραση τήξης η οποία μετατρέπει 4 πρωτόνια σε έναν πυρήνα ηλίου. Ο τελευταίος έχει μάζα ελαφρώς μικρότερη από το σύνολο της μάζας των 4 πρωτονίων (0.7%), αυτό το έλλειμμα μάζας είναι η ενέργεια που παράγεται. Χρησιμοποιώντας την σχέση E = mc 2 κάθε αντίδραση τήξης απελευθερώνει J (ή 26.7 MeV). Η τωρινή φωτεινότητα του ήλιου είναι W άρα περίπου 600 εκατομμύρια τόνοι υδρογόνου μετατρέπονται ανά δευτερόλεπτο σε 596 εκατομμύρια τόνους ηλίου, οι απομένοντες 4 εκατομμύρια τόνοι είναι η ενέργεια που απελευθερώνεται. Η αντίδραση αρχίζει με 4 πρωτόνια και τελειώνει με έναν πυρήνα 4 Ηe ο oποίος αποτελείται από 2 πρωτόνια και 2 νετρόνια. Αυτό σημαίνει ότι 2 πρωτόνια μετατράπηκαν σε νετρόνια και νετρίνα παράγονται σαν προϊόντα αυτής της αντίδρασης. Επειδή το νετρίνο αλληλεπιδρά ασθενώς με την ύλη φεύγει αμέσως από τον πυρήνα στο διάστημα. Η μελέτη των νετρίνων είναι ένας τρόπος να παρακολουθούμε τις πυρηνικές αντιδράσεις στον πυρήνα του ήλιου Ηλιακά νετρίνα και πυρηνικές αντιδράσεις στον ηλιακό πυρήνα Στον ήλιο μας 98% της ενέργειας δημιουργείται μέσω της αλυσιδωτής αντίδρασης pp. Υπάρχουν διαφορετικά βήματα στα οποία παράγεται ενέργεια και νετρίνα(σχήμα 22). Εκτός από την αλυσιδωτή αντίδραση ppυπάρχει και ο κύκλος CNO ο οποίος γίνεται η κύρια πηγή ενέργειας σε αστέρες βαρύτερους από τον ήλιο. 55

57 Σχήμα 22: Ηλιακές αντιδράσεις στον ηλιακό πυρήνα και ποσοστό τους στην συνολική εκλυόμενη ενέργεια Στο παρακάτω σχήμα φαίνονται φαίνεται το ενεργειακό νετρινικό φάσμα όπως προβλέπεται από το καθιερωμένο ηλιακό μοντέλο (SSM). Σχήμα 23: Νετρινική ροή συναρτήσει της ενέργειας (σε MeV) σύμφωνα με το ηλιακό μοντέλο 56

58 4.2.3 Homestake: Ο πρώτος ανιχνευτής ηλιακών νετρίνων Το πρώτο πείραμα που κατασκευάστηκε για να ανιχνεύσει τα ηλιακά νετρίνα από τους Raymond Davis και John N. Bahcall στα τέλη της δεκαετίας του 60 στο ορυχείο Homestake στην νότια Ντακότα. Αποτελούνταν από μια τεράστια δεξαμενή 615 τόνων υγρού πολυχλωαιθυλενίου (C 2 Cl 4 ). Τα νετρίνα ανιχνεύονταν μέσω της ραδιοχημικής αντίδρασης: ν e + 37 Cl 37 Ar + e.το ενεργειακό κατώφλι είναι E th = 814 kev και η πλειοψηφία των ανιχνευόμενων νετρίνων ήταν 8 B νετρίνα. Το 37 Ar είναι ραδιενεργό και διασπάται, με χρόνο ημισείας ζωής 35 μέρες, μέσω της αντίδρασης 37 Ar + e 37 Cl + ν e. Ο αναμενόμενος ρυθμός ήταν 1 άτομο 37 Ar κάθε έξι μέρες σε 615 τόνους C 2 Cl 4. Περίπου 5 άτομα 37 Ar απόσπονταν κάθε μήνα βάζοντας ήλιο στην δεξαμενή. Μια νέα μονάδα μέτρησης εισήχθη, η ηλιακή νετρινική μονάδα (Solar Neutrino Unit (SNU)). Ένα SNU αντιστοιχεί σε 1σύλληψη/sec/10 36 άτομα. Η αναμενόμενη τιμή από το SSM ήταν 7,6,, SNU ενώ αυτή που ανιχνεύθηκε 2,56 ± 0,23 SNU Η αρχή του προβλήματος των ηλιακών νετρίνων Αυτό το έλλειμμα έκανε τους φυσικούς να μιλάνε για πρόβλημα έλλειψης ηλιακών νετρίνων (SNP). Υπάρχουν διάφορες δυνατότητες για να εξηγηθεί αυτός ο γρίφος. Η πρώτη είναι να παραδεχτούμε πως το SSM δεν είναι σωστό, αλλά τα ηλιακά μοντέλα έχουν ελέχθη από την ηλιοσεισμολογία (helioseismology), την επιστήμη δηλαδή που μελετά το εσωτερικό του ήλιου εξετάζοντας τους τρόπους δόνησης, και επιβεβαιώνει το SSM. Η δεύτερη πιθανότητα ήταν πως το πείραμα ήταν λάθος και γι αυτό από την δεκαετία του 80 κατασκευάστηκαν νέα πειράματα ενσωματώνοντας νέες τεχνικές. Η τελευταία και πιο απίθανη εκδοχή ήταν πως κάτι συνέβαινε στα ίδια τα νετρίνα Ανίχνευση ηλιακών νετρίνων σε πραγματικό χρόνο: Kamiokande και SuperKamiokande Το Kamiokande και SuperKamiokande είναι μεγάλοι ανιχνευτές Cherenkov που χρησιμοποιούν νερό: ο πρώτος αποτελείται από 3000 τόνους καθαρού νερού και 1000 PMTs (φωτοπολαπλασιαστές) και ο δεύτερος, όντας η μεγαλύτερη εκδοχή, από τόνους καθαρού νερού και PMTs. Βασίζονται στην αντίδραση ελαστικής σκέδασης: e + ν e + ν. Το ενεργειακό κατώφλι είναι E th = 7,5MeV για το Kamiokande και E th = 5,5MeV για το SuperKamiokande και τα ανιχνευόμενα νετρίνα είναι κυρίως 8 B και hep. Η μετρούμενη ροή ήταν 2 φορές χαμηλότερη από την προβλεπόμενη, επιβεβαιώνοντας πως τα πειράματα ανίχνευαν λιγότερα νετρίνα από τα αναμενόμενα. Ψάχνοντας για pp νετρίνα: Gallex/GNO και SAGE Μέχρι τις αρχές του 90 δεν υπήρχαν παρατηρήσεις από την αρχική αντίδραση στην αλυσιδωτή πυρηνική αντίδραση τήξης (νετρίνα pp). Αυτό άλλαξε με την εγκατάσταση των πειραμάτων Γαλλίου. Το Γάλλιο σαν στόχος επιτρέπει την 57

59 νετρινική αλληλεπίδραση μέσω της αντίδρασης: ν e + 71 Ga 71 Ge + e έχοντας ενεργειακό κατώφλι μόλις E th = 233 kev. Δύο ραδιοχημικά πειράματα κατασκευάστηκαν με σκοπό να ανιχνευτούν ηλιακά pp νετρίνα. Το πείραμα GALLEX (τότε GNO), τοποθετημένο στο υπόγειο εργαστήριο Gran Sasso στην Ιταλία, αποτελείται από μια δεξαμενή που περιέχει 30 τόνους φυσικό Γάλλιο και 100 τόνους υδατικού διαλύματος γαλιοούχου χλωρίου. Το πείραμα SAGE βρίσκεται στο υπόγειο εργαστήριο στο Baksan της Ρωσίας και αποτελείται από 50 τόνους μεταλλικού γαλίου. Τα Gallex/GNO και SAGE μέτρησαν ένα νετρινικό σήμα που ήταν μικρότερο από το προβλεπόμενο ( 60%). Τα δυο πειράματα είχαν υποστεί δοκιμές βαθμονόμησης με τεχνητή νετρινική πηγή ( 51 Cr) επιβεβαιώνοντας τη σωστή απόδοση του ανιχνευτή. Όλα τα πειράματα ανίχνευσαν μικρότερη ροή νετρίνων από αυτή που προέβλεπε το SSM. Το παρατηρητήριο νετρίνων SUDBURY(SNO) Το (SNO) βρίσκεται σε ένα ορυχείο σε βάθος που αντιστοιχεί σε 6010m νερού, αποτελείται 1000 τόνους βαρέως ύδατος που περιέχονται σε ένα ακρυλικό δοχείο 12m που έχει 9500 PMTs. Χάρη στις αλληλεπιδράσεις με δευτέριο μπορούμε να έχουμε αλληλεπίδραση με ελαστική σκέδαση: ν x + e ν x + e, ουδέτερου ρεύματος ν x + d p + n + ν x και φορτισμένου ρεύματος ν e + d p + p + e. Οι συνολικές ροές φαίνονται παρακάτω: Φ CC = 1,68,,, (stat.), (syst.) Φ NC = 4,94,, (stat.),, (syst.) Φ ES = 2,35,, (stat.),, (syst.) σε μονάδες 10 6 cm 2 s 1. Η συνολική ροή μετριέται ανεξάρτητα και συμφωνεί ικανοποιητικά με το SSM[17] Το πείραμα BOREXINO Όλα τα πειράματα μέχρι στιγμής μπορούσαν να ανιχνεύσουν σε πραγματικό χρόνο μόνο νετρίνα με ενέργειες μεγαλύτερες των μερικών MeV. Το φιλόδοξο πείραμα BOREXINO στο Gran Sasso της κεντρικής Ιταλίας, έχει την δυνατότητα να μετρήσει ηλιακά νετρίνα χαμηλής ενέργειας ( 200 kev) με έναν υγρό σπινθηριστή πολύ υψηλής καθαρότητας, ενεργού όγκου 100 τόνων. Σκοπός είναι η μέτρηση των 7 Be νετρίνων, ώστε να δοκιμαστεί το SSM. Αυτό θα γίνει βρίσκοντας την ροή των 7 Be ώστε να ελεχθεί η φωτεινότητα των φωτονίων του ήλιου με αυτήν των νετρίνων. Ακόμα σκοπός είναι να ελεχθεί η θεωρία MSW-LMA των νετρινικών ταλαντώσεων. Σχηματικά ο ανιχνευτής φαίνεται παρακάτω: 58

60 Σχήμα 24: Σχηματική αναπαράσταση του ανιχνευτή BOREXINO. Από μέσα προς τα έξω βασικός όγκος, εσωτερικό δοχείο νάιλον, εξωτερικό δοχείο νάιλον, εξωτερική σφαίρα ανοξείδωτου ατσαλιού. Τα κόκκινα είναι φωτοπολλαπλασιαστές εσωτερικοί και μιονικοί. Διαλογή γεγονότων και φασματικές προσαρμογές Στον μικρό όγκο δεδομένων που μαζεύτηκαν σε 47,4 μέρες την περίοδο Μάιου- Ιουλίου 2007 και χωρίς να έχει βαθμονομηθεί πλήρως ο ανιχνευτής η διαλογή των δεδομένων έγινε ως εξής: i) Ένα γεγονός πρέπει να έχει μια συστάδα (cluster) μοναδικώς ανακατασκευασμένη ώστε να μπορούν να αποριφθούν γεγονότα του σωρού (pile-up events) και γρήγορα τυχαία γεγονότα. Αυτή η αποδοτικότητα είναι πολύ υψηλή (σχεδόν 100%). ii)γεγονότα με μιονική σημαία (muon flag) απορρίπτονται iii) Μετά το πέρασμα κάθε μιονίου από τον σπινθηριστή όλα τα γεγονότα σε πλαίσιο 2 ms απορρίπτονται. iv) Τα θυγατρικά του Rn που συμβαίνουν πριν τις καθυστερημένες συμπτώσεις (delayed coincidences) των 214 Bi- 214 Po εξαλείφονται σβήνοντας γεγονότα έως και τρεις ώρες πριν μέσα σε μια ακτινοβολούσα τομή 85 cm. Το χάσιμο βασικής έκθεσης (fiducial exposure) λόγω αυτής της διαδικασίας είναι 0,7%. v) Τα γεγονότα πρέπει να αναδομηθούν μέσα σε έναν σφαιρικό όγκο αναφοράς (spherical fiducial volume) που να αντιστοιχεί σε 100 ονομαστικούς τόνους ώστε να αποριφθεί εξωτερική ακτινοβολία γ. Ακόμα μια ογκομετρική μείωση (z<1.8 m) εφαρμόστηκε ώστε να αφαιρεθεί το υπόβαθρο από θυγατρικά του 222 Rn στον βόρειο πόλο του εσωτερικού δοχείου, με αποτέλεσμα ονομαστική βασική μάζα (nominal fiducial mass) 87,9 t. Η βασική έκθεση στις 47,4 μέρες ήταν 4136 ημέρα τόνος. Πρώτες μετρήσεις Μετρήθηκε η 0,862 MeV 7 Be συνιστώσα του ηλιακού νετρινικού φάσματος. Η καλύτερη τιμή για αυτόν τον ρυθμό είναι 47 ± 7 stat ± 12 sys counts/(day 100 ton). Ο αναμενόμενος ρυθμός των ηλιακών μοντέλων παίρνοντας υπόψη τις νετρινικές 59

61 ταλαντώσεις είναι 49±4 counts/(day 100 ton) ενώ χωρίς αυτές είναι 75±4 counts/(day 100 ton). Φαίνεται δηλαδή να επιβεβαιώνεται, τουλάχιστον σε αυτό το μικρό κομμάτι του φάσματος. Σχηματικά φαίνεται παρακάτω. Σχήμα 25: Η μαύρη γραμμή αντιπροσωπεύει το ρυθμό του νετρινικού σήματος παίρνοντας υποψη τις πιο πρόσφατες προβλέψεις του SSM που περιλαμβάνουν νετρινικές ταλαντώσεις με τις παραμέτρους LMA-MSW. Η κόκκινη γραμμή δείχνει την συνεισφορά των 7 Be[17]. 4.3 Ανίχνευση κοσμικών νετρίνων υψηλών ενεργειών Σε αυτό το κομμάτι αναφερόμαστε στις ιδιότητες των νετρίνων υψηλών ενεργειών αλλά και στην ανίχνευση μιονίων καθώς για να μετρήσουμε τα πρώτα πρέπει να διαχωρίσουμε τις ροές των υπόλοιπων κοσμικών ακτίνων που καταλήγουν σε μεγάλο βαθμό σε μιόνια. Τα ίδια τα νετρίνα δεν είναι ανιχνεύσιμα, αλλά τα δευτερεύοντα σωματίδια που παράγονται από την αλληλεπίδραση με πάγο, νερό ή βράχο που περικλείει τον ανιχνευτή είναι. Τα τεράστια μεγέθη των ανιχνευτών είναι απαραίτητα για να αντισταθμιστεί η πολύ μικρή ενεργός διατομή (πολύ ασθενής αλληλεπίδραση με την ύλη ~ cm 2 για 100 GeV έως 100 TeV). Οι ανιχνευτές τοποθετούνται σε ορυχεία, στο βυθό της θάλασσας ή λιμνών ή βαθειά μέσα στους πάγους των πόλων ώστε να φιλτράρονται τα προς τα κάτω μιόνια που δημιουργήθηκαν από τις υψηλοενεργειακές κοσμικές ακτίνες που αλληλεπιδρούν με την ατμόσφαιρα. Τα νετρινικά τηλεσκόπια, όπως έχουμε αναφέρει, αποτελούνται από μια διάταξη (array) από φωτοπολαπλασιαστές (PMTs) για να ανιχνεύουν το φως Cherenkov. Οι ευνοϊκές οπτικές ιδιότητες του νερού των λιμνών ή των ωκεανών επιτρέπουν την τοποθέτηση των PMTs ανά m, μειώνοντας έτσι το κόστος του ανιχνευτή. Η μεγάλη μέση απόσταση μεταξύ των PMTs σημαίνει επίσης πως το τυπικό ενεργειακό κατώφλι ανίχνευσης θα είναι της τάξης των GeV. 60

62 Παρ όλες τις παραπάνω προϋποθέσεις, η συντριπτική πλειοψηφία των γεγονότων που καταγράφονται από ένα νετρινικό τηλεσκόπιο είναι κατερχόμενα μιόνια που παράγονται από ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς που προκαλούνται από κοσμικές ακτίνες. Στο βάθος του πολικού ανιχνευτή AMANDA, που αντιστοιχεί σε 1,7km νερού, η μιονική ροή είναι cm 2 s 1 sr 1. Το AMANDA κατέγραφε περίπου μιόνια τη μέρα. Οι νετρινικές αλληλεπιδράσεις ήταν σπάνιες και έπρεπε να διαχωριστούν από το υπόβαθρο. Γενικά υπάρχουν δύο είδη ανιχνεύσιμων σημάτων από ένα νετρινικό τηλεσκόπιο, ένα ίχνος (track) ή ένας καταιγισμός (cascade). Μιόνια, που παράγονται σε ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς (air showers) ή σαν προιόν των νετρινικών αλληλεπιδράσεων, ταξιδεύουν μεγάλες αποστάσεις (2 km για μιόνιο 10 TeV) και το φως που ανιχνεύεται από τα PMTs έχει χαρακτηριστική εμφάνιση ίχνους. Άλλα σωματίδια, όπως ηλεκτρόνια ή πιόνια έχουν μικρά μήκη αλληλεπίδρασης. Ένα υψηλοενεργειακό ηλεκτρόνιο (πιόνιο, καόνιο κτλ) θα παράξει δύο ή περισσότερα δευτερεύοντα σωματίδια αφού αλληλεπιδράσει και αυτά με την σειρά τους θα παράξουν ακόμα περισσότερα σωματίδια-ένας σωματιδιακός καταιγισμός δημιουργείται. Οι καταιγισμοί έχουν μικρές διαστάσεις συγκρινόμενοι με τον μέσο διαχωρισμό των PMTs και σαν συνέπεια μπορούν να θεωρηθούν σαν σημειακές πηγές φωτός Ηλεκτρομαγνητικοί καταιγισμοί Αποτελούν έναν από τα δύο είδη καταιγισμών (ο άλλος είναι ο αδρονικός) και παίζουν σημαντικό ρόλο στην ανίχνευση των ηλεκτρονικών νετρίνων. Στις χαμηλές ενέργειες τα ηλεκτρόνια(ή ποζιτρόνια) χάνουν ενέργεια κυρίως λόγω ιονισμού και τα φωτόνια χάνουν ενέργεια με φωτοηλεκτρικό φαινόμενο, σκέδαση Compton και σκέδαση Rayleigh. Πάνω από μια κρίσιμη ενέργεια E c, ακτινοβολούσες διαδικασίες, όπως η ακτινοβολία πέδησης για e ± και η παραγωγή ζεύγους, είναι οι κύριοι τρόποι απώλειας ενέργειας. Καταιγισμοί δημιουργούνται επειδή η ακτινοβολούσα απώλεια ενέργειας αυξάνει τον αριθμό των σωματιδίων. Η απόσταση στην οποία ένα ηλεκτρόνιο χάνει το 1/e της ενέργειας του ονομάζεται μήκος ακτινοβολίας X 0 και για φωτόνια αυτό το μήκος είναι 7/9X 0.Στον πάγο, όπου E c ~ 80 MeV, το μήκος ακτινοβολίας είναι X 0 ~ 40 cm. Ένα απλοϊκό μοντέλο καταιγισμού μπορεί να κατασκευασθεί υποθέτοντας πως ένα σωματίδιο διανύει απόσταση X 0 μεταξύ των αλληλεπιδράσεων. Σε κάθε σημείο αλληλεπίδρασης δημιουργούνται δύο σωματίδια και το καθένα άπ αυτα προσλαμβάνει την μισή ενέργεια του αρχικού σωματιδίου. Η ενέργεια μοιράζεται με αυτόν τον τρόπο μέχρι η ενέργεια του κάθε σωματιδίου να γίνει ίση με την κρίσιμη ενέργεια. Σύμφωνα με αυτό το μοντέλο, το μήκος ενός καταιγισμού είναι: x= ln(e/e c ) Επίσης είναι προφανές από αυτό το μοντέλο πως το συνολικό μήκος της τροχιάς των φορτισμένων σωματιδίων είναι ανάλογο της αρχικής ενέργειας, και επομένως το συνολικό φως Cherenkov είναι ανάλογο της ενέργειας του καταιγισμού. Η/Μ καταιγισμοί στον πάγο παράγουν ~ φωτόνια/gev. Η προσομοίωση των Η/Μ καταιγισμών είναι περίπλοκη διαδικασία, αφού τα σωματίδια και οι αλληλεπιδράσεις 61

63 τους με την ύλη πρέπει να προσομοιωθούν από την αρχική ενέργεια έως το κατώφλι της ακτινοβολίας Cherenkov. Η ενεργειακή απόθεση ενός Η/Μ καταιγισμού μπορεί να παραμετροποιηθεί με μια συνάρτηση γάμμα: de/dt=e 0 b[(bt) a 1 e bt ]/Γ(a) όπου t=x/x 0 είναι ο αριθμός των μηκών ακτινοβολίας. Για τον πάγο έχει γίνει παραμετροποίηση των a,b (C. Wiebusch): a=2,03+0,604 log(e 0 [GeV]) b=0,633 Η μέγιστη απώλεια ενέργειας συμβαίνει για t max =(a 1)/b. Στον πάγο ένας Η/Μ καταιγισμός των 100 TeV έχει μήκος περίπου 8,5mκαι το μέγιστο είναι στα 26m. Τα σωματίδια σε έναν καταιγισμό θα αποκλίνουν μετά από διαδοχικές σκεδάσεις από την διεύθυνση του αρχικού σωματιδίου. Η ακτίνα ενός κυλίνδρου που περιέχει το 90% των σωματιδίων ενός καταιγισμού λέγεται ακτίνα Moliere. Στον πάγο η ακτίνα Moliere των Η/Μ καταιγισμών είναι περίπου 13m Αδρονικοί καταιγισμοί Οι αδρονικοί καταιγισμοί είναι λιγότερο σημαντικοί για τα τηλεσκόπια νετρίνων και αναφέρονται συνοπτικά σαν συμπλήρωμα στα είδη καταιγισμών. Είναι παρόμοιοι με τους Η/Μ καταιγισμούς, με την διαφορά πως τα σωματίδια αλληλεπιδρούν με την ισχυρή πυρηνική δύναμη. Το μήκος αλληλεπίδρασης λ S είναι περίπου 1m στον πάγο και μπορεί να έχουν και Η/Μ συνιστώσα, π.χ. π 0 2γ. Οι αδρονικοί καταιγισμοί έχουν μεγαλύτερα αναπτύγματα και η ακτίνα Moliere είναι επίσης μεγαλύτερη. Το φως που προκύπτει, σε νερό/πάγο είναι κατά μέσο όρο το 80% ενός Η/Μ καταιγισμού της ίδιας ενέργειας Μιόνια Όπως τα ηλεκτρόνια έτσι και τα μιόνια χάνουν ενέργεια λόγω ιονισμού, ακτινοβολία πέδησης κτλ. Η ενεργός διατομή για ακτινοβολία πέδησης και άλλες ακτινοβολούσες διαδικασίες είναι σημαντικά μικρότερη για μιόνια λόγω της μεγαλύτερης μάζας του μιονίου. Αποτέλεσμα όλων αυτών είναι φυσικά πως το μιόνιο μπορεί να διανύει μεγάλες αποστάσεις μέσα στην ύλη. Η μιονική απώλεια ενέργειας μπορεί να γραφεί ως: de/dx=a(e)+b(e)e όπου a(e) είναι η απώλεια ενέργειάς λόγω ιονισμού και b(e)e είναι η συνολική απώλεια ενέργειας λόγω ακτινικών διαδικασιών. Στην απλοποιημένη περίπτωση όπου τα a, b είναι σταθερά, η εμβέλεια του μιονίου, R μ, με αρχική ενέργεια E 0 είναι: R μ (1/b)log(1+ E 0 /E μc ) όπου E μc =a/b είναι η κρίσιμη ενέργεια στην οποία η απώλεια ενέργειας λόγω ιονισμού γίνεται ίση με την απώλεια ενέργειας λόγω άλλων διαδικασιών. Στον πάγο, για τις συνηθισμένες ενέργειες, τα a, b είναι σχετικά ανεξάρτητα από την ενέργεια με 62

64 a = 0,2 GeV/m και b = 3, m 1. Κατά συνέπεια, κατά την διάδοση στον πάγο, τα μιόνια ενέργειας πάνω από 600 GeV χάνουν ενέργεια κυρίως λόγω ακτινοβολουσών διαδικασιών. Μιόνιο ενέργειας 1 TeV θα ταξιδέψει περίπου 3 km. Η απώλεια ενέργειας λόγω ακτινικών διαδικασιών είναι τυχαία, δηλαδή τεράστια ποσά ενέργειας μπορεί να χαθούν σε μια μόνο αλληλεπίδραση και αλληλεπιδράσεις μπορεί να συμβούν τυχαία κατά μήκος της τροχιάς του μιονίου. Αλληλεπιδράσεις Νετρίνου-Νουκλεονίου Τα νετρίνα αλληλεπιδρούν ασθενώς με τα νουκλεόνια με τους παρακάτω τρόπους: Neutral Current ν l +N ν l +X Charged Current ν l +N l + X όπου ν l είναι νετρίνο οποιαδήποτε γεύσης, l είναι λεπτόνιο της ίδιας οικογένειας, Ν είναι το νουκλεόνιο και Χ ένας συνδυασμός βαρυονίων και μεσονίων. Υποθέτοντας πως το νουκλέονιο είναι ακίνητο και σχετικιστικό το απερχόμενο λεπτόνιο, η διατομή για αλληλεπίδραση φορτισμένου ρεύματος είναι: d 2 σ/dx dy=(2g 2 FM N E ν /π)(m 2 W/Q 2 +M 2 W)[xq(x,Q 2 )+xq - (x,q 2 )(1 y 2 )] και για αλληλεπίδραση ουδέτερου ρεύματος d 2 σ/dxdy=(g 2 FM N E ν /2π)(M 2 Z/(Q 2 +M 2 Z))[xq 0 (x,q 2 )+xq- 0 (x, Q 2 )(1 y 2 )] όπου Q 2 είναι η σταθερά μεταφοράς ορμής από το νετρίνο στο απερχόμενο λεπτόνιο, q, q -, q 0 και q -0 είναι οι νουκλεονικές συναρτήσεις κατανομής των παρτονίων, G F είναι η σταθερά Fermi των ασθενών αλληλεπιδράσεων, M N είναι η μάζα του νουκλεονίου, M W είναι η μάζα του μποζονίου W, M Z η μάζα του μποζονίου Ζ και x, y οι βαθμωτές μεταβλητές Bjorken: x=q 2 /(2M N (E νl E l )), y=1 E l /E νl Σε χαμηλές νετρινικές ενέργειες, Q 2 <<M W, M Z και συνεπώς η διατομή σκέδασης νετρίνου-νουκλεονίου είναι ανάλογη της νετρινικής ενέργειας. Όταν το Q 2 γίνεται συγκρίσιμο με τα M W, Μ Ζ η ενεργός διατομή αυξάνει πιο αργά, περίπου σ ~ E 0,4. Η αλλαγή στην συμπεριφορά της διατομής είναι παρατηρήσιμη στα ~ 30 TeV. Οι υπολογισμοί της διατομής σκέδασης νετρίνου-νουκλεονίου απαιτούν γνώση των συναρτήσεων κατανομής των παρτονίων σε πολύ χαμηλές τιμές του x, ειδικά για ψηλότερες ενέργειες. Οι παρτονικές κατανομές πυκνότητας έχουν μετρηθεί έως και x~ με Q 2 ~M W, M Z. Συνεπώς η ενεργός διατομή σκέδασης νετρίνουνουκλεονίου μπορεί να υπολογιστεί με ένα σφάλμα περίπου 5% για νετρινικές ενέργειες ~100 TeV. Σε υψηλότερες νετρινικές ενέργειες η συμπεριφορά των συναρτήσεων παρτονικής πυκνότητας πρέπει να ξαναπροσεγγιστεί. Οι προσεγγιστικοί υπολογισμοί εξαρτώνται από το μοντέλο και διαφοροποιήσεις της τάξης του 2 παρατηρούνται μεταξύ διαφορετικών υπολογισμών σε νετρινικές ενέργειες στην τάξη των ev. 63

65 Η αλληλεπίδραση νετρίνου-ηλεκτρονίου μπορεί γενικά να αγνοηθεί, εκτός από τον συντονισμό Glashow(Glashow resonance), +e W, σε ενέργεια E ν =6,3 PeV όπου η ενεργός διατομή αλληλεπίδρασης νετρίνου-ηλεκτρονίου είναι περίπου 300 φορές μεγαλύτερη από την ενεργό διατομή νετρίνου-νουκλεονίου. Συνοπτικά οι διατομές φαίνονται στο σχήμα 26. Σχήμα 26: Οι δύο μπλε γραμμές είναι οι ενεργές διατομές φορτισμένου(πάνω γραμμή) και ουδέτερου(κάτω) ρεύματος νετρίνου-νουκλεονίου. Η πράσινη είναι αντινετρίνουνουκλεονίου και η κόκκινη η +e οτιδήποτε, που έχει μέγιστο στα 6,3 PeV, τον συντονισμό Glashow Νετρινική απορρόφηση μέσα στη γη Ένα ζήτημα που απασχολεί τους ερευνητές είναι τα νετρίνα που φτάνουν στα τηλεσκόπια έχοντας διασχίσει τη γη, έχοντας έτσι υποστεί διαφορετικές ταλαντώσεις από τα ατμοσφαιρικά νετρίνα που φτάνουν στον ανιχνευτή διασχίζοντας μόνο την ατμόσφαιρα, αφού διαδίδονται περισσότερο μέσα στην ύλη. Παρόλο που η νετρινική διατομή αλληλεπίδρασης είναι όπως είδαμε πολύ μικρή, σε μεγάλες ενέργειες είναι σημαντική. Το μήκος εξασθένησης (attenuation length) είναι ίσο με την διάμετρο της γης για ενέργειες της τάξης των 40 TeV. Για ν e και ν μ οι αλληλεπιδράσεις φορτισμένου ρεύματος μέσα στην γη έχουν σαν αποτέλεσμα μειωμένη ροή ανερχόμενων νετρίνων στον ανιχνευτή. Οι αλληλεπιδράσεις ουδέτερου ρεύματος όλων των γεύσεων δεν μειώνουν την ροή αλλά ελαττώνουν την ενέργεια του νετρίνου. Για ν τ τα πράγματα είναι διαφορετικά. Όταν ένα ν τ αλληλεπιδρά παράγει ένα λεπτόνιο τ το οποίο διασπάται πριν χάσει πολύ ενέργεια. Σε όλες τις περιπτώσεις έχουμε χαμηλότερη ενέργεια ν τ, και σε ένα μικρό 64

66 μέρος (~17%) έχουμε παραγωγή ν e και ν μ. Το πέρασμα υψηλοενεργειακών ν τ μέσα από τη γη έχει σαν αποτέλεσμα αυξημένη ροή όλων των γεύσεων νετρίνων. Σχήμα 27: Το προφίλ της πυκνότητα της γης (αριστερά) συναρτήσει της ακτίνας σύμφωνα με το PREM (Preliminary Reference Earth Model). Δεξιά φαίνεται η στήλη της ύλης που διασχίζει ένα νετρίνο συναρτήσει του cosθ για ανιχνευτή 1,7 km. Το PREM έχει τροποποιηθεί για ~ 3 km καλύμματος πάγου (ρ=0,92 g/cm 3 )[17]. 4.4 Τηλεσκόπια νετρίνων Tηλεσκόπιο ANTARES Η συνεργασία ANTARES ολοκλήρωσε την εγκατάσταση του πρώτου υποθαλάσσιου ανιχνευτή νετρίνων το Αποτελείται από μια τρισδιάστατη διάταξη 885 φωτοπολαπλασιαστών που συλλέγουν τα φωτόνια Cherenkov που προκαλούνται από σχετικιστικά μιόνια τα οποία παράγονται από αλληλεπιδράσεις φορτισμένου ρεύματος υψηλοενεργειακών νετρίνων κοντά ή μέσα στον ανιχνευτή. Ο επιστημονικός σκοπός των νετρινικών τηλεσκοπίων είναι πολύ ευρύς: προέλευση των κοσμικών ακτίνων, προέλευση των TeV φωτονίων που παρατηρούνται σε πολλές αστροφυσικές πηγές, η φύση της σκοτεινής ύλης. Τα δεδομένα που έχουν μαζευτεί μέχρι τώρα μας δίνουν μεγάλο πλούτο αποτελεσμάτων, όπως ένας χάρτης του νετρινικού ουρανού στο νότιο ημισφαίριο, προσπάθεια για συσχέτιση με GRBs, πηγές στιγμιαίας έκλαμψης (flaring sources). Τεχνικά χαρακτηριστικά Το σύστημα ANTARES εγκαταστάθηκε στη Μεσόγειο θάλασσα σε βάθος 2475 m περίπου 40 km ανοιχτά της Τουλούζης (νότια Γαλλία). Αποτελείται από 885 φωτοπολλαπλασιαστές (PMT) που κατανέμονται κατά μήκος 12 γραμμών στερεωμένων στο βυθό της θάλασσας. Οι PMTs είναι κλεισμένοι μέσα σε γυάλινες σφαίρες (OMs-Optical Modules). Τα OMs είναι κατανεμημένα σε τριπλέτες που απέχουν μεταξύ τους 14,5m. Η απόσταση μεταξύ των γραμμών είναι 60-75m. Οι 65

67 γραμμές συνδέονται με ένα κουτί διακλάδωσης (junction-box) το οποίο συνδέεται με τον σταθμό στην ακτή μέσω ενός ηλεκτρο-οπτικού καλωδίου. Ένα σύστημα από υδρόφωνα και πυξίδες είναι εγκατεστημένο στον ανιχνευτή ώστε να παρακολουθεί τις κινήσεις του, επιτρέποντας ανάλυση περίπου 15 cm. Για να επιτευχθεί γωνιακή ανάλυση μικρότερη της 1 μοίρας, είναι σημαντική η χρονική βαθμονόμηση του ανιχνευτή. Αυτό γίνεται με πολλά συμπληρωματικά συστήματα, όπως τα σετ συσκευών που βασίζονται σε φωτοδιόδους (LED) και ονομάζονται οπτικοί φάροι (Optical Beacons).Μια σχηματική παράσταση δίνεται παρακάτω. Σχήμα 28: Σχηματική αναπαράσταση της εγκατάστασης ANTARES(αριστερά), Optical Module (δεξιά) Σχήμα 29: Περιμετρικός τρόπος διάταξης των ΟΜs, στην κορυφή φαίνεται ο οπτικός φάρος. 66

68 Έρευνα για σημειακές πηγές Η έρευνα αυτή είναι ο κύριος σκοπός των νετρινικών τηλεσκοπίων. Η βασική στρατηγική για αυτήν την ανάλυση είναι να ψάχνουμε για συσσώρευση γεγονότων στον ουρανό, ώστε η πιθανότητα το υπόβαθρο (ατμοσφαιρικά νετρίνα και μιόνια) να τα έχει παράξει να είναι πολύ μικρή. Χρησιμοποιείται επίσης το γεγονός πως το ενεργειακό φάσμα για κοσμικό σήμα είναι σκληρότερο από το υπόβαθρο, έτσι η τυπική ενέργεια για γεγονότα σήματος (signal events) είναι υψηλότερη. Το υπόβαθρο εκτιμάται απευθείας από τα δεδομένα (κατανέμοντας τυχαία τα γεγονότα με σωστή άνοδο (right ascension) ώστε να μειωθούν συστηματικά φαινόμενα. Για το σήμα, προσομοιώσεις Monte Carlo παρέχουν τις συναρτήσεις διασποράς σημείου (pointspread), οι οποίες εξαρτώνται από την ενέργεια του γεγονότος. Η επιλογή των γεγονότων βασίζεται σε πολλά κριτήρια. Πρώτον, επιλέγονται μόνο ανερχόμενα γεγονότα (up-going events). Αυτή η επιλογή απορρίπτει το μεγαλύτερο μέρος του ατμοσφαιρικού μιονικού υποβάθρου σε ένα αποδεκτό επίπεδο, αφού ένα κομμάτι αυτού θεωρείται λανθασμένα σαν γεγονότα που κατευθύνονται προς τα πάνω. Εντούτοις, η ποιότητα της προσαρμογής (fit)για αυτήν την λάθος δόμηση είναι κακή και αυτό είναι μια παράμετρος επιπλέον για να αποριφθεί αυτό το υπόβαθρο. Τέλος, το εκτιμώμενο λάθος στην επαναδομημένη κατεύθυνση της τροχιάς οφείλει να είναι < 1 ο. Δύο διαφορετικές στρατηγικές ακολουθήθηκαν στην ανάλυση. Πρώτον, έρευνα όλου του ουρανού, όπου όλος ο ουρανός σαρώνεται για συγκέντρωση γεγονότων.το παρακάτω σχήμα (σχ. 30) δείχνει τον χάρτη του ουρανού των τιμών p (p-values),δηλαδή των τιμών της πιθανότητας να υπάρχει σημειακή πηγή σε εκείνο το σημείο του ουρανού. Σχήμα 30: Χάρτης του ουρανού σε ισημερινές συντεταγμένες των τιμών p που λήφθηκαν στην έρευνα όλου του ουρανού(χωρίς την διόρθωση παράγοντα δοκιμής). 67

69 Σχήμα 31: Άνω όρια στην νετρινική ροή (90% c.l.) από το ANTARES με δεδομένα της περιόδου Η ευαισθησία απεικονίζεται με μπλε γραμμή. Όρια από άλλα πειράματα δίνονται για αναφορά. Παροδικές πηγές (Transient sources) Για πολλές αστροφυσικές πηγές, η πληροφορία του χρόνου μπορεί να είναι ένα επιπλέον κριτήριο για απόρριψη του υποβάθρου, βελτιώνοντας έτσι την ευαισθησία. Αυτή είναι η περίπτωση καταστροφικών γεγονότων όπως GRBs ή αντικειμένων που πάλλονται όπως blazars ή μικρο-quasars. Στην ανάλυση των GRB,40 εκρήξεις που ανιχνεύθηκαν το 2007 έχουν διερευνηθεί ψάχνοντας για συσχετισμούς, με αρνητικά αποτελέσματα. Στην περίπτωση των blazar,10 πηγές που πάλλονται (flares)αναλύθηκαν το 2008 και σε εννιά από αυτές δεν βρέθηκε κάποιο γεγονός σε συσχέτιση με αυτές. Στην περίπτωση του 3C279, ένα γεγονός βρέθηκε σε συσχέτιση. Τέλος, στην ανάλυση των μικρο-quasar, δεν υπήρξε καμιά συσχέτιση. Διάχυτες ροές Μια εναλλακτική προσέγγιση στην έρευνα για κοσμικές πηγές είναι να ενσωματώσουμε όλο το σήμα του παρατηρούμενου ουρανού, π.χ. να αθροίσουμε τις συνεισφορές όλων των πηγών που δεν έχουν προσδιοριστεί. Το μειονέκτημα είναι πως το υπόβαθρο δεν μπορεί να απορριφθεί με πληροφορία κατεύθυνσης(directional) και επομένως είναι μεγαλύτερο. Παρ όλα αυτά, το αναμενόμενο ενεργειακό φάσμα για κοσμικές πηγές είναι σκληρότερο (E -2 ) από το ατμοσφαιρικό υπόβαθρο (E -3,7 ) και επιτρέπει έτσι μια διάκριση βασισμένη σε μια μεταβλητή η οποία εξαρτάται από την ενέργεια. Στην παρούσα ανάλυση χρησιμοποιείται μια μεταβλητή βασισμένη στον αριθμό των χτυπημάτων που επαναλαμβάνονται σε ένα δοσμένο ΟΜ. Η παρακάτω εικόνα (σχ. 32) δείχνει τα αποτελέσματα και εφόσον δεν έχει παρατηρηθεί καμία υπέρβαση, τίθεται άνω όριο στην διάχυτη κοσμική ροή. 68

70 Σχήμα 32: Άνω όριο στο 90% c.l.για την συνεισφορά στην διάχυτη ροή των νετρίνων και των αντινετρίνων. Η γκρίζα περιοχή αντιπροσωπεύει την αναμενόμενη ροή ατμοσφαιρικών νετρίνων. Το πάχος της δείχνει την εξάρτηση της ατμοσφαιρικής ροής από την ζενίθια γωνία. Σκοτεινή ύλη Η έρευνα για σκοτεινή ύλη είναι επίσης ένας σημαντικός στόχος των νετρινικών τηλεσκοπίων. Τα τηλεσκόπια νετρίνων έχουν συγκεκριμένα πλεονεκτήματα σε σύγκριση και με τις έμμεσες έρευνες και με τα πειράματα άμεσης ανίχνευσης. Εάν η σκοτεινή ύλη αποτελείται από WIMPs(ασθενώς αλληλεπιδρώντα μαζικά σωματίδια), αυτά τα σωματίδια σε μεγάλα αντικείμενα όπως η γη ή ο ήλιος, θα χάσουν ενέργεια και θα εγκλωβιστούν βαρυτικά, συσσωρευόμενα στο κέντρο του αντικειμένου. Το κέντρο του γαλαξία επίσης αναμένεται να έχει μεγάλη πυκνότητα από σωματίδια σκοτεινής ύλης. Μετά την εξαΰλωση αυτών των WIMPS, παράγονται νετρίνα υψηλών ενεργειών. Η εν δυνάμει ανίχνευση ενός υψηλοενεργειακού νετρινικού σήματος από τον ήλιο, για παράδειγμα, θα είναι ένα πολύ καθαρό σήμα σκοτεινής ύλης, εφόσον καμιά άλλη αστροφυσική εξήγηση δεν θα μπορούσε να το ερμηνέψει. Η ανάλυση που έγινε από την συνεργασία ANTARES με δεδομένα του , ήταν στοχευμένη στην κατεύθυνση του ήλιου. Κανένα σήμα δεν παρατηρήθηκε, άρα τέθηκαν όρια στην ροή, όπως φαίνεται στο σχήμα

71 Σχήμα 33: Όρια στην νετρινική ροή (90% c.l.) από τον ήλιο για διάφορα κανάλια Άλλες έρευνες Αναφέρονται συνοπτικά άλλες αναλύσεις που πραγματοποιήθηκαν από το ANTARES: Βαρυτικά κύματα: Πολλά καταστροφικά αστροφυσικά γεγονότα είναι καλοί υποψήφιοι για εκπομπή βαρυτικών κυμάτων και νετρίνων. Μια πρώτη ανάλυση για συσχετίσεις με γεγονότα του VIRGO και LIGO έχει γίνει χρησιμοποιώντας δεδομένα του Μια δεύτερη ανάλυση, χρησιμοποιώντας δεδομένα του βρίσκεται σε εξέλιξη. Μαγνητικά μονόπολα: Μαγνητικά μονόπολα, που έχουν προβλευθεί από τις θεωρίες αυθόρμητης ρήξης συμμετρίας βαθμίδας, θα ανιχνευτούν στο ANTARES σαν πολύ φωτεινά(~8500 το φως ενός μιονίου) και κινούμενα αργά γεγονότα. Έχουν τεθεί όρια ροής στην περιοχή cm -2 s -1 sr -1. Φούσκες Fermi (Fermi bubbles): Οι επονομαζόμενες φούσκες Fermi είναι δύο μεγάλες σχεδόν σφαιρικές δομές που βρίσκονται πάνω και κάτω από τον γαλαξιακό δίσκο, κοντά στο γαλαξιακό κέντρο. Ο Fermi-LAT έχει παρατηρήσει εκπομπή γ με ένα σκληρό και ομοιογενές φάσμα. Υπάρχουν μοντέλα που εξηγούν αυτές τις δομές σαν αποτέλεσμα αδρονικών επιταχύνσεων. Νετρινικές ταλαντώσεις: Παρόλο που ο ανιχνευτής του ANTARES δεν στοχεύει σε μετρήσεις ταλαντώσεων και γι αυτό η ευαισθησία δεν μπορεί να συγκριθεί με άλλα πειράματα που σχεδιάστηκαν αποκλειστικά για αυτόν τον σκοπό, έχουν παρατηρηθεί ταλαντώσεις, με αποτελέσματα συμβατά με άλλα πειράματα[21, 22]. 70

72 4.4.2 To τηλεσκόπιο AMANDA Το τηλεσκόπιο AMANDA κατασκευάστηκε μέσα στον πάγο του νότιου πόλου, αρχικά το 1995/96, όπου 4 γραμμές με συνολικά 80 ΟΜ τοποθετήθηκαν σε βάθη μεταξύ 1,5 και 2km (AMANDA-B4). Στη συνέχεια αναβαθμίστηκε με 216 ΟΜ σε έξι γραμμές το 1996/7 (AMANDA-B10) και το 1997/98 προστέθηκαν άλλες τρεις γραμμές με 122 επιπλέον ΟΜ. Σχηματικά φαίνεται παρακάτω (σχ. 34). Σχήμα 34: Το AMANDA-A(κορυφή) και AMANDA-B10 (κάτω).η μεγέθυνση αριστερά δείχνει ένα ΟΜ. Ηκύρια αποστολή των μεγάλων νετρινικών τηλεσκοπίων είναι να διερευνήσουν το σύμπαν μέσω ενός καινούργιου παρατηρησιακού παραθύρου και να ψάξουν για τις πηγές των πιο υψηλοενεργειακών φαινομένων. Ένα νετρινικό σήμα από ένα συγκεκριμένο αντικείμενο θα αποτελούσε την καθαρότερη υπογραφή της αδρονικής 71

73 φύσης του κοσμικού επιταχυντή. Εκτός απ αυτό, νετρινικά τηλεσκόπια ψάχνουν για νετρίνα που παράχθηκαν από εξαϋλώσεις των WIMPs τα οποία μπορεί να έχουν συγκεντρωθεί στο κέντρο της γης ή του ήλιου. WIMPs μπορεί να συνεισφέρουν στο περιεχόμενο της ψυχρής σκοτεινής ύλης του σύμπαντος, η ανίχνευση τους θα είναι εξαιρετικής σημασίας για την κοσμολογία. Τα τηλεσκόπια νετρίνων μπορούν να χρησιμοποιηθούν επίσης για να παρατηρούν το γαλαξία για εκρήξεις υπερκαινοφανών και να ψάχνουν για εξωτικά σωματίδια όπως μαγνητικά μονόπολα. Σε συνεργασία με επίγειες συστοιχίες για ανίχνευση καταιγισμών, οι νετρινικοί ανιχνευτές μπορούν να χρησιμοποιηθούν για την μελέτη της χημικής σύστασης των φορτισμένων κοσμικών ακτίνων. Τέλος, περιβαλλοντολογικές έρευνες-ωκεανολογία ή λιμνολογία στο νερό, παγετονολογία (glaciology) είναι επίσης εφαρμογές αυτών των συσκευών. Το πρόγραμμα AMANDA Το AMANDA(Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) χρησιμοποιεί τον φυσικό πάγο της Ανταρκτικής σαν στόχο και σαν μέσο της ακτινοβολίας Cherenkov. Ο ανιχνευτής αποτελείται από σειρές ΟΜ ενσωματωμένες στα 3km πάγου στο νότιο πόλο. Το κάθε ΟΜ είναι ουσιαστικά ένας φωτοπολαπλασιαστής σε ένα γυάλινο δοχείο. Οι σειρές τοποθετούνται μέσα σε τρύπες που ανοίχτηκαν με πεπιεσμένο ζεστό νερό. Η στήλη νερού στην τρύπα ξαναπαγώνει μέσα σε ώρες, εγκλωβίζοντας την σειρά στην τελική της θέση. Κάθε ΟΜ έχει το δικό του καλώδιο υψηλής τάσης το οποίο μεταδίδει και το ανοδικό σήμα. Τα στοιχεία κάτω απ τον πάγο διατηρούνται όσο πιο απλά γίνεται, όλα τα ηλεκτρονικά απόκτησης δεδομένων βρίσκονται σε ένα κτίριο στην επιφάνεια. Η απλότητα των στοιχείων κάτω από τον πάγο και η μη ιεραρχική δομή κάνουν τον ανιχνευτή πολύ αξιόπιστο. Στην πρώτη εξερευνητική φάση του εγχειρήματος (1993/4) το AMANDA-A ποντίστηκε σε βάθος m. Μελέτες των οπτικών ιδιοτήτων του πάγου από το AMANDA-A βρήκαν υψηλή περιεκτικότητα φυσαλίδων αέρα σε αυτά τα βάθη οι οποίες οδηγούν σε ισχυρή σκέδαση του φωτός, καθιστώντας αδύνατη την ακριβή ανακατασκευή της τροχιάς των σωματιδίων. Γι αυτό, την χρονιά 1995/6 ποντίστηκε το AMANDA-B4 σε βάθη από 1545 ως 1978m, όπου η συγκέντρωση των φυσαλίδων αναμένονταν να ήταν αμελητέα συμφώνα με τους υπολογισμούς που προέκυψαν από τα αποτελέσματα του AMANDA-A. Ο ανιχνευτής αναβαθμίστηκε το 1996/7 με έξι σειρές 216 ΟΜ επιπλέον και γιαυτό ονομάστηκε AMANDA-B10. Τη χρονιά 1997/8 αναβαθμίστηκε ξανά με 3 σειρές μεταξύ 1150 και 2350mμε όργανα που μπορούσαν να πραγματοποιήσουν διαφορές αποστολές. Πρώτα απ όλα να εξερευνήσουν τον πολύ βαθύ πάγο με προοπτική έναν μελλοντικό ανιχνευτή. Δευτερευόντως, σχημάτισαν μια γωνία του AMANDA-II που είναι το επόμενο στάδιο του AMANDA με συνολικά 700 ΟΜ. Τρίτον, δοκιμάζουν την μεταφορά δεδομένων μέσω οπτικών ινών. Υπάρχουν πολλά πλεονεκτήματα τα οποία καθιστούν τον νότιο πόλο έναν μοναδικό τόπο για ένα νετρινικό τηλεσκόπιο: Η γεωγραφική τοποθεσία: Ένας ανιχνευτής στον νότιο πόλο παρακολουθεί το βόρειο ημισφαίριο, και συμπληρώνει τους υπάρχοντες ή μελλοντικά σχεδιαζόμενους ανιχνευτές 72

74 Ο πάγος είναι ένα στείρο μέσο. Ο θόρυβος δίνεται μόνο από τον μαύρο θόρυβο των PMT και από τις διασπάσεις του 40 K στο γυαλί των γυάλινων προστατευτικών, το οποίο είναι 0,5-1,5kHzγια τα PMTs και τις σφαίρες που χρησιμοποιήθηκαν. Ωκεάνια και πειράματα στις λίμνες έχουν να αντιμετωπίσουν ρυθμούς θορύβων100khzλόγω της βιοφωτεινότητας ή διασπάσεις 40 K. Αυτό το γεγονός διευκολύνει τα πειράματα μέτρησης ρυθμού(counting rate experiments) όπως η έρευνα για χαμηλοενεργειακά νετρίνα από υπερκαινοφανείς ή GRBs, και επίσης οδηγεί σε λιγότερα τυχαία χτυπήματα σε μιονικά γεγονότα-ένα ουσιαστικό πλεονέκτημα για σκανδαλισμό (trigger formation) και ανακατασκευή τροχιάς. Το AMANDA μπορεί να λειτουργήσει σε συγχρονισμό με τις διατάξεις για ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς που βρίσκονται στην επιφάνεια. Έκτος του ότι συμπληρώνουν τις πληροφορίες από τις επιφανειακές διατάξεις με μετρήσεις μιονίων που διεισδύουν στα βάθη του AMANDA, η πληροφορία από τους ατμοσφαιρικούς καταιγισμούς μπορεί να χρησιμοποιηθεί για να καλιμπραριστεί το AMANDA. Ο νότιος πόλος έχει εξαιρετική υποδομή. Θέματα μείζονος σημασίας για να τρέξουν μεγάλα πειράματα όπως μεταφορές, παροχή ισχύος, δορυφορικές επικοινωνίες και τεχνική υποστήριξη είναι λυμένα και έχουν δοκιμαστεί κατά την διάρκεια πολλών χρόνων λειτουργίας. Οι διαδικασίες γεώτρησης και ανάπτυξης είναι δοκιμασμένες. Περίπου 5 μέρες χρειάζονται για να ανοιχτεί μια τρύπα και να ποντιστεί μια σειρά PMTs σε βάθος 2000 m. Οι οπτικές ιδιότητες του πάγου προέκυψαν πολύ διαφορετικές από ότι αναμένονταν πριν την φάση AMANDA-A. Ενώ η απορρόφηση είναι πολύ πιο ασθενής από τους ωκεανούς, φαινόμενα σκέδασης προκύπτουν πολύ πιο ισχυρά. Ακόμα και σε βάθη κάτω από τα 1400m, όπου φυσαλίδες έχουν μετατραπεί σχεδόν τελείως σε ένυδρο αέρα, η σκέδαση είναι σχεδόν μια τάξη μεγέθους ισχυρότερη από ότι στο νερό. Γεώτρηση και διαδικασία πόντισης Το τρύπημα του πάγου γίνεται λιώνοντας τον με πεπιεσμένο νερό στους 75 ο C. Oεξοπλισμός τρυπήματος λειτουργεί στην ισχύ των 1,9MWκαι η τυπική ταχύτητα του τρυπανιού είναι περίπου 1 cm/s. Παίρνει περίπου 3,5 μέρες για να ανοιχτεί μια τρύπα διαμέτρου 50-60cm σε 2000 mβάθους Την χρονιά 1995/6, ανοίχτηκαν 4 τρύπες, με την βαθύτερη να φτάνει τα 2180m. Πήρε τυπικά 8 ώρες να απομακρυνθεί το τρυπάνι και η αντλία ανακύκλωσης νερού από την ολοκληρωμένη τρύπα. Η πόντιση μιας σειράς 20 ΟΜ και πολλών συσκευών καλιμπραρίσματος πήρε 18 ώρες(με όριο 35 πριν ξαναπαγώσει το νερό). Πολλές διαγνωστικές συσκευές επιτρέπουν την παρακολούθηση των μηχανικών και θερμικών παραμέτρων κατά την διάρκεια της διαδικασίας ξαναπαγώματος και μετά. Δείχτηκε πως η θερμοκρασία αυξάνει σε σχέση με το βάθος σε καλή συμφωνία με την πρόβλεψή του πρότυπου υπολογισμού ροής θερμότητας για τον πάγο του νότιου πόλου. Στα μεγαλύτερα βάθη, η θερμοκρασία του πάγου είναι -31 o C, περίπου 20 ο θερμότερη από ότι στην επιφάνεια. Κατά την διάρκεια του ξαναπαγώματος, η πίεση έφτασε την μέγιστη τιμή των 460 atm, πάνω από την διπλάσια υδροστατική πίεση που ασκείται ασυμπτωτικά. 73

75 Σχεδιασμός του ανιχνευτή Οι 4 σειρές του AMANDA-B4 ποντίστηκαν σε βάθη μεταξύ 1545 και 1978m. Ένα ΟΜ αποτελείται από μια γυάλινη σφαίρα 30 cmεξοπλισμένη με 8 φωτοπολαπλασιαστή Hamamatsu R5912-2, μια έκδοση 14-δυνόδων τουr5912. Τα PMTs λειτουργούν με gain 10 9 ώστε να οδηγούν τους παλμούς διαμέσου του ομοαξονικού καλωδίου 2 km χωρίς αύξηση της συχνότητας. Το πλάτος ενός φωτοηλεκτρονικού παλμού είναι περίπου 1V. Ο μετρημένος ρυθμός θορύβου των PMTs του AMANDA-B4 είναι τυπικά 400 Hz (κατώφλι 0,4 φωτοηλεκτρονίων). Η φωτοκάθοδος είναι μια οπτική επαφή με την γυάλινη σφαίρα με την χρήση τζελ σιλικόνης. Η διάδοση του γυαλιού της σφαίρας πίεσης είναι περίπου 90% στην φασματική περιοχή μεταξύ 400 και 600 nm, το όριο 50%( 50% cutoff) στην υπέρυθρη πλευρά είναι στα περίπου 365nm. Οι γυάλινες σφαίρες είναι σχεδιασμένες να αντέχουν πιέσεις έως 660 atm. Κάθε σειρά κουβαλά 20 ΟΜ με κάθετο κενό 20m(σχήμα 35). Εφτά από τα 80 PMTs του AMANDA-B4 χάθηκαν λόγω υπερβολικής πίεσης και δυνάμεων σύνθλιψης στους ηλεκτρικούς συνδετήρες κατά την διάρκεια του ξαναπαγώματος. Αυτές οι απώλειες μπορούν να μειωθούν με τρύπημα ελεγχόμενο από υπολογιστή αποφεύγοντας ισχυρές ανωμαλίες στην διάμετρο της τρύπας, και με βελτιωμένους συνδετήρες. Προσομοίωση και ανακατασκευή μιονίων Η προσομοίωση περιλαμβάνει προγράμματα ατμοσφαιρικών καταιγισμών που προσομοιώνουν την παραγωγή μιονίων που κινούνται προς τα κάτω από πρωτογενή κοσμικά πρωτόνια ή και πυρήνες με ενέργειες έως 1 PeV. Μιόνια που κινούνται προς τα πάνω μπορούν να δημιουργούνται από ατμοσφαιρικά νετρίνα, από neutralino που εξαϋλώνονται στο κέντρο της γης, και από σημειακές πηγές. Χρησιμοποιούνται τυχαίες ενεργειακές κατανομές και γωνίες πηγών και μπορεί να αρχίζουν οπουδήποτε μέσα στον ενεργό (fiducial) όγκο και να διαδίδονται προσομοιώνοντας την τυχαία απώλεια ενέργειας. Θα ήταν υπολογιστικά μη πρακτικό να δημιουργήσουμε και να ακολουθήσουμε το μονοπάτι καθενός από τα πολλαπλώς σκεδασμένα φωτόνια Cherenkov που παράχθηκαν από τα μιόνια και τους δευτερεύοντες καταιγισμούς για κάθε προσομοιωμένο γεγονός. Οπότε, αυτό το βήμα πραγματοποιείται κάνοντας την διάδοση του φωτονίου μόνο μια φορά από ένα ξεχωριστό πρόγραμμα MonteCarlo και αποθηκεύοντας τα αποτελέσματα σε μεγάλους πολυδιάστατους πίνακες. Οι πίνακες δίνουν την κατανομή του μέσου αριθμού των αναμενόμενων φωτοηλεκτρονίων και την κατανομή του χρόνου καθυστέρησης σαν μια συνάρτηση της θέσης και του προσανατολισμού του κάθε PMT σχετικού με την τροχιά του μιονίου. Περιλαμβάνουν τα αποτελέσματα της εξαρτώμενης από το μήκος κβαντικής απόδοσης, τους συντελεστές διάδοσης των γυάλινων σφαιρών και του οπτικού τζελ, και τις ιδιότητες απορρόφησης και σκεδασμού του πάγου. Μόλις δημιουργηθούν οι πίνακες, τα γεγονότα μπορούν να προσομοιωθούν γρήγορα εντοπίζοντας τον PMT τον σχετικό με κάθε εισερχόμενο σωματίδιο και ψάχνοντας τον αναμενόμενο αριθμό και τη χρονική κατανομή των φωτοηλεκτρονίων στου πίνακες. Για να αναπαραχθεί το πλάτος και η χρονική πληροφορία χρησιμοποιούνται, τα γνωστά χαρακτηριστικά των PMT, τα μετρούμενα σχήματα των παλμών, τα ύψη και οι καθυστερήσεις των 74

76 παλμών κατά την διάδοση του σήματος κατά μήκος των καλωδίων, και η επίδραση των ηλεκτρονικών. Σχήμα 35: Κάτοψη AMANDA-B4, με αποστάσεις μεταξύ σειρών σε μέτρα, δίπλα βλέπουμε ΟΜ και πηγές φωτός καλιμπραρίσματος. PMTs που βλέπουν προς τα πάνω σημειώνονται με βέλη. Ανακατασκευή τροχιών Η διαδικασία ανακατασκευής για μια μιονική τροχιά αποτελείται από 5 βήματα: 1. Απόρριψη των χτυπημάτων θορύβου, π.χ. χτυπήματα(hits) που είτε έχουν πολύ μικρή τιμή ADC ή είναι απομονωμένα χρονικά σε σχέση με τον χρόνο σκανδαλισμού (trigger time) ή σε σχέση με το κοντινότερο χτυπημένο ΟΜ. 75

77 2. Μια προσέγγιση γραμμής η οποία αποδίδει ένα σημείο στην τροχιά με διάνυσμα συντεταγμένων r i και μια ταχύτητα με διάνυσμα u:όπου t i ο χρόνος αντίδρασης του ιοστού PMT. 3. Μια πιθανή προσαρμογή (fit) βασισμένη στους μετρημένους χρόνους που παίρνει τις παραμέτρους της τροχιάς που πάρθηκαν από την γραμμική προσαρμογή (line fit) σαν τιμές εκκίνησης. Αυτή η προσαρμογή χρόνου παράγει γωνίες και συντεταγμένες της τροχιάς όπως και ένα πιθανό μέσο μήκος σκέδασης L time. 4. Μια πιθανολογική προσαρμογή (likelihood fit) που χρησιμοποιεί τις προσαρμοσμένες παραμέτρους τροχιάς (fitted track parameters) από την προσαρμογή χρόνου (time fit) και αφήνει την εκπομπή φωτός ανά μονάδα μήκους να ποικίλει, μέχρι οι πιθανότητες ενός χτυπήματος σε PMTs να είναι χτύπημα και ένα μη χτύπημα σε PMTs να είναι μη χτύπημα, μεγιστοποιούνται. Αυτή η προσαρμογή δεν ποικίλει την διεύθυνση της τροχιάς αλλά αποδίδει ένα πιθανολογικό L hit που μπορεί να χρησιμοποιηθεί σαν παράμετρος ποιότητας. 5. Μια ανάλυση ποιότητας, π.χ. εφαρμογή κοψιμάτων (cuts) ώστε να απορριφθούν κακώς επαναδομημένα γεγονότα. Έρευνα για μιόνια που πηγαίνουν προς τα πάνω Το AMANDA-B4 δεν είναι ένας πλήρως αναπτυγμένος νετρινικός ανιχνευτής, αλλά μια συσκευή η οποία δείχνει το πραγματοποιήσιμο της ανακατασκευής της τροχιάς μιονίων στο Ανταρκτικό πάγο. Ο περιορισμένος αριθμός ΟΜ και οι δυνατότητες χειρισμού σε όλες εκτός από την κάθετη διεύθυνση περιπλέκουν την απόρριψη ψεύτικων γεγονότων. Μόνο ο διαχωρισμός μερικών μιονικών υποψηφίων που κινούνταν προς τα πάνω ήταν εφικτός. Έγιναν δύο ανεξάρτητες αναλύσεις. Στη μια χρησιμοποιήθηκε η προσέγγιση της πιθανολογικής συνάρτησης με συνάρτηση Fμε εκθετική ουρά, στην άλλη η προσέγγιση μιας συνάρτησης γάμμα(gamma function) με έναν όρο απορρόφησης. Στις δυο αναλύσεις εφαρμόσθηκαν κριτήρια διαχωρισμού τα οποία αποκτώνται από ένα σταδιακό στένεμα των κοψιμάτων των διαφορετικών παραμέτρων IceCube Το τηλεσκόπιο νετρίνων IceCube είναι ότι πιο σύγχρονο διαθέτουμε για να παρακολουθήσουμε τον ουρανό για νετρίνα υπερυψηλών ενεργειών, σημειακές πηγές νετρίνων, νετρίνα από καταστροφικά γεγονότα κτλ. Είναι ο διάδοχος του AMANDAστον νότιο πόλο, έχει κατασκευαστεί εκεί που ήταν το AMANDA, μέσα στους πολικούς πάγους με τον ίδιο τρόπο που έχει φτιαχτεί και το AMANDA(τρυπώντας τον πάγο με ζεστό νερό και ποντίζοντας γραμμές με φωτοπλαπλασιαστές). Αποτελείται από PMTs οι οποίοι είναι σε 86 γραμμές σε βάθος 1,5-2,5km μέσα στον πάγο όπως φαίνεται στο σχήμα

78 Σχήμα 36: Σχηματική απεικόνιση του ανιχνευτή IceCube. Οι ανιχνευτές λειτουργούν με τον τρόπο που έχει περιγραφεί πιο πάνω, ανιχνεύοντας δηλαδή την ακτινοβολία Cherenkovτων δευτερευόντων σωματιδίων όταν ένα νετρίνο τύχει να αλληλεπιδράσει κοντά ή μέσα στον ανιχνευτή. Ο καθαρός πάγος(χωρίς φυσαλίδες που προκαλούν σκέδαση του φωτός) χρησιμοποιείται και σαν στόχος και σαν μέσο διάδοσης. Από τα πρώτα αποτελέσματα των αναλύσεων για σημειακές πηγές που πάρθηκαν την περίοδο από Απρίλη 2008 έως Μάιο 2011 δεν βρέθηκε κάποια νετρινική πηγή, τέθηκαν όμως άνω όρια που σε μερικά σημεία του ουρανού φτάνουν για πρώτη φορά τα TeV -1 cm -2 s -1.Τα αποτελέσματα αυτά χωρίζονται σε τρεις κατηγορίες ανάλογα με την διαμόρφωση του ανιχνευτή, IC-40 με 40 γραμμές ενεργές, IC-59 με 59 γραμμές ενεργές και IC-79 με 79 γραμμές ενεργές. Ανίχνευση και διαλογή γεγονότων Όπως και στις προηγούμενες περιπτώσεις, ένα από τα πιο σημαντικά βήματα είναι η απομάκρυνση του ατμοσφαιρικού μιονικού υποβάθρου. Ένα σημαντικό κομμάτι αυτής της διαδικασίας είναι η απόρριψη κακώς επαναδομημένων γεγονότων που κατευθύνονται προς τα πάνω από τον βόρειο ουρανό και επιλογή υψηλοενεργειακών μιονίων που κατευθύνονται προς τα κάτω από τον νότιο ουρανό. Περαιτέρω υπολογιστική επεξεργασία είναι αναγκαία με ανακατασκευής τροχιάς και αλγορίθμους. Τα αποτελέσματα της σάρωσης όλου του ουρανού φαίνονται στον παρακάτω πρώτο χάρτη: 77

79 Σχήμα 37: Χάρτης σημαντικότητας, σε ισημερινές συντεταγμένες, όλης της σάρωσης του ουρανού για σημειακές πηγές από το συνδυασμένο δείγμα IC79+IC59+IC40. Η διάστικτη γραμμή δείχνει τον γαλαξιακό δίσκο. Η πιο σημαντική απόκλιση στον βόρειο ουρανό έχει p-τιμή 1, και βρίσκεται 34,25r.a. και 2,75dec. Ομοίως, η πιο σημαντική απόκλιση στον νότιο ουρανό έχει τιμή-p8, και βρίσκεται στο219,25r.a. και 38,75dec.Και οι δύο αποκλίσεις είναι συμβατές με την υπόθεση υποβάθρου. Το σχήμα 38 δείχνει τα άνω όρια της E -2 μιονικής ροής νετρίνων υπολογισμένη στο 90% C.L. για κάθε μια από τις πηγές από μια λίστα υποψηφίων. Σχήμα 38: Άνω όρια μιονικών νετρινικών ροών 90% C.L. και ευαισθησίες για φάσμα E -2.Με κόκκινη γραμμή είναι το όριο από το πείραμα ANTARES και με μπλε από τα μέχρι τώρα δεδομένα του IceCube[25]. 78

80 4.4.4 ΚΜ3NeT Το ΚΜ3NeT θα είναι ένα υποθαλάσσιο παρατηρητήριο νετρίνων το οποίο δευτερευόντως θα έχει την δυνατότητα μελέτης σε πολλά επιστημονικά πεδία εκτός της αστροφυσικής. Θα κατασκευαστεί σε τρεις επιλεγμένες τοποθεσίες, πιθανότητα στο θαλάσσιο χώρο κοντά στην Πύλο, στην Τουλόν της Γαλλίας και ανοιχτά της Σικελίας (Κάπο Πάσερο), όπως φαίνεται στο χάρτη (σχήμα 39).Όταν το ΚΜ3NeT όντως πραγματοποιηθεί θα είναι η δεύτερη μεγαλύτερη ανθρώπινη κατασκευή μετά το Σινικό Τείχος με χωρίς προηγούμενο δυνατότητας συλλογής δεδομένων σε πραγματικό χρόνο και για μια σειρά επιστημονικών πεδίων όπως κλιματολογία, γεωλογία, θαλάσσια βιολογία και ωκεανογραφία. Σχήμα 39: Βυθομετρικός χάρτης της Μεσογείου με τις υποψήφιες τοποθεσίες εγκατάστασης του ΚΜ3NeT Σε ενέργειες μερικών εκατοντάδων TeVη γη αρχίζει να γίνεται αδιαφανής στα νετρίνα. Εφόσον σε αυτές τις ενέργειες το ατμοσφαιρικό μιονικό υπόβαθρο είναι μικρό, κοσμικά νετρίνα από κατευθύνσεις πάνω από τον ορίζοντα μπορούν να ταυτοποιηθούν. Το ΚΜ3NeT θα παρατηρεί το κομμάτι του ουρανού που μένει αθέατο από το IceCube, ψάχνοντας κυρίως για σημειακές νετρινικές πηγές. Θα είναι δυνατός ο διαχωρισμός των γεγονότων που προέρχονται από το πάνω κομμάτι του ουρανού από αυτά που προέρχονται από το κάτω κομμάτι. Επομένως, καθώς η ανιχνευτική διάταξη θα παρατηρεί προς το εσωτερικό της γης,θα «βλέπει» κυρίως τη νότια ουράνια σφαίρα. Οι δυνατότητες ανακάλυψης δίνονται κατ εκτίμηση στα σχήματα 40 και 41. Λόγω του γεγονότος πως τα νετρίνα είναι μοναδικοί αγγελιοφόροι των πιο ακραίων διαδικασιών του σύμπαντος, το επιστημονικό ενδιαφέρον είναι τεράστιο και τα νετρινικά τηλεσκόπια νέα γενιάς θα είναι ό,τι πιο προηγμένο τεχνολογικά διαθέτουμε. 79

81 Σχήμα 40: Πιθανή ευαισθησία του KM3NeT σε νετρινικές πηγές (φάσμα Ε -2 ) για ένα χρόνο παρατήρησης συναρτήσει της απόκλισης της πηγής. Η κόκκινη γραμμή δείχνει την ευαισθησία ροής (flux sensitivity90% CL;full line) και η κόκκινη διακεκομμένη την ροή ανακάλυψης (discovery flux5σ, 50% probability) και η μαύρη τη ροή του IceCube (5σ, 50% probability)οι κόκκινες κάθετες γραμμές στη βάση δείχνουν τις θέσεις των γαλαξιακών πηγών ακτίνων γ και το μπλε αστέρι δείχνει την θέση του γαλαξιακού κέντρου. Σχήμα 41: Πιθανή ευαισθησία KM3NeT σε σύγκρισή με άλλα τηλεσκόπια νετρίνων. 80

82 Η κύρια λειτουργία του ΚΜ3NeT είναι η έρευνα για σημειακές πηγές οι οποίες μπορεί να είναι: Γαλαξιακά αντικείμενα, όπως κατάλοιπα υπερκαινοφανών, αστρικός άνεμος από αστέρες νετρονίων, micro quasars, μη ταυτοποιημένες πηγές ακτίνων γ στην περιοχή των TeV. Τα ενεργειακά φάσματα από αυτές τις πηγές αναμένεται να εκτείνονται έως τα 100 TeV. Εξωγαλαξιακές σημειακές πηγές, όπως ενεργά κέντρα γαλαξιών (AGNs) ή αναλαμπές ακτίνων γ (GRBs). Αυτά τα αντικείμενα έχουν ηλεκτρομαγνητικές εκπομπές που μπορεί να έχουν σημαντικές χρονικές διαφοροποιήσεις. Σε αυτές τις περιπτώσεις, οι χρονικοί συσχετισμοί των νετρινικών γεγονότων με τις εκλάμψεις αυτών των αντικειμένων μπορούν να μειώσουν το υπόβαθρο. Τα ενεργειακά τους φάσματα αναμένεται να είναι σκληρότερα από αυτά των γαλαξιακών πηγών. Εφόσον τα νετρίνα μπορούν να ξεφύγουν από πυκνά περιβάλλοντα, κάτι το οποίο δεν ισχύει για τα φωτόνια, είναι πιθανόν να ανακαλυφθούν νετρινικές πηγές σε σημεία του ουρανού που δεν το περιμένουμε. Μια υψηλοενεργειακή διάχυτη ροή αναμένεται από μακρινές πηγές. Αυτές οι πηγές δεν μπορούν να διαχωριστούν μεμονωμένα και τα νετρίνα παράγονται από συγκρούσεις κοσμικών ακτίνων με τη διαστρική ύλη ή πεδία ακτινοβολίας (radiation fields). Υπάρχουν κυρίαρχα σενάρια για την σκοτεινή ύλη να αποτελείται από WIMPs. Σε αυτήν την περίπτωση, νετρίνα μπορεί να παραχθούν από εξαϋλώσειςwimps σε περιοχές που αυτά υπάρχουν σε μεγάλη πυκνότητα, όπως το κέντρο του ήλιου ή το κέντρο του γαλαξία. Η ενέργεια των νετρίνων που προκύπτουν θα είναι χαμηλή αλλά μπορεί να εκτείνεται ως ένα μέγιστο που είναι η μάζα του WIMP, που τυπικά αναμένεται να είναι μικρότερη από μερικά TeV. Σχήμα 42: Χάρτης του ουρανού με σημειωμένες τις πιθανές πηγές νετρίνων (γαλαξιακές συντεταγμένες) 81