Τα νετρίνα ως πηγή πληροφοριών

Τα νετρίνα ως πηγή πληροφοριών Εισαγωγή Το Σύπαν έχει εξερευνηθεί έσω του ηλεκτροαγνητικού φάσατος, από ραδιοκύατα ως και ακτίνες γάα υψηλής ενέργειας. Η δυνατότητα εξερεύνησης του ε την χρήση ενός νέου σωατίου, του νετρίνου, ανοίγει ένα νέο παράθυρο παρατήρησης στον Κόσο. Στο παρόν Κεφάλαιο περιγράφεται η αξιοποίηση των νετρίνων ως πηγή πληροφορίας και παρατήρησης του Σύπαντος. Σχήα.1: Τα νετρίνα διασχίζουν σηαντικά εγαλύτερες αποστάσεις από τα φωτόνια, γιατί αλληλεπιδρούν όνο ασθενώς και βαρυτικά, σε αντίθεση ε τα φωτόνια και τα φορτισένα σωάτια. Η ανίχνευση σηειακών πηγών νετρίνων στην Ουράνια Σφαίρα είναι ουσιώδης στον εντοπισό ιδιαίτερα ενεργών αστροφυσικών αντικειένων στα οποία 9

δηιουργούνται ή/και επιταχύνονται οι υψηλοενεργειακές κοσικές ακτίνες που παρατηρούε. Παραδείγατος χάριν, εικάζεται ότι ο Γαλαξίας ας έχει στο κέντρο του ία ελανή οπή άζας 6 ~10 Μ, η οποία λειτουργεί ως Ενεργός Γαλαξιακός Πυρήνας (AGN). Με την έτρηση της ροής νετρίνων από το κέντρο του Γαλαξία θα δωθεί η δυνατότητα επιβεβαίωσης και ελέγχου διαφόρων θεωρητικών οντέλων δηιουργίας των κοσικών ακτινών υψηλών ενεργειών. Το γεγονός ότι τα νετρίνα δεν αλληλεπιδρούν παρά όνο ε ασθενείς και βαρυτικές αλληλεπιδράσεις τα καθιστά ιδανικούς φορείς πληροφορίας (βλέπε Σχήα.1). Πρωτίστως, τα νετρίνα δεν απορροφώνται από την διαστρική ύλη, και δεν αλληλεπιδρούν ε το κοσικό υπόβαθρο της ικροκυατικής ακτινοβολίας, αντίθετα ε τα φωτόνια και τα φορτισένα σωάτια. Επιπλέον, δεν εκτρέπονται από αγνητικά πεδία, παρά όνο από το ασθενές βαρυτικό πεδίο του Γαλαξιακού και διαγαλαξιακού χώρου. Οι κοσικοί επιταχυντές θα πρέπει να παράγουν σηαντική ροή υψηλοενεργειακών νετρίνων (βλέπε Σχήα.1), έσω της αλληλεπίδρασης ενός ποσοστού κοσικών ακτινών (πρωτόνια) στην περιοχή της δηιουργίας τους ε την περιβάλλουσα ύλη και τα ηλεκτροαγνητικά πεδία (beam dump σενάριο). Η αλληλεπίδραση αυτή οδηγεί σε παραγωγή εσονίων ε ικρή διάρκεια ζωής τα οποία στην συνέχεια διασπόνται σε ιόνια και ηλεκτρόνια σύφωνα ε τις διαδικασίες: ± p+ X π + Y ± + ν ( ν ) e ± + ν ( ν ) + ν ( ν ) e e (.1) ± p+ X K + Y ± + ν ( ν ) e ± + p+ γ π + n + ν ( ν ) + ν ( ν ) e e + + ν + e e + ν + ν (.) (.3) Εντός της πηγής παραγωγής και επιτάχυνσης των κοσικών πρωτονίων, το υλικό του στόχου αποτελείται από UV ή X-rays ή από αδρόνια. Από τις αλληλεπιδράσεις των πρωτογενών πρωτονίων ε το υλικό του στόχου δηιουργούνται κυρίως πιόνια και σε ικρότερη έκταση καόνια. Η διάσπαση των φορτισένων πιονίων και καονίων 30

έχει ως συνέπεια την παραγωγή ροής νετρίνων. Τα ουδέτερα πιόνια διασπώνται ηλεκτροαγνητικά σε δύο φωτόνια, και έτσι συνεισφέρουν στο υψηλοενεργειακό φάσα ακτινών γάα από την πηγή. Οι σχετικές εντάσεις της ροής των διαφορετικών ειδών νετρίνων είναι στενά συνδεδεένες ε τον ηχανισό παραγωγής και διάδοσης των νετρίνων. Ενώ η απόλυτη ροή εξαρτάται από πολλές, ως επί το πλείστον άγνωστες, ιδιότητες των πηγών παραγωγής τους, ο λόγος των αναενόενων ροών για τα τρία γνωστά είδη των νετρίνων πορεί να προβλεφθεί ε καλή ακρίβεια. Μετρώντας τον αριθό των νετρίνων στις αλληλεπιδράσεις που περιγράφονται από τις σχέσεις (.1,.,.3), βρίσκουε ότι ο λόγος των ροών είναι: N : N : N = 1::. Η δυνατότητα ν ν ν 0 ταλαντώσεων των νετρίνων (neutrino oscillations) κατά την διάδοση τους πορεί να εταβάλλει το λόγο αυτό. Η επόενη Παράγραφος ασχολείται αποκλειστικά ε το φαινόενο της ταλάντωσης των νετρίνων, λόγω της ιδιαίτερης σηασίας αυτού του φαινοένου στην σύσταση της κοσικής ακτινοβολίας νετρίνων που φτάνουν στη Γη. e τ.1 Ταλαντώσεις νετρίνων Η πιθανότητα ταλάντωσης των νετρίνων διατυπώθηκε για πρώτη φορά το 1957 [4] (βλέπε επίσης και αναφορά [43] για ανασκόπηση επί του θέατος). Για πολλά χρόνια αποτελούσε το πιθανότερο σενάριο ερηνείας του φαινοένου ελλείατος των ηλιακών νετρίνων που φτάνουν στη Γη [44]. Εν τούτοις, εξαιτίας έλλειψης πειραατικών αποδείξεων η υπόθεση της ταλάντωσης των νετρίνων δεν πορούσε να επιβεβαιωθεί για πολύ καιρό. Για πρώτη φορά νετρίνα ανιχνεύτηκαν από τους Cowan και Reines το 1955 έσω της αντίδρασης: 37 37 ve Cl Ar e + +. Η πρώτη προσπάθεια για την ανίχνευση Ηλιακών νετρίνων έγινε από τον Raymond Davis ε την κατασκευή ανιχνευτή βασιζόενου στην αλληλεπίδραση των νετρίνων ε πυρήνες. Το πείραα άρχισε να συλλέγει δεδοένα το 1970 και έχρι το 1994 37 Cl είχε ανιχνεύσει 00 άτοα 37 Ar. Από αυτά τα πειραατικά δεδοένα εκτιήθηκε ότι η ροή των Ηλιακών νετρίνων να είναι.56 ± 0.16( stat) ± 0.16( syst) SNU 1 [45]. Η θεωρητική εκτίηση παραγωγής των ηλιακών νετρίνων βασίζεται σε ηλιακά οντέλα 1 1 SNU ισοδυναεί ε 10-36 αλληλεπιδράσεις νετρίνου ανά δευτερόλεπτο και ανά άτοο του υλικού απορρόφησης. 31

και δίνει αναενόενο αριθό αλληλεπιδράσεων 8.6 ± 1. SNU [46]. Η διαφωνία αυτή εταξύ της προβλεπόενης ροής νετρίνων από το ηλιακό οντέλο και της ετρούενης αναφέρεται στην βιβλιογραφία ως «το πρόβληα των ηλιακών νετρίνων». Το έλλεια των Ηλιακών νετρίνων επιβεβαιώθηκε και από τον ανιχνευτή Kamiokande, οποίος αρχικά είχε σχεδιαστεί για την ελέτη της πιθανής διάσπασης του πρωτονίου που προβλέπεται από τις εγάλο-ενοποιηένες θεωρίες. Ο ανιχνευτής αυτός είναι ανιχνευτής Cherenkov και, σε αντίθεση ε την έθοδο ανίχνευσης έσω της σύλληψης του νετρίνου από πυρήνες, έχει διευθυντική διακριτικότητα. Επιβεβαιώνοντας το έλλεια των ηλιακών νετρίνων, το οποία αρχικά ανακαλύφθηκε έσω της αλληλεπίδρασης των νετρίνων ε ατοικούς πυρήνες, τα πειραατικά δεδοένα έδειξαν ότι ο λόγος της ετρούενης προς την αναενόενη ροή νετρίνων από τον Ήλιο είναι 0.46 ± 0.13( stat) ± 0.08( syst) [47-49]. Για την συνεισφορά τους στην ανίχνευση των νετρίνων αστροφυσικής προέλευσης, οι Raymond Davis και Masatoshi Koshiba τους απονεήθει τον Nobel Φυσικής για το 00 από κοινού ε τον Riccardo Giacconi. Περισσότερα πειράατα έχουν επιβεβαιώσει το έλλεια όχι όνο των ηλιακών [50-53], αλλά και των ατοσφαιρικών νετρίνων [54-58]. Η «εξαφάνιση» των νετρίνων κατά την διάδοση τους από το σηείο παραγωγής τους έχρι και το σηείο ανίχνευσης τους έρχεται σε αντίθεση ε την διατήρηση του λεπτονικού αριθού για κάθε λεπτονική γεύση την οποία προβλέπει το Καθιερωένο Πρότυπο. Η επιπλέον επικρατούσα θεωρία για το έλλεια των νετρίνων είναι η ταλάντωση τους από νετρίνα ιας λεπτονικής γεύσης σε ία άλλη. Επιπλέον στην περίπτωση όπου τα νετρίνα είναι σωάτια Majorana (το νετρίνο είναι αντισωάτιο του εαυτού του), υπάρχει και η εκδοχή των ταλαντώσεων νετρίνου αντινετρίνου. Η πειραατική έθοδος επιβεβαίωσης της ύπαρξης ιας τέτοιας ταλάντωσης θα είναι, για παράδειγα, η παρατήρηση αρνητικά φορτισένων λεπτονίων τα οποία δηιουργούνται από δέση αντινετρίνων [59]. Η ερηνεία των πειραατικών δεδοένων για τα ατοσφαιρικά και ηλιακά νετρίνα προάγει την υπόθεση της ταλάντωσης των νετρίνων. Επιπλέον, πειράατα ε χρήση «εργαστηριακών» πηγών νετρίνων επιβεβαίωσαν τα αποτελέσατα για τις 37 Cl παραέτρους ταλάντωσης. Στο πείραα Kamland ανιχνεύτηκαν ν e, τα οποία παρήχθησαν από πυρηνικούς αντιδραστήρες. Η ετρούενη ροή των νετρίνων είναι 3

συβατή ε τις παραέτρους ταλάντωσης που εκτιήθηκαν από δεδοένα ηλιακών νετρίνων [60]. Παροοίως, στο πείραα ΚΚ έχει ετρηθεί ειωένη ροή νετρίνων ιονίου από δέση νετρίνων που δηιουργήθηκε σε ια απόσταση 50km από τον ανιχνευτή, επιβεβαιώνοντας τα συπεράσατα που προέκυψαν από δεδοένα ατοσφαιρικών νετρίνων [61]. Οι ταλάντωση των νετρίνων (από νετρίνα ιας λεπτονικής γεύσης σε άλλη) είναι συνέπεια του γεγονότος ότι οι ιδιοκαταστάσεις της γεύσης (flavor eigenstates) είναι διαφορετικές από τις ιδιοκαταστάσεις άζας (mass eigenstates) των νετρίνων. Τα νετρίνα δηιουργούνται και αλληλεπιδρούν ως ιδιοκαταστάσεις λεπτονικής γεύσης έσω ασθενών διαδικασιών φορτισένου και ουδέτερου ρεύατος (Charge Current και Neutral Current), αλλά διαδίδονται στον χώρο ως ιδιοκαταστάσεις άζας. Στην περίπτωση που θεωρήσουε τρία είδη νετρίνων 3, οι ιδιοκαταστάσεις λεπτονικής γεύσης και άζας συνδέονται ε την οναδιαία ήτρα PMNS (Pontecorvo-Maki- Nakagawa-Sakata): ως εξής: U U U U U U U e1 e e3 PMNS = 1 3 Uτ1 Uτ U τ3 ν α i * αi i (.4) = U ν, (.5) όπου α=e,,τ συβολίζει ιδιοκατάσταση της λεπτονικής γεύσης και i=1,,3 ιδιοκατάσταση της άζας. Δηλαδή, το κυατοδιάνυσα της ιδιοκατάστασης λεπτονικής γεύσης εκφράζεται ως γραικό άθροισα των ιδιοκαταστάσεων άζας. Αν την χρονική στιγή t=0 ένα νετρίνο ν α, λεπτονικής γεύσης α, δηιουργηθεί και περιγράφεται ε το διάνυσα στιγή, t, θα είναι: ν ν α, η κατάσταση του οποιαδήποτε επόενη χρονική = e ν = U e i, (.6) ih0 t * ieit α t α αi i όπου ε ν παρίσταται το διάνυσα κατάστασης την χρονική στιγή t, είναι η α t H 0 ελεύθερη Χαιλτόνια και i (i=1,,3) είναι οι ιδιοκαταστάσεις άζας. Το νετρίνο στην συνέχεια θα ανιχνευτεί. Η ανίχνευση αφορά την ανίχνευση των προϊόντων της Οι οποίες είναι και ιδιοκαταστάσεις της Χαιλτόνιας που διέπει την διάδοση τους στον κενό χώρο. 3 Δεν λαβάνουε υπόψη την πιθανότητα ύπαρξης στείρων (sterile) νετρίνων, τα οποία δεν αλληλεπιδρούν ε την ύλη ε τις γνωστές αλληλεπιδράσεις. 33

αλληλεπίδρασης του νετρίνου ε την ύλη έσω ασθενών διαδικασιών φορτισένου ή ουδέτερου ρεύατος. Από τα προϊόντα της αλληλεπίδρασης 4 το νετρίνο πορεί να ευρεθεί ότι έχει λεπτονική γεύση β. Η πιθανότητα να παραχθεί ένα νετρίνο ε γεύση α και να ευρεθεί ετά από χρονικό διάστηα t ότι έχει γεύση β είναι 5 : P( ν α ν β ) = ν β ν α (.7) L ( ) = + (exp( Δ ) 1) * Pνα νβ δβα UβiUαi i mi 1 i E είναι η ενέργεια του νετρίνου και Δ mi 1 = mi m1. t, (.8) όπου L είναι η απόσταση εταξύ της πηγής παραγωγής νετρίνων και του ανιχνευτή, Ε Στην περίπτωση που θεωρήσουε ταλάντωση εταξύ δύο γεύσεων νετρίνων ο πίνακας ίξης πορεί να παραετροποιηθεί ως εξής: U PNMS cosθ sinθ =, (.9) sinθ cosθ και η πιθανότητα να παρατηρήσουε νετρίνο γεύσης β ενώ έχει εκπεφθεί από την πηγή νετρίνο γεύσης α είναι: P 1 L = β α, (.10) ( να νβ) sin θ (1 cos π ), L0 όπου E 0 = 4 π, Δ = L m m m 1, Δm είναι το ήκος ταλάντωσης. Η γενική ορφή του πίνακα ίξης για τρεις λεπτονικές γεύσεις νετρίνων πορεί να παραετροποιηθεί ως εξής [6]: c c s c s UPNMS = s c c s s e c c s s s e s c e s s c c s e c s s c s e c c e 1 13 1 13 13 iδ iδ iδ 1 3 1 3 13 1 3 1 3 13 3 13 iδ iδ iδ 1 3 1 3 13 1 3 1 3 13 3 13 όπου στη φάση δ οφείλεται η παραβίαση της CP συετρίας,, (.11) c ij = cosθ και ij s ij = sinθ. Οι γωνίες θ 1 και θ 3 έχουν εκτιηθεί από της ετρήσεις των ηλιακών και ij ατοσφαιρικών νετρίνων αντίστοιχα (έσω προσδιορισού του ελλείατος ηλιακών νετρίνων ηλεκτρονίων και ατοσφαιρικών νετρίνων ιονίων αντίστοιχα), ενώ ένα 4 Εάν νετρίνο λεπτονικής γεύσης α αλληλεπιδράσει ε την ύλη έσω διαδικασίας φορτισένου ρεύατος θα παραχθεί φορτισένο λεπτόνιο της ίδιας λεπτονικής γεύσης, π.χ. e e ν ή ν τ τ. 5 Η αρίθηση των αζών των νετρίνων είναι τέτοια ώστε m 1 <m <m 3. ν ή 34

άνω όριο έχει καθοριστεί για την γωνία θ 13 έσω πειραάτων ανίχνευσης ν e που εκπέπονται από πυρηνικούς αντιδραστήρες. Η φάση δ θα πορούσε να εκτιηθεί έσω πειραάτων ταλάντωσης νετρίνων, στα οποία η ανίχνευση των νετρίνων γίνεται σε εγάλη απόσταση από την πηγή τους (long baseline neutrino oscillation experiments) [63]. Από τα υπάρχοντα πειραατικά αποτελέσατα οι γωνίες ίξης της παραετροποίησης (.11) προσδιορίστηκαν να ανήκουν στις περιοχές επιστοσύνης 68% (99.6%) ως [6]: ε πιο πιθανές τιές: (0.7)0.35 tan θ1 0.5(0.7) (0.45)0.75 tan θ3 1.3(.3) (0)0 sin θ13 0.09(0.074), (.1) tan θ1 = 0.43. (.13) tan θ = 1. 3 Όσον αφορά τις άζες έχει εκτιηθεί η διαφορά Δ m 1 = 7. 10 5 ev από δεδοένα ηλιακών νετρίνων και Δ m 31 =.0 10 3 ev από δεδοένα ατοσφαιρικών νετρίνων [6]. Οι απόλυτες άζες των νετρίνων καθώς και ο τύπος των νετρίνων (σωάτια Dirac ή Majorana) δεν πορούν να προσδιοριστούν από παρατηρήσεις και πειράατα ταλαντώσεων της λεπτονικής γεύσης.. Πηγές Νετρίνων Σε αυτή τη Παράγραφο συνοψίζονται διάφορες πιθανές και γνωστές πηγές υψηλό-ενεργειακών νετρίνων. Μια σύντοη αναθεώρηση των κύριων υποψήφιων αστροφυσικών πηγών ακολουθείται από ία περιγραφή της ροής των ατοσφαιρικών νετρίνων. Η πρόβλεψη της διάχυτης ροής των νετρίνων από το γειτονικό Σύπαν συνοψίζεται στην Παράγραφο.3...1 Νετρίνα από τον Γαλαξιακό Δίσκο Γαλαξιακά νετρίνα παράγονται έσω αδρονικών αλληλεπιδράσεων που συβαίνουν όταν σωάτια της κοσικής ακτινοβολίας διαχέονται και αλληλεπιδρούν στην διαστρική ύλη. Μεγάλο έρος της διαθέσιης ενέργειας των υψηλόενεργειακών κοσικών ακτινών διατίθεται για την παραγωγή εσονίων, τα οποία 35

στην συνέχεια διασπόνται ε προϊόντα εταξύ άλλων ακτίνες γάα και νετρίνα. Τα εσόνια διασπόνται πριν προλάβουν να αλληλεπιδράσουν ε την αραιή ενδογαλαξιακή ύλη, οπότε το ενεργειακό φάσα των παραγόενων ακτινών γάα και νετρίνων οιάζει ε το φάσα των κοσικών ακτινών στο διαστρικό έσο, dn de.7 E... Νετρίνα από Ενεργειακούς Γαλαξιακούς Πυρήνες Οι ενεργειακοί γαλαξιακοί πυρήνες (AGN ή Active Galactic Nuclei) είναι πολύ λαπρά κέντρα γαλαξιών, ε φωτεινότητα συγκρίσιη ενός ολόκληρου γαλαξία. Εκπέπουν φωτόνια σε όλο το ηλεκτροαγνητικό φάσα, από ραδιοκύατα ως και ακτίνες γάα ενέργειας TeV. Η περιοχή εκποπής πρέπει να είναι αρκετά συπαγής έτσι ώστε να δικαιολογούνται οι παρατηρούενες εταβολές της φωτεινότητας σε χρονική κλίακα ηερών, ωρών ή και λιγότερο [64]. Η γενικά αποδεκτή άποψη είναι ότι ένας ενεργειακός γαλαξιακός πυρήνας περιέχει ία ελανή οπή ε άζα M 10 που περιβάλλεται από ένα δίσκο 8 M πρόσφυσης (accretion disc). Η ενέργεια που απαιτείται για την εξήγηση της παρατηρούενης φωτεινότητας των AGNs διατίθεται από την ύλη του δίσκου πρόσφυσης η οποία πέφτει ελικοειδώς έσα στην ελανή οπή. Η πλειοψηφία της ενέργειας εκλύεται έσω πιδάκων (jets), που αποακρύνονται από τον πυρήνα παράλληλα του άξονα περιστροφής της οπής. Τα παρατηρούενα χαρακτηριστικά του ενεργού γαλαξιακού πυρήνα εταβάλλονται σηαντικά, ανάλογα ε την διεύθυνση του πίδακα σε σχέση ε την διεύθυνση παρατήρησης, καθώς και ε την απόσταση [65]. Νετρίνα και ακτίνες γάα υψηλότερων ενεργειών αναένεται να ανιχνεύονται από παρατηρητή που βρίσκεται κατά ήκος της διεύθυνσης του πίδακα. Οι ενεργειακοί γαλαξιακοί πυρήνες ε πίδακες που κοιτούν προς την Γη εφανίζονται σαν Blazars. Δυο σχετικά κοντινά Blazars είναι τα Mrk41 και Mrk501, από όπου έχουν παρατηρηθεί ακτίνες γάα ενέργειας έχρι και 0TeV [66-68]. Στο Σχήα. περιγράφεται σχηατικά ο ηχανισός παραγωγής ακτινών γάα και νετρίνων στην περιοχή του πίδακα ενός ενεργού γαλαξιακού πυρήνα. Φορτισένα σωάτια επιταχύνονται σε σχετικιστικές ταχύτητες εντός του πίδακα και αλληλεπιδρούν ε φωτόνια παράγοντας εσόνια τα οποία στην συνέχεια παράγουν υψηλοενεργειακές ακτίνες γάα και νετρίνα. Η παρατηρούενη εταβλητότητα της φωτεινότητας των 36

AGNs (t~1έρα) καθορίζει το έγεθος των περιοχών επιτάχυνσης εντός του πίδακα σε: R=γtc,και υποθέτοντας ένα παράγοντα Lorentz γ~10 δίνει R~10 - pc. Σχήα.: Πιθανός ηχανισός παραγωγής υψηλοενεργειακών ακτινών γάα και νετρίνων από ενεργειακούς γαλαξιακούς πυρήνες. Ηλεκτρόνια και πρωτόνια που επιταχύνονται έσα σε στρώατα σχετικιστικών αέριων αζών κατά ήκος του πίδακα, αλληλεπιδρούν ε φωτόνια τα οποία ακτινοβολούνται από την περιοχή του δίσκου πρόσφυσης. Η αλληλεπίδραση δηιουργεί πιόνια τα οποία στην συνέχεια διασπώνται σε ακτίνες γάα και νετρίνα...3 Εκλάψεις ακτινών γάα Οι εκλάψεις ακτινών γάα (Gamma Ray Bursts ή GRBs) είναι έντονες πηγές ηλεκτροαγνητικής ακτινοβολίας διάρκειας περίπου 0.1-10 δευτερολέπτων ε ικρό χρόνο ανόδου της τάξης του ενός ms και εκθετική εξασθένιση. Ο ικρός χρόνος διάρκειας και ανόδου αρτυρά ότι η πηγή εκποπής των εκλάψεων είναι συπαγή αντικείενα εγέθους ερικών δεκάδων χιλιοέτρων. Οι εκλάψεις είναι ισότροπα κατανεηένες στον ουρανό, γεγονός που υποδεικνύει την εξωγαλαξιακή προέλευση τους [69]. Οι εκλάψεις πιστεύεται ότι δηιουργούνται από βολίδες πλάσατος (fireballs), οι οποίες εκπέπονται κατά την διάρκεια κατάρρευσης των πυρήνων σε εκρήξεις υπερκαινοφανών [70], από αστέρες νετρονίων ή ελανές οπές. Πρωτόνια και ηλεκτρόνια των βολίδων επιταχύνονται σε υπέρ-σχετικιστικές ταχύτητες (ε παράγοντα Lorentz ~100) και αλληλεπιδρώντας ε περιβάλλοντα φωτόνια δηιουργούν εσόνια τα οποία διασπώνται παράγοντας υψηλό-ενεργειακές ακτίνες 37

γάα και νετρίνα [71]. Βασιζόενοι σε αυτό το οντέλο των διαστελόενων βολίδων, έχει γίνει εκτίηση της συνολικής ροής νετρίνων από τις πηγές εκλάψεων ακτινών γάα [7], η οποία ροή είναι δυνατόν να ανιχνευτεί από τηλεσκόπια νετρίνων εγάλης έκτασης (~1km 3 )...4 Η Σκοτεινή ύλη ως πηγή νετρίνων Υπάρχουν ισχυρές ενδείξεις ότι το Σύπαν περιέχει «σκοτεινή ύλη» η οποία δεν εκπέπει ούτε απορροφά ηλεκτροαγνητική ακτινοβολία σε οποιοδήποτε ήκος κύατος, και εκδηλώνεται όνο έσω της βαρυτικής αλληλεπίδρασης και ίσως της ασθενούς αλληλεπίδρασης. Οι τελευταίες έρευνες που έχουν γίνει για τον προσδιορισό της δοής του Σύπαντος στηρίζουν ε αυξανόενη ακρίβεια ένα κοσολογικό οντέλο όπου το Σύπαν είναι επίπεδο 6 και αποτελείται από 5% βαρυόνια, 5% η-βαρυονική σκοτεινή ύλη και περίπου 70% σκοτεινή ενέργεια (βλέπε [73] και αναφορές εκεί). Σύφωνα ε αυτά τα οντέλα, η η-βαρυονική σκοτεινή ύλη αποτελείται από σωάτια Ψυχρής Σκοτεινής Ύλης (Cold Dark Matter), τα οποία κινούνται ε η-σχετικιστικές ταχύτητες. Στο Σχήα.3 παρουσιάζεται η σύνθεση ύλης και ενέργειας του Σύπαντος σύφωνα ε τα τελευταία κοσολογικά οντέλα και παρατηρήσεις [74]. Σχήα.3: Η σύνθεση του Σύπαντος σήερα. Από τις 5 συνιστώσες που παρουσιάζονται όνο τα βαρυόνια και η κοσική ικροκυατική ακτινοβολία υποβάθρου (CMB) είναι άεσα παρατηρήσια. Η συνεισφορά από τα νετρίνα έχει εγάλη αβεβαιότητα λόγω της άγνωστης έχρι στιγής άζας τους (βλέπε Παράγραφο.1). Τα ασθενώς αλληλεπιδρώντα βαρέα σωάτια (Weakly Interacting Massive Particles ή WIMPs) είναι πιθανοί υποψήφιοι της ψυχρής σκοτεινής ύλης. Είναι 6 Επίπεδο Σύπαν σηαίνει ότι σε κοσολογικές αποστάσεις οι γνωστοί κανόνες της Ευκλείδιας γεωετρίας ισχύουν. 38

σταθερά σωάτια (των οποίων η ύπαρξη προβλέπεται και σε θεωρίες επέκτασης του καθιερωένου πρότυπου, όπως π.χ. η υπέρ-συετρία) που αλληλεπιδρούν όνο ασθενώς ε την ύλη και η άζα τους κυαίνεται στην περιοχή GeV-TeV. Το ελαφρύτερο υπέρ-συετρικό σωάτιο (LSP ή neutralino) των υπέρ-συετρικών θεωριών είναι ο πιο βολικός υποψήφιος για την ψυχρή σκοτεινή ύλη και οι θεωρητικές του ιδιότητες έχουν ελετηθεί εκτεταένα. Επίσης τα Axions είναι ένας άλλος υποψήφιος για την Σκοτεινή Ύλη [75]. Το κάτω όριο της άζας του neutralino, σύφωνα ε τα αποτελέσατα του LEP, είναι περίπου 18 GeV, ενώ το άνω όριο κυαίνεται, σύφωνα ε θεωρητικούς υπολογισούς από 500GeV ως 10TeV [73]. Αν τα WIMPs αποτελούν την σκοτεινή ύλη στην Γαλαξιακή Άλως, ένας αριθός από αυτά θα συσσωρεύεται στον Ήλιο και στην Γη. Όταν οι τροχιές των WIMPs περνούν κοντά από ουράνια σώατα, υπάρχει ια ικρή αλλά όχι ηδενική πιθανότητα σκέδασης τους από την ύλη. Μερικά από τα σωάτια, ετά από την σκέδαση τους, αποκτούν ταχύτητα ικρότερη από την ταχύτητα διαφυγής και συγκεντρώνονται στους πυρήνες των ουρανίων σωάτων. Εκεί εξαϋλώνονται ανά ζεύγη και παράγουν λεπτόνια, κουάρκς, διανυσατικά ποζόνια βαθίδος (W ±, Z 0 ) και ποζόνια Higgs [76]. Καθώς η πυκνότητα των WIMPs αυξάνεται στον πυρήνα του ουράνιου σώατος, ο ρυθός εξαύλωσης τους αυξάνεται έχρι να έρθει ισορροπία εταξύ σύλληψης και εξαύλωσης. Υψηλό-ενεργειακά νετρίνα ιονίων παράγονται από διάσπαση των προϊόντων της εξαύλωσης, τα οποία πορούν να ανιχνευτούν από εγάλα τηλεσκόπια νετρίνων. Επιπλέον ψυχρή σκοτεινή ύλη αναένεται να συγκεντρώνεται στον πυρήνα του Γαλαξία όπου εικάζεται ότι υπάρχει ια ελανή οπή εγάλης άζας. Η αναενόενη ενέργεια των νετρίνων που δηιουργούνται από την εξαύλωση των WIMPs κυαίνεται από το 1/3 ως το 1/ της άζας του, δηλαδή από 5GeV ως 5TeV. Σε αυτή την ενεργειακή κλίακα ο κύριος θόρυβος υποβάθρου που υπάρχει αποτελείται από ατοσφαιρικά νετρίνα. Έρευνες έχουν γίνει για τον εντοπισό σήατος συβατού ε την ύπαρξη και εξαύλωση νετρίνων στα κέντρα των κοντινότερων ουρανίων σωάτων. Το σήα που αναένεται σε περίπτωση ύπαρξης WIMPs είναι ένα πλεόνασα γεγονότων ανίχνευσης νετρίνων που καταφθάνουν από το κέντρο της Γης, του Ήλιου ή του Γαλαξία [73]. Στο Σχήα.4α παρουσιάζεται σε σύγκριση ο αριθός των αναενόενων ανερχόενων ιονίων από ατοσφαιρικά νετρίνα και των ετρηένων ανερχόενων ιονίων για διάρκεια λειτουργίας 1680 39

ηερών του SuperKamiokande. Καία ένδειξη ύπαρξης σήατος από την εξαύλωση WIMPs στο κέντρο της Γης του Ήλιου ή του Γαλαξία δεν έχει ανιχνευτεί [73]. Στο Σχήα.4β παρουσιάζονται οι εκτιήσεις για τo έγιστο όριo της ροής ανερχόενων ιονίων από εξαύλωση WIMPs στο κέντρο της Γής, όπως αυτά έχουν υπολογιστεί από διάφορα πειράατα [73]. Σχήα.4: (α) Η κατανοή των ζενιθιακών γωνιών ανερχόενων ιονίων σε σύγκριση ε την αναενόενη ροή που δηιουργείται από ατοσφαιρικά νετρίνα. Τα σηεία παριστάνουν τα πειραατικά δεδοένα. Οι σκιασένες περιοχές παριστάνουν τον αναενόενο αριθό ανερχόενων ιονίων από ατοσφαιρικά νετρίνα. Η συνεχής γραή παριστάνει τον αριθό των αναενόενων ανερχόενων ιονίων παίρνοντας υπόψη τις ταλαντώσεις των ατοσφαιρικών νετρίνων ε sin θ=1.0 και Δm =x10-3 ev (βλέπε Παράγραφο.1). Η σκιασένη περιοχή για εγάλες γωνίες υποδεικνύει την περιοχή των τιών ζενιθιακών γωνιών που αναένεται σήα από εξαύλωση WIMPs. (β) Άνω όρια της ροής των ανερχόενων ιονίων από εξαύλωση WIMPs στο κέντρο της Γης ως συνάρτηση της άζας τους. Επιπλέον της έεσης ανίχνευσης των WIMPs από παρατήρηση των προϊόντων εξαύλωσης τους, είναι δυνατή και η άεση ανίχνευση τους σε εργαστηριακά πειράατα ε χαηλό θόρυβο [73]. Σε αυτή την κατηγορία πειραάτων ετράται η ενέργεια ανάκρουσης (ερικών kev) όταν ένα WIMP σκεδάζει ελαστικά ένα πυρήνα του υλικού του ανιχνευτή...5 Ατοσφαιρικά νετρίνα Τα ατοσφαιρικά νετρίνα δηιουργούνται ως προϊόντα αδρονικών αλληλεπιδράσεων των φορτισένων κοσικών ακτινών (πρωτόνια και πυρήνες) ε τα όρια της ατόσφαιρας. Η ροή των ατοσφαιρικών νετρίνων έχει υπολογιστεί ε 40

εγάλη ακρίβεια, έτσι ώστε η ανίχνευση τους να δύναται να αποτελέσει ένα εργαλείο βαθονόησης ενός ανιχνευτή νετρίνων. Τα σωάτια της κοσικής ακτινοβολίας αλληλεπιδρώντας ε την ατόσφαιρα παράγουν φορτισένα και ουδέτερα εσόνια (διαδικασίες.1,.,.3) τα οποία στην συνέχεια διασπώνται σε ιόνια, νετρίνα και ακτίνες γάα. Η διαδικασία παραγωγής είναι παρόοια ε την διαδικασία δηιουργίας των νετρίνων σε αστροφυσικές πηγές (beam dump σενάριο). Η βασική διαφορά είναι ότι η πυκνότητα ύλης της ατόσφαιρας είναι σηαντικά εγαλύτερη από αυτή των τυπικών αστροφυσικών πηγών νετρίνων. Ως εκ τούτου τα εσόνια που παράγονται στην ατόσφαιρα έχουν αρκετό χρόνο να αλληλεπιδράσουν και να χάσουν ενέργεια πριν από την διάσπαση τους. Το αποτέλεσα είναι το ενεργειακό φάσα των ατοσφαιρικών νετρίνων (και ιονίων) να πέφτει περισσότερο απότοα για εγάλες ενέργειες σε σύγκριση ε τα φορτισένα σωάτια της κοσικής ακτινοβολίας. Για ενέργειες των παραγόενων εσονίων εγαλύτερες από 100GeV η διαφορά του φασατικού δείκτη των ατοσφαιρικών νετρίνων και των κοσικών 3.7 ακτινών είναι περίπου ια ονάδα, δηλαδή dn / de E. Η κύρια συνεισφορά στην ροή των ατοσφαιρικών νετρίνων προέρχεται από την διάσπαση ελαφρών εσονίων π και Κ. Η ροή των ατοσφαιρικών νετρίνων ηλεκτρονίου είναι περισσότερο από ια τάξη εγέθους ικρότερη από την αντίστοιχη ροή των νετρίνων ιονίου. Αιτία αυτού είναι το γεγονός ότι τα νετρίνα ηλεκτρονίου παράγονται σχεδόν αποκλειστικά από την διάσπαση των 0 ± KL π + e + νe νe ν ν 0 K L εσονίων: ( ), (.14) ε λόγο διακλάδωσης (branching ratio) ~40%. Διάφοροι υπολογισοί της ροής των ατοσφαιρικών νετρίνων από διάσπαση ελαφρών εσονίων έχουν γίνει [77-79]. Οι ηιαναλυτικοί υπολογισοί συφωνούν ε την πλήρη Monte Carlo προσοοίωση εντός των αναενόενων αβεβαιοτήτων οι οποίες εισάγονται από την πρωτογενή ροή της κοσικής ακτινοβολίας και την ενεργό διατοή για την παραγωγή των ελαφρών εσονίων. Οι Gaisser και Honda [80] έχουν εκτιήσει ια αβεβαιότητα 10-0% στην ροή των ατοσφαιρικών νετρίνων η οποία εξαρτάται από την ενέργεια του νετρίνου. Ο φασατικός δείκτης του ενεργειακού φάσατος των ατοσφαιρικών νετρίνων αυξάνει για εγάλες ενέργειες όπου η συνεισφορά της ροής από γοητευτικά (charmed) εσόνια γίνεται σηαντική. Τα γοητευτικά εσόνια έχουν ικρό χρόνο ζωής και διασπώνται πριν προλάβουν να αλληλεπιδράσουν και να χάσουν ενέργεια. Τα νετρίνα που παράγονται από την διάσπαση γοητευτικών εσονίων καλούνται στην 41

βιβλιογραφία ως άεσα νετρίνα (prompt neutrinos). Η ορφή του ενεργειακού φάσατος των άεσων νετρίνων ακολουθεί αυτή των κοσικών ακτινών, και έτσι κυριαρχεί της ροής από τα ελαφρά εσόνια π και Κ για ενέργειες εγαλύτερες από ένα όριο. Το ενεργειακό αυτό όριο δεν είναι γνωστό ε ακρίβεια, εφόσον οι αβεβαιότητες της ενεργού διατοής για παραγωγή γοητευτικών σωατίων είναι σχετικά εγάλες. Διάφορες επιστηονικές οάδες έχουν υπολογίσει την θεωρητικά αναενόενη ροή των ατοσφαιρικών άεσων νετρίνων και οι προβλέψεις τους διαφέρουν περισσότερο από ια τάξη εγέθους [81-83] (βλέπε [84] για ια ανασκόπηση των διάφορων υπολογισών). Σχήα.5: Η κατακόρυφη ροή των ιονίων, νετρίνων ιονίων και νετρίνων ηλεκτρονίων από διάσπαση ελαφρών εσονίων (π,κ) και από διάσπαση γοητευτικών εσονίων. Οι συνεχείς γραές αντιστοιχούν σε πλήρη προσοοίωση, ενώ οι διακεκοένες σε αναλυτικό υπολογισό. Η αναενόενη ροή των λεπτονίων που παράγονται στην ατόσφαιρα παρουσιάζεται στο Σχήα.5 για ιόνια, νετρίνα ιονίου και νετρίνα ηλεκτρονίου [8]. Η ροή από τις διασπάσεις των ελαφρών εσονίων, καθώς και η ροή από άεσα λεπτόνια σύφωνα ε ένα οντέλο υπολογισού φαίνονται. Η προβλεπόενη ροή από γοητευτικά εσόνια που παρουσιάζεται βασίζεται σε υπολογισούς της χρωοδυναικής (QCD) σύφωνα ε την θεωρία των διαταραχών. Αν και η γωνιακή κατανοή των κοσικών ακτινών είναι ισοτροπική 7, η ροή των ατοσφαιρικών νετρίνων εξαρτάται από την ζενιθιακή γωνία. Στο Σχήα.6 παρουσιάζεται η γωνιακή κατανοή της ροής των νετρίνων ν e,ν συναρτήσει της ζενιθιακής γωνίας και για τρεις διαφορετικές ενέργειες [80]. Η εξάρτηση της γωνιακής κατανοής των νετρίνων από την ζενιθιακή γωνία είναι περισσότερο 7 Αγνοούε την επίδραση του αγνητικού πεδίου της Γης στα φορτισένα σωάτια της κοσικής ακτινοβολίας, η οποία επίδραση είναι πιο έντονη στις ικρές ενέργειες. 4

εφανής για νετρίνα ηλεκτρονίου εγάλης ενέργειας (>1GeV) και κοντά στον ορίζοντα. Η εξάρτηση της ροής από την ζενιθιακή γωνία είναι αποτέλεσα του ότι τα εσόνια π, Κ που παράγονται σχεδόν εφαπτοενικά 8 στα εξωτερικά στρώατα της ατόσφαιρας της Γης διασχίζουν ικρή ποσότητα ατοσφαιρική ύλης και διασπώνται πριν προλάβουν να χάσουν ενέργεια. Όσο αυξάνει η ενέργεια τον εσονίων (οπότε και των παραγοένων νετρίνων) η ανισοτροπία γίνεται πιο έντονη, λόγω της εγαλύτερης εβέλειας των εσονίων πριν της διάσπαση τους. Επιπλέον, εφόσον τα νετρίνα ηλεκτρονίου παράγονται κυρίως από τη διάσπαση των εσονίων Σχήα.6: Η γωνιακή εξάρτηση της ροής των ν + ν υπολογισένη απουσία επίδρασης του αγνητικού πεδίου της Γης στην ροή των φορτισένων κοσικών ακτινών. 0 K L τα οποία έχουν εγαλύτερο χρόνο ζωής από τα υπόλοιπα εσόνια, η ανισοτροπία της ροής των ν e είναι πιο έντονη..3 Διάχυτη ροή νετρίνων Η κατανοή των αστροφυσικών πηγών στον ουρανό δηιουργεί ια διάχυτη ροή (diffuse flux) νετρίνων η οποία δύναται να ετρηθεί από ένα ανιχνευτή νετρίνων. Προβλέψεις της έντασης της διάχυτης ροής νετρίνων από αστροφυσικές πηγές έχουν γίνει σύφωνα ε διάφορα θεωρητικά οντέλα (βλέπε την ανασκόπηση [85]). Επειδή η παραγωγή νετρίνων από αστροφυσικές πηγές επλέκει ηχανισούς κατά τους οποίους παράγονται και άλλου είδους σωάτια, ένα οντέλο παραγωγής νετρίνων θα πρέπει να είναι σύφωνο ε τη παρατηρούενη ροή των κοσικών ακτινών και των ακτινών γάα. Η διάχυτη ροή των ακτινών γάα για ενέργειες από 8 Η γωνία εταξύ της διεύθυνσης της τροχιάς του εσονίου και της ακτίνας της Γης στο σηείο παραγωγής του, κυαίνεται από 86 για νετρίνα που φτάνουν οριζόντια σε ανιχνευτή στην επιφάνεια της Γης, ως 0 για νετρίνα που προσπίπτουν κατακόρυφα [80]. 43

30MeV ως και 100GeV έχει ετρηθεί ε καλή ακρίβεια στα πλαίσια του πειράατος EGRET [86]: dnγ = φ ( E ) = (1.37 ± 0.06) 10 E GeV cm s sr de dsdωdt γ 6.1± 0.03 1 1 1 γ γ γ. (.15) Για τον υπολογισό του άνω ορίου της διάχυτης ροής νετρίνων, υποτίθεται ότι η παρατηρούενη ροή των ακτινών γάα δηιουργείται έσω των αλληλεπιδράσεων γ π γγ. Αυτή η διαδικασία συνοδεύεται από την παραγωγή π ±, έσω των 0 p p p αλληλεπιδράσεων pγ nπ + και px π ± Y, τα οποία ε την ετέπειτα διάσπαση τους δηιουργούν την ροή των νετρίνων. Τα νετρίνα αυτά διαφεύγουν από την αστροφυσική πηγή χωρίς να υπόκεινται σε επιπλέον αλληλεπιδράσεις σε αντίθεση ε τις ακτίνες γάα που απορροφώνται ή σκεδάζονται από την εσοαστρική ύλη. Το γεγονός αυτό εισάγει ένα παράγοντα αβεβαιότητας στην εκτίηση της έντασης της ροής των κοσικών νετρίνων, που βασίζεται στη γνωστή ροής των ακτινών γάα [87]. Στο Σχήα.7 παρουσιάζεται η συλλογή των διάφορων προβλέψεων της ροής των νετρίνων ιονικής γεύσης χωρίς να λαβάνεται υπόψη η ταλάντωση των νετρίνων που αναφέρθηκε στην Παράγραφο.1. Η σκιασένη περιοχή ε ονοασία «Atmospheric» παριστάνει την ροή των ατοσφαιρικών νετρίνων (βλέπε Παράγραφο..5). Το κάτω όριο αυτής της περιοχής δίνεται για νετρίνα που προσπίπτουν κατακόρυφα στην επιφάνεια της Γης και το άνω όριο για νετρίνα που έρχονται από οριζόντιες διευθύνσεις. Η σκιασένη περιοχή ε ονοασία «Galactic» παριστάνει την ροή νετρίνων που δηιουργούνται από κοσικές ακτίνες που αλληλεπιδρούν στον Γαλαξία ας (βλέπε Παράγραφο..1). Το άνω όριο αυτής της περιοχής αντιστοιχεί σε νετρίνα ιονίου που έρχονται από το κέντρο του γαλαξία και το κάτω όριο για νετρίνα που έρχονται από τα άκρα του γαλαξιακού δίσκου. Η σκιασένη περιοχή «Extragalactic» παριστά την ροή των νετρίνων από πηγές που εκπέπουν ακτίνες γάα και νουκλεόνια κοσικής ακτινοβολίας (άνω όριο) και από συπλέγατα γαλαξιών [88]. 44

Σχήα.7: Αναενόενες διάχυτες ροές νετρίνων από διάφορες πηγές [85]. Οι σκιασένες περιοχές αντιστοιχούν σε ροή νετρίνων από την ατόσφαιρα της Γης, τον Γαλαξιακό δίσκο και από εξωγαλαξιακές πηγές.. Οι καπύλες αντιστοιχούν σε πηγές νετρίνων από αστροφυσικές πηγές σύφωνα ε διάφορα θεωρητικά οντέλα (βλέπε κείενο και αναφορά [85]). Φαίνονται επίσης τα άνω όρια (90% επίπεδο επιστοσύνης) που έχουν τεθεί από τις ανιχνευτικές διατάξεις MACRO, Baikal και AMANDA. Στο Σχήα.7 παρουσιάζονται ε γραές και οι προβλέψεις της ροής νετρίνων από αστροφυσικές πηγές σύφωνα ε διάφορα θεωρητικά οντέλα [85]. Οι γραές 1-4,6 αντιστοιχούν σε ροή νετρίνων από ενεργούς γαλαξιακούς πυρήνες και blazars. Η γραή 5 αντιστοιχεί σε ροή νετρίνων που δηιουργούνται κατά την διάδοση των υψηλό-ενεργειακών σωατίων της κοσικής ακτινοβολίας. Η αλληλεπίδραση των σωατίων αυτών ε το κοσικό υπόβαθρο ικροκυατικής ακτινοβολίας (βλέπε Παράγραφο 1.4) δηιουργεί εσόνια τα οποία στην συνέχεια διασπόνται παράγοντας νετρίνα. Η γραή 7 αντιστοιχεί σε ροή νετρίνων από πηγές εκποπής εκλάψεων ακτινών γάα. Τέλος, η γραή 8 αντιστοιχεί σε ροή νετρίνων από την διάσπαση βαρέων σωατίων βαθίδος που δηιουργούνται από τοπολογικές ανωαλίες (topological defects). Μετρήσεις της διάχυτης ροής των νετρίνων έχουν γίνει από υπάρχοντα τηλεσκόπια νετρίνων και ανιχνευτές. Στο Σχήα.7 παρουσιάζονται τα άνω όρια που έχουν τεθεί από τους ανιχνευτές Baikal [89], AMANDA-B10 [90] και MACRO [91]. 45

46