Transcript "Sources of the atmospheric electron neutrinos"

15th Baikal Summer School on Physics
of Elementary Particles and Astrophysics
Sources of atmospheric
electron neutrinos
A.D. Morozova, S.I.Sinegovsky
Bolshie Koty, 5-12 July 2015
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
1
High energy neutrinos
High energy neutrinos arise from weak decays of
hadrons (  K  , K 0 , K 0 , ) produced in reactions:
• Cosmic rays particles interact with matter (stellar wind,
supernova remnant and other substance)
p  p    (K  , K 0 , K 0 , )  X
or with dense electromagnetic fields near the
source through the photo-production of pion:
p     X
•
Cosmic rays interact with matter and electromagnetic
fields near remote objects to generate cosmogenic
neutrinos;
Interactions of cosmic rays with the Earth's atmosphere
are the source of the atmospheric neutrinos
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
2
Astrophysical neutrinos vs. AN background
 The breakthrough in neutrino astrophysics was the
detection of 37 high-energy neutrino-induced events
with energies 30 TeV – 2 PeV from astrophysical
sources in IceCube experiment – 988 days collection
data (2010-2013).
 Atmospheric neutrinos are a background for
astrophysical neutrinos which one need know.
 Most of uncertainties in calculations of the high-energy
background are due to differences of hadronic interaction
models especially as to the strange particles production
(and charmed ones as well).
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
3
Motivation
• The atmospheric  e   e flux is one order of magnitude less than
the muon neutrino flux, that is comparatively low background for
astrophysical neutrinos
• Semileptonic decays of charged and neutral kaons
are the main source of  e   e as well as is the spring of
significant uncertainties of the calculations because of poor
studies of the kaon yield at very high energy
• At energies above 10 TeV the rare decay mode of the short-lived
K0-meson, K S0     e   e ( e ) , can contribute significantly to
the  e   e flux
(V.Naumov,hep-ph/0201310; T. Sinegovskaya, PhD thesis,1999)
• Besides, pion-induced K-mesons production (usually
ignored),   A  K  X , is also of the interest as a
contribution to the  e   e flux.
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
4
Method of the calculation
V.А. Naumov, T.S. Sinegovskaya, ЯФ 63 (2000) 2020;
A.A. Kochanov, T.S. Sinegovskaya, S.I. Sinegovsky, Astropart. Phys. 30 (2008) 219.
The calculation is performed on the basis of a method of
solving equations of hadron-nuclear cascade, which
allows one to take into consideration
 nonpower energy spectrum of cosmic rays, dN ( E ) / dE E  ( E )
 a violation of the Feynman scaling of particle production
cross sections, d ( E0 , x ) / dx, x  E / E0
 the growth with energy of the total inelastic cross sections
inel
for hadron-nucleus collisions  hA ( E )
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
5
Models for the cosmic rays spectrum
In the calculation we used the following the
parameterization of the spectrum and composition of
CR:
• ZS – the model by Zatsepin and Sokolskaya, which
describes well the data of direct measurements in the
experiment ATIC-2 in the range 10-104 GeV and gives
motivated extrapolation to the region of energies up to
100 PeV where spectrum is reconstructed from
extensive air shower measurements
• HGm - a parameterization by Hillas-Gaisser (also
account for the knee of the CR spectrum)
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
6
Sources of electron neutrinos
 Kcr ( )  mK c 2 H 0 / (c K cos )
Decay mode
Branching
ratio (%)
Critical energy
 kcr (0 )
K e3
 0  e    e ( e )
5,04
890 ГэВ
0
Le 3
   e  e ( e )
40,55
210 ГэВ
   e  e ( e )
0,07
120 ТэВ
100
1,03 ГэВ
K
K Se0 3
 e3 e  e ( e )   (  )
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
Life time
(с)
1, 24 108
5,12 108
0,90 1010
2,19 106
7
Relative contributions of the decay modes of
electron neutrinos flux
Относительные вклады
источников
электронных нейтрино
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
8
Zenith-angle enhancement of the neutrino fluxes
due to switching on the K-sources
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
9
Zenith-angle enhancement of the neutrino fluxes
Зенитно-угловое распределение электронных нейтрино для E=10 TeV
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
10
Contribution to    flux due to K-mesons
produced in  A interaction
e
e

  A K  X
Calculated for model HGm+QGSJET-II-03.
Energy, GeV
102
103
104
15th Baikal Summer School
θ=90˚
6%
7%
5%
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
θ =0˚
1%
5%
6%
11
Results
• In this work, we calculated the contributions to the flux of
electron neutrinos from the three-particle semileptonic
decay modes of charged and neutral K-mesons produced in
extensive air showers generated by cosmic rays
• It is shown that the decay of short-lived neutral kaon at
energies above 100 TeV gives more than 1/3 of the total flux
of electron neutrinos
• Account for the production of K-mesons in the pionsnuclei interactions leads to 5-7 % increased flux in the
energy range 102 -104 GeV.
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
12
Thank you!
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
13
Backup slides
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
14
14
Atmospheric  e   e spectrum and the diffuse flux of
cosmic neitrions observed in IceCube experiment
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
15
Z(E)-factors
Астрофизические нейтрино и проблема
фона атмосферных нейтрино
• Главное событие в нейтринной астрофизике
последних двух лет - детектирование 37 (87) событий
от астрофизических нейтрино высоких энергий в
эксперименте IceCube (ожидалось ~ 15 событий от АМ, АН)
• Атмосферные нейтрино являются фоном к
подобным событиям, и его необходимо знать
• Наибольшая неопределенность расчета фона
атмосферных нейтрино при энергиях выше 200
ТэВ обусловлена вкладом процессов рождения и
K  , K0, K0
распада странных частиц
и
очарованных частиц
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
17
Постановка задачи
• Энергетический спектр e
недавно измерен в
эксперименте IceCube в интервале энергий 80 ГэВ 20 ТэВ
• Основные источники  e   e
- распады каонов
K  , K 0, K 0
и мюонов
• В генерацию потоков e   e
при энергиях выше 10
ТэВ может вносить заметный вклад редкая мода
распада KKS0 0
-мезонов
(до сих пор не была
   e   e ( e )
включена в коды МК)
• Учет генерации К-мезонов во взаимодействии пионов с
  A K  X
ядрами :
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
18
Target setting (2)
• Main sources of the atmospheric  e   e at high
energies are leptonic and semileptonic decays of kaons
charged and neutral kaons K  , K L0 , K S0
• At energies above 10 TeV the rare decay mode of the
0

short-lived K0-meson, K S    e   e ( e )
, can
contribute significantly to the neutrino flux, (Naumov V.,
Sinegovskaya T. PhD Thesis,1999) (up to now was not
taken into account known codes of the Monte Carlo
simulation method
• A contrubution of K-mesons production in the reaction
of pion-nuclei interactions   A  K  X
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
19
Метод расчета
Расчет выполнен на основе метода решения
уравнений адрон-ядерного каскада, который позволяет
учитывать нестепенной характер первичного спектра
космических лучей, нарушение скейлинга сечений
рождения частиц и рост с энергией полных неупругих
сечений адрон-ядерных столкновений.
Наумов В.А. Синеговская Т.С.
Ядерная физика. 2000. Т. 63. С. 2020-2028.
A.A. Kochanov, T.S. Sinegovskaya, S.I. Sinegovsky,
Astropart. Phys. 30, 219 (2008).
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
20
Параметризация спектра космических лучей
В расчете использовались следующие
параметризации спектра и состава КЛ:
ZS – модель В.И.Зацепина и Н.В.Сокольской, хорошо
описывает данные прямых измерений в эксперименте
ATIC-2 в интервале 10-104 ГэВ и дает мотивированную
экстраполяцию на область энергий до 100 ПэВ (где спектр
восстанавливается на основе измеренний широких атмосферных
ливней)
HGm – параметризация Хилласа-Гайссера (также учитывающая
колено спектра КЛ)
V.I. Zatsepin, N.V. Sokolskaya, Astronomy & Astrophys. 458, 1 (2006);
Astron. Lett. 33, 25 (2007).
T. Gaisser, Astropart. Phys. 24, 801 (2012)
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
21
Модели адрон-ядерных взаимодействий при
высоких энергиях
QGSJET-II-03 (Quark Gluon String model with JETs) - расширение
модели кварк-глюонных струн (QGSM), включающее адронные
струи - вклад жестких процессов.
SIBYLL 2.1, QGSJET описывают взаимодействие кварков и
глюонов как рождение одномерных релятивистских струн (трубои
цветного тока) с концами, прикрепленными к валентному кварку
(дикварку) из мишени и налетающей частицы; когда расстояние
между кварками превышает критическое, струна рвется, образуя
пару кварк-антикварк
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
22
Вклады
каонов
в спектры
электронных
нейтрино
15th Baikal Summer School
Anna Morozova,
Atmospheric
neutrinos
А. Морозова,
Электронные
нейтрино
23
23
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
24
24
Результаты
• Рассчитаны вклады в потоки электронных нейтрино от
трехчастичных полулептонных мод распада заряженных и
нейтральных К-мезонов, рождающихся в широких
атмосферных ливнях, порожденных космическими лучами
• Показано, что распад короткоживущего нейтрального
каона при энергиях выше 100 ТэВ дает более 1/3 потока
атмосферных электронных нейтрино (без учета прямых
нейтрино)
• Учет генерации К-мезонов при взаимодействии пионов с
ядрами, приводит к увеличению потока на (5-7) % в
интервале энергий 102 -104 ГэВ.
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
25
Адронный каскад в атмосфере
K S0     e    e
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
26
26
Регистрация мюонных нейтрино
  (  )  N    (  )  X
(СС)
 0.71038 E см 2 , E 105 ГэВ

1 GeV
 N ( E )  
0.4


E
36
2
5



3
.

10
см
,
E

10
ГэВ

 1 GeV 




 (100 ТэВ)  nN  N 
1
15th Baikal Summer School
4

2
.
4

10
км
вода
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
27
27
Рассеяние нейтрино на нуклонах
Процессы с заряженными токами (СС):
e  N  e  X

v  N     X
Процессы с нейтральными токами (NC):
 e  N  e  X
15th Baikal Summer School
   N    X
Anna Morozova,
Atmospheric
neutrinos
А. Морозова,
Электронные
нейтрино
28
28
Частица

e3
Время жизни(s)
Масса(MeV)
1, 24 108
493,6
0
K Le
3
5,12 108
497,6
K Se0 3
0,90 1010
497,6
 e3
2,19 106
105,6
K
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
29
29
Источники электронных нейтрино
Частица
Мода распада
Вероятность
распада(%)
Критическая
энергия
K e3
 0  e    e ( e )
5,04
890 ГэВ
K
0
Le 3
   e  e ( e )
40,55
210 ГэВ
K
0
Se 3
   e  e ( e )
0,07
120 ТэВ
e  e ( e )   (  )
100


e3
15th Baikal Summer School

Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
1,03 ГэВ
30
30
Энергетические спектры атмосферных и
астрофизических нейтрино (иллюстрация)
    wd  E
 E
,E
   (  2 )
,E
 E
 (  1)
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
 (  1)
1
1  E / E crf
E crf
E crf
31
Critical energy for a meson decay in the
Earth’s atmosphere
An illustration
dwdec 
dh
dec
,
dwdec
mK c 2

dh
 (h, )c K E
dwdec
mK H 0
 Kcr ( )


d ln h E  K cos
E
mf c 2 H 0 / cos
 ( ) 
c f
cr
f
    wd  E
 E
,E
   (  2 )
,E
 E
 (  1)
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
 (  1)
1
1  E /  crf
 crf
 crf
32
The energy spectra of atmospheric and
astrophysical neutrinos (illustration)
    wd  E
 E
,E
   (  2 )
,E
 E
 (  1)
 (  1)
1
1  E / E crf
E crf
E crf
EKcr ( )  mK c 2 H 0 / (c K cos )
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
33
The
contributions
of kaon
spectra in
electron
neutrinos
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
34
Motivation (Target setting)
• Main sources of the atmospheric  e   e at high
energies is semileptonic decays of kaons
charged and neutral kaons
K  , K L0 , K S0
• At energies above 10 TeV the rare decay mode of the
short-lived K0-meson, K 0     e   ( ) , can
S
e
e
contribute significantly to the neutrino flux
(V.Naumov,hep-ph/0201310; T. Sinegovskaya, PhD thesis,1999)
• A contrubution of K-mesons production in the reaction
of pion-nuclei interactions
  A K  X
It is also of the interest how much the reaction of pionnuclei interactions contrubutes to the  e   e flux
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
35
Astrophysical neutrinos and AN background
• The main event in neutrino astrophysics at last two
years is the IceCube detection of 37 high-energy
neutrino events from astrophysical sources (expected
~ 15 events from the AM, AN)
• Atmospheric neutrinos are a background for
astrophysical neutrinos which one needs know
• Most uncertainties in the calculations of the highenergy background are due to difference in hadronic
interaction models predictions of the cross sections
of the strange particles production
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
36
Motivation
• Main sources of the atmospheric  e   e at high
energies are semileptonic decays of kaons
charged and neutral kaons
K  , K L0 , K S0
• At energies above 10 TeV the rare decay mode of the
short-lived K0-meson, K 0     e   ( ) , can
S
e
e
contribute significantly to the neutrino flux
(V.Naumov,hep-ph/0201310; T. Sinegovskaya, PhD thesis,1999)
• It is also of the interest, how much the pion-nuclei
interactions   A  K  X
contrbutes to the  e   e
flux
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
37
Models of hadron-nuclear interactions at
high energies
QGSJET-II-03 (Quark Gluon String model with JETs) – the
extension of the model of quark-gluon strings (MQGS),
including hadron jets - the contribution of hard processes.
SIBYLL 2.1 - describe the birth of quarks and gluons through
a one-dimensional relativistic string (tube current color) with
the ends attached to the valence quark (diquark) from the
target and incident particle; when the distance between the
quarks exceeds a critical value, the string breaks, giving rise to
a pair of quark-antiquark .
SIBYLL 2.1 - the model with the inclusion of mini-jets (semihardd processes) is based on approximates QCD and soft
and hard processes
15th Baikal Summer School
Anna Morozova, Atmospheric neutrinos
38