mhs 2005

1

• Plan
• Dlaczego neutrina sa interesujace
• Zródla neutrin i kinematyka fotoprodukcji
• Detektory i Promieniowanie Czerenkowa
• Duze detektory
• AMANDA
• ANTARES
• BAIKAL
• NESTOR
• Jeszcze wiekszy detektor ICE CUBE
• Wlasnosci nt

2
Badanie Wszechswiata Fotony a
neutrina Wiekszosc naszej wiedzy o Wszechswiecie
pochodzi z badania fotonów Badanie foton ów ma
zalety trwale Sa one neutralne obficie
produkowane latwe w detekcji w szerokim
zakresie energii Badanie fotonów ma wady
Gorace geste osrodki w których nastepuja
procesy spalania w gwiazdach, lub jadra AGN sa
dla fotonów calkowicie nieprzezroczyste dla
fotonów i bezposrednie badania tych osrodków przy
ich pomocy nie jest mozliwe. Fotony ze Slonca
pochodza z fotosfery odleglej od jadra w którym
nastepuje spalanie wodoru. Fotony wysokiej
energii oddzialywaja z CMBR (efekt GZK) co
niweczy mozliwosc badan odleglosci wiekszych od
100 Mpc przy pomocy fotonów o energii wiekszej od
10 TeV
3

• Badanie Wszechswiata Fotony a neutrina
• Informacje
• O wnetrzach obiektów astrofizycznych
• W szerszym zakresie energii
• W szerszym zakresie odleglosci
• mozna otrzymac badajac sonde
• Neutralna, by nie wyczuwala dzialania
  miedzygwiezdnych pól magnetycznych
• Trwala, by docierala z duzych odleglosci
• Slabo oddzialywujaca, by przenikala rejony
  nieprzezroczyste dla fotonów
• Jedynym znanym kandydatem jest neutrino

4
Neutrina przechodzenie przez Wszechswiat Nie
podlega absorpcji w czasie przechodzenia przez
Wszechswiat Nie oddzialywaja z polami
magnetycznymi Nie ulegaja opóznieniu (masa
0) Wskazuja na kierunek zródla Montanet Badanie
neutrin kosmicznych zahacza o Fizyke czastek
Wlasnosci neutrin oscylacje neutrin,
Astrofizyke czastek, poszukiwanie ciemnej
materii neutralin Astronomie
5

• Zródla astrofizyczne neutrina o bardzo
  szerokim widmie energii
• Neutrina
• reliktowe - Kosmologia przewiduje istnienie
  podobnego do CMBR tla niskiej energii neutrin,
  ( 1.9 K), bardzo trudnego w obserwacji
• o energii rzedu MeV, powstaja w
• procesach termojadrowych zachodzacych w
  gwiazdach znane i obadane n sloneczne
• przejsciu jadra zelaza w gwiazde neutronowa w
  wybuchu SN produkuje impuls neutrin róznych
  zapachów, energie 10 keV (znana jedna jedyna SN
  1987A)
• wysokich (bardzo) energii, powstale w z rozpadu
  p oraz / lub m które sa produkowane w
  oddzialywaniach CR procesach
• Fotoprodukcji hadron - foton
• Oddzialywaniach hadron - hadron.
• a

6
Skala energii dla przypomnienia 103 eV 1
keV kilo 106 eV 1 MeV mega 109 eV 1 GeV
giga 1012 eV 1 TeV tera 1015 eV 1 PeV
peta 1018 eV 1 EeV exa 1021 eV 1 ZeV zetta
7
Neutrina widmo energetyczne oraz
detekcja montanet Zakres energii proces
obserwacja 210-4 eV neutrina reliktowe
MeV neutrina sloneczne i SN SK,
SNO, GeV-TeV Neutrina Atmosferyczne /
Detektory czerenkowa astrofizyczne Wodne /
lodowe AMANDA, BAIKAL, ANTARES,
NESTOR TeV-PeV astrofizyczne 1 km3. ICE
CUBE EeV EeV CR przy energii obciecia GZK
AUGER, HiRes, EUSO, poziome i wychodzace z
OWL Ziemi kaskady .
8
Zródla astrofizyczne neutrin
HE Astrofizyczne zródla HE neutrin nie byly
zaobserwowane bezposrednio. Ich istnienie byloby
konsekwencja wlasnosci promieniowania kosmicznego
Promieniowanie kosmiczne to protony z
domieszka ciezkich jader. Widmo energii dane jest
przez E-a, rozciaga sie do HE, obserwowane E
1020 eV. Niezaleznie od natury zródla,
przyspieszenie protonów do tak wysokich energii
prowadzi do fotoprodukcji pionów Piony
te rozpadna sie na fotony i neutrina Neutrina
zapamietaja kierunek zródla Obserwacja HE
protonów pozwala oczekiwac ze istnieja neutrina
HE Mechanizm powstawania HECR nie jest dokladnie
znany, proponowane sa procesy zachodzace w SNR
AGN GRB (Zródla punktowe) koincydencja
kierunku czasu krótkie okno
czasowe background free?
Zródla astrofizyczne neutrin bardzo wysokiej
energii
9
Powstawanie neutrin
http//marwww.in2p3.fr/Houches/Proceedings/MainCou
rse/Spiering1.pdf
10
Neutrina Kinematyka (foto)produkcji) neutrin
przez promieniowanie kosmiczne Protony o
energii powyzej progu na produkcje pionów traca
swoja energie w czasie krótszym od wieku
Wszechswiata. (dla protonów o energii 1020 eV
jest to czas rzedu lt 3 108 lat). Zakladajac ze
protony wysokich energii sa produkowane przez
zródla pozagalaktyczne (z czestoscia obserwacji
UHECR) straty energii protonów na produkcje
pionów powoduja powstanie strumienia neutrin o
intensywnosci granicy Waxmana). Wiekszosc
pionów jest produkowanych rezonansowo przez D,
neutrina maja energie 5 energii protonów. )
Waxman and Bahcall (WB) (Waxman and Bahcall 1999
Bahcall and Waxman 1999) pointed out that the
observed cosmic ray at high energies implies an
upper bound on the high-energy astrophysical
neutrino The latter is produced by the parent
cosmic ray particles through pion production.
Smoth_0109177
11

• Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin
  przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK
• Greisen, Kusmin, Zatsepin
• Czastki traca energie rozpraszajac sie na
  czastkach tla
• Protony p g 3 K ? D ? p N Ep gt 3 1019
  eV
• Fotony g g 3 K ? e- e Eg gt 1015
  eV
• Neutrina n n 2 K ? W/Z X En gt 4 1022
  eV
• www.phys.uu.nl/wwwsap/seminar/hisparcsap.ppt

p g ? p0 p p g ? p n,
Zródlo n - Obiekt mojego zainteresowania Czestosc
produkcji p0 oraz n jest zwiazana
12

• Powstawanie Neutrina Kinematyka (foto)produkcji
  neutrin przez promieniowanie kosmiczne
  - Efekt GZK
• Jaka jest energia pierwotnego protonu
  promieniowania kosmicznego Ep
• Jaka jest energia fotonu Eg
• energia progowa s mp mp aby w reakcji
  fotoprodukcji powstala D ,
• EpEg Ľ( m2D m2p )
• EpEg Ľ (2mpmp m2p)

mp 109 eV mp 108 eV Ep
51020eV Eg (2.7 K)10 -4eV
13
Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin
przez promieniowanie kosmiczne - Efekt GZK
S (EP Eg)2 - (pp_- pg)2 mD2 (mp
mp)2 próg S1/2 Ep g s1/2 /mD w CMS Ep
/ Ep 1/5 pion wynosi 20 energii
protonu neutrino wynosi 5 energii protonu
Widmo energii neutrin zalezy zarówno od widma
fotonów jak i protonów.
14
Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin
przez promieniowanie kosmiczne
Guetta 1
Waxman Nobel
15
Neutrina Kinematyka (foto)produkcji neutrin
przez promieniowanie kosmiczne, wg
Waxmanna
16
Strumien neutrin zródlo / detektor Produkcja
neutrin F(ne) F(nm) F(nt) 1 2 0
Strumien UHE neutrin po dotarciu do Ziemi
(duze L) F(ne) F(nm) F(nt) 1 1 1
(zakladajac maksymalne mieszanie, malo
czule na wartosc Dm2) Specjalna rola nt przy
wysokich energiach
17
Neutrina p g D p n e, m produkcja
F(ne) F(nm) F(nt) 1 2 0 obserwacja na
Ziemi F(ne) F(nm) F(nt) 1 1 1
Oscylacje powstaje nt

zródla
Dla Egt100 TeV tylko nt moga przejsc przez Ziemie
18
Detektory masa energia
Auger EUSO
http//marwww.in2p3.fr/Houches/Proceedings/MainCou
rse/Spiering1.pdf
Amanda Antares Baikal Nestror Nemo
MACRO SuperK
En, eV
19
Oddzialywania neutrin Ksztalty sygnalu
(kaskad) dla oddzialywan neutrin CC NC -
tla
Oddzialywania CC n e -gt e kaskada
elektromagnetyczna nalozona na hadronowa nt -gt t
kaskada hadronowa i przesunieta
elektromagnetyczna Oddzialywania NC n e m t
-gt brak leptonu naladowanego, tylko kaskada
hadronowa Tlo mionowe kaskada
elektromagnetyczne CC mion kaskada hadrnowa
t neutrino regeneration (double structure) will
be visible in IceCube
20

• POMIAR komentarz
• Kaskady hadronowe i elektromagnetyczne
• Pomiar kaskad pozwala na
• Badanie oscylacji n e, m -gt n t
• Lepszy pomiar energii En
• Zmniejszenie tla promieniowania kosmicznego
• Kat brylowy
• Pomiar nm trudny z pelnego kata bo tlo m
  atmosferycznych
• Dla En gt 100 TeV Ziemia jest przezroczysta tylko
  dla nt.

21
SYGNAL oddzialywania neutrin detekcja
z wykorzystaniem promieniowanie
Czerenkowa Rejestracja oddzialywan neutrin
oddzialywania CC rejestracja mionu
Reakcja nm X - gt m X przypomnienie Hul
th
mion
Q lt 10
neutrino
Pomiar mionu powstalego w oddzialywaniu CC Mion
sledzi kierunek neutrina Q n m 1.50
(E/TeV)-0.5 W lodzie zasieg mionu moze byc
rzedu kilometrów
22
Zasada pomiaru efekt Czerenkowa - Sygnal od
czastki naladowanej np..mionu Promieniowan
ie Czerenkowa - czastka naladowana poruszajaca
sie z predkoscia gt od predkosci swiatla w osrodku
powoduje powstawanie fali uderzeniowej swiatla
q
b
Podstawowe zaleznosci cos q 1/(nb) b v/c,
n wspólczynnik zalamania
23
Zasada pomiary Rejestracja swiatla Czerenkowa
przez macierz fotopowielaczy
fotopowielacze

• Zasada dzialania
• Czas przyjscia sygnalu wyznacza kierunek
  czastki - ?
• Amplituda sygnalu wyznacza energie czastki

24
Zasada pomiaru Obserwacja neutrin lecacych z
dolu
25
Zasada pomiaru Obserwacja neutrin lecacych z
dolu
powierzchnia Ziemi
Pomiar - Czas przylotu wyznacza kierunek
m Amplituda sygnalu wyznacza energie m
mion
Fotowielacze czyli PM, czasem OM Optical Module
neutrino
26
Neutrina Liczba oddziawan / jednostke czasu /
jednostke powierzchni STRUMIEN PRZEKRÓJ
CZYNNY TRANSMISJA W ZIEMI BERNARD
Strumien neutrin Prawdopodobienstwo powstania
mierzalnego mionu (Em gt Emin) Przezroczystosc
Ziemi dla neutrin Obserwacja CC neutrin
mionowych w obszarze TeV wymaga detektorów o
powierzchni rzedu km2
migneco
27

• SYGNAL zródlo neutrin Bernard
• mechanizm przyspieszania i tarcza
• Rozciagle, gwarantowane
• Z plaszczyzny Galaktyki
• Z atmosfery
• Z promieniowania reliktowego
• Punktowe ze Slonca
• Galaktyczne, prawdopodobne
• SNR
• Podwójne gwiazdy gwiazda neutronowa akreujaca
  sasiada
• Pozagalaktyczne, prawdopodobne
• AGN
• GRB
• nieznane

28
Rejestracja neutrin detektory / stan
obecny Obserwacja CC neutrin mionowych w obszarze
TeV wymaga detektorów o powierzchni rzedu km2.
Takich na razie nie ma ale sa projekty, Istnieja
4 teleskopy o (duzo) mniejszej powierzchni .
Rejestruja promieniowania Czerenkowa mionów.
Testowana zasada dzialania. tarcza glebokosc P
M, liczba AMANDA (lód) 2000 m, 1997
AMANDA-B 10 lini, 300 PM Antarktyka
2000 AMANDA-II 19 lini, 700 PM
2008 ICECUBE 80 lini, 5000
PM BAIKAL (woda) 1100 m, 1998 NT200
8 lini, 200 PM NT200 ANTARES
(woda) 2400 m, 2003 10 lini,
1000 PM NESTOR (woda) 3800 m, faza RD
1 petla, 168 PM,
Morze Sródziemne
29
Badanie oddzialywan neutrin kosmicznych
pokrycie nieba przez istniejace
detektory Potrzebne detektory na OBU
pólkulach Dla redukcji tla atmosferycznego
rejestrowane sa neutrina przechodzace przez
Ziemie Carr Aubert
30
ANTARES
900 PM
31
ANTARES
32
ANTARES, glebokosc 2400m OM optical
module tutaj fotopowielacz Antares
horneffer
ANTARES nie ma jeszcze wyników Ma rozklad katowy
m z atmosfery Jest w fazie montazu i testów,
pelny detektor w 2004 (250 z 900 OM zamontowanych
w X 2004) http//antares.in2p3.fr/index-fr.html ww
w.shef.ac.uk/physics/idm2002/ talks/originals/cart
wright.ppt Thwww.if.uj.edu.pl/acta/vol36/pdf/v36p
0509.pdf montaruli
33
BAIKAL NT200 zamarza w zimie 1993 36
OM 1998 192 OM
-8 linii-192 Optical Module-koincydencje par
czyli 96 punktów w przestrzeni - kalibracja
N-laserem- timing 1 nsec PM patrzyly w góre i w
dól, teraz tylko w dól. (thesis
06142004) Efektywna powierzchnia dla 1TeV 2000
m (zmienna w funkcji energii od 1000 do 5000
m2) brak sygnalu koincydencji n z GRB
http//www.inr.troitsk.ru/eng/sl910e.htmlProposa
l Rhode www-ik.fzk.de/katrin/atw/Session2/Rhode/A
cr9E4.pdf
OM czyli PM
34
BAIKAL NT200 Widmo mionów w funkcji
glebokosci porównanie z MC oraz innymi
eksperymentami
Próg nizszy niz AMANDA http//citebase.eprints.o
rg/cgi-bin/citations?idoaiarXiv.orgastro-ph/970
5017
35
BAIKAL NT200 rozklad katowy m quarks.inr.ac.r
u/proceedings/Experiment/dzhilkibaev.pdf
Here we present selected results obtained from
data taken in 1998 - 2000 (780 live days).
36
BAIKAL NT200 celowanie m quarks.inr.ac.ru/pr
oceedings/Experiment/dzhilkibaev.pdf
37

• BAIKAL planowany upgrade NT 200
• W najblizszych latach upgrade NT200 do 10 Mton
  (NT200 )
• Oczekiwana czulosc 3.5 10-7cm-2s-1sr-1GeV dla
  rozmytych zródel w zakresie energii 102 TeV 105
  TeV.
• NT-200 bedzie badac
• AGN,
• GRB
• Inne zródla
• Neutrina powstale w Galaktyce
• HE atmosferyczne miony z Eµ gt 10 TeV.
• .
• Two of three outer strings where deployed, and
  electronics, data acquisition and calibration
  systems for NT-200 have been tested in March
  2004.

38
BAIKAL planowany upgrade do 10 Mt NT 200
http//arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0404/04040
96.pdf
Istniejacy NT200 3 nowe ramiona odlegle o 100 m
od starego
39

• NESTOR Pylos (Grecja)
• Podstawowa jednostka jest heksagon sztywny
  tytanowy o srednicy 32 m
• Koniec kazdego ramienia jest wyposazony w 2 PM,
  jeden patrzy w góre drugi w dól..
• Dla swiatla o ? 460nm dlugosc absorpcji w
  wodzie wynosi 55m.

220m
http//marwww.in2p3.fr/Houches/Proceedings/MainCo
urse/Spiering1.pdf
40
NESTOR rozmieszczenie PM w gwiazde
http//www.nestor.org.gr/XII/index.html
http//infodan.in2p3.fr/delphi/user/sacquin/nestor
/nestor_intro.html
Oslona od ziemskiego pola magnetycznego
R42 cm
41
NESTOR Rozklad kata zenitalnego mionów glebokosc
4000m

• Najnowsza praca z NESTORa
• (2004)
• http//edpsciences.nao.ac.jp/articles/epjc/pdf/200
  4/19/10052S956.pdf

Dane glebokosc 4000m MC
1/N dN/dcos q
0 Kat zenitalny 180
42
glebokosc
Rozwój AMANDY 1993 AMANDA A 1998 AMANDA B10 300
OM 2000 AMANDA II 677 OM ICE CUBE 8000
OM amanda.berkeley.edu/scheme/amanda-ii.pdf
Aubert
Powierzchnia lodu, Biegun Poludniowy
43
AMANDAII Hulth Fotopowielacze Hamamatsu 20 cm
14 dynod Wzmocnienie 109 Próg 50 GeV Efektywna
powierzchnia 104 m2 dla 1 TeV Thesis 06142004
F 200m
44

• AMANDA Analiza
• Dane z AMANDA II
• A-II jest znacznie wieksza niz AMANDA-B10
• oczekiwana wieksza liczba przypadków
• lepsza zdolnosc katowa rozdzielcza w okolicy
  horyzontu
• lepsza efektywnosc rejestracji mionów i kaskad
• od 2002 poczatkowa rekonstrukcja w czasie
  rzeczywistym
• wstepne wyniki Atmosferyczne neutrina
• jest to test beam
• oczekiwane 5 czystych n/dzien z prostymi
  warunkami wyboru
• poszukiwanie
• zródel Diffuse w oddzialywaniach n (kaskadach
  i mionach)
• zródel punktowych (Point source)
• GRB

45
AMANDAII Widmo energii neutrin
atmosferycznych zrozumienie detektora
promienie kosmiczne test beam
Strumien neutrin
En

46
AMANDA mapa nieba w neutrinach
nie obserwuje sie gromadzenie sie punktów Stale
zródla punktowe Rozklad zgodny z n
atmosferycznymi
47
AMANDA strumien neutrin wstepne
wyniki Mieszanie zapachów Sygnal kaskada
elektromagn. / hadronowa wewnatrz detektora
Dane 197 dni (2000) En gt 10 PeV Ziemia
staje sie nieprzezroczysta dla nm Sygnal UHE
neutrin horyzontalne przypadki nm BAIKAL E2
F(ne n m n t) 1.310-6 cm-2 s-1 sr-1 GeV
48

• Wyniki AMANDY II podsumowanie
• Obserwacja atmosferycznych µ oraz n - zgodnosc
  z Frejus
• Niestety nie widzi
• Zwiekszonego strumienia HE neutrin
• Zródel punktowych
• GRB
• WIMPów
• Monopoli
• SN
• SNR
• Mierzy granice strumieni
• Ogranicza modele teoretyczne

49
ICE CUBE mozliwosci - zakres energii
Thesis 06142004 ICE CUBE jest przewidziany
do rejestracji n wszystkich zapachów w zakresie
energii 107 eV (n z wybuchów SN) do 1020 eV Miony
moga byc rejestrowane powyzej energii 1011
eV Kaskady wywolane przez ne ,anty n e , nt i
anty n t zostana rekonstruowane dla energii
powyzej 1013 eV Przypadki z produkcja t
identyfikowane powyzej PeV O detekcji neutrin z
SN
50
ICE CUBE planowany na lata 2004-2010
80.000 n atmosferycznych/ rok
51

• AMANDA / ICE CUBE rejestracja neutrin z
  wybuchu SN
• Próg energetyczny na pojedyncze oddzialywanie
  jest wysoki,
• Neutrina oraz antyneutrina z SN maja energie
  kilkunastu MeV
• AMANDA charakteryzuje sie niskim tlem (kilkuset
  Hz)
• Wybuch SN jest sygnalizowany przez reakcje anty
  ne p -gt e n
• Kaskady e sa rejestrowana jako jednoczesne
  krótko trwajace podniesienie sie poziomu tla w
  poszczególnych pojedynczych PM
• Przejscie przez detektor strumienia
  niskoenergetycznych neutrin w czasie sekund
  bedzie rejestrowane jako wzrost liczby zliczen w
  pojedynczych optycznych modulach
• Wybuch SN jest obserwowany jako jednoczesne
  pojawienie sie sygnalów czerekowa od e czyli
  wzrost krótkotrwaly czestosci tla ponad wartosc
  srednia

52
AMANDA / ICE CUBE rejestracja n z wybuchów SN
Efekt powinien byc widoczny juz w istniejacej
AMANDZIE
To jest mini kaskada z e
53
AMANDA i ICE CUBE Rejestracja wybuchów
SN
rhode
Poszukiwanie sygnalu n z wybuchu SN symulowany
wzrost tla w detektorze ICE CUBE. Wybuch SN
nastapil w centrum GALAKTYKI.
Widoczny fragment Galaktyki
rate
10 sec
czas

30 kpc
54
Czulosc / liczba oddzialywan Atmospheric ?? 240
events/year _at_ 1 TeV Cosmological diffuse flux
10 events/year horneffer
BAIKAL 3 zapachy 2004
50 oddzialywan / km2/ rok
55
Rózne charakterystyki kaskad Kaskady hadronowe i
wywolane przez neutrina Neutrina tau ich
regeneracka
56

• Rozróznienie hadronów i neutrin ksztalt
  powstalej kaskady (Bertou)
• Hadrony oddzialywaja we wierzchnich warstwach
  atmosfery.
• Dla katów zenitalnych gt 80 o odleglosc od
  maksimum kaskady do Ziemi wynosi ponad 100 km..
• Na poziomie Ziemi elektromagnetyczna skladowa
  kaskady juz nie istnieje i pozostaja jedynie
  miony wysokiej energii
• Czolo kaskady jest plaskie z R 100 km i bardzo
  malym rozmyciem czasowym. (lt50 ns).
• Neutrina oddzialywaja gleboko w atmosferze i
  moga zapoczatkowac kaskade w okolicy detektora.
• Jest to normalna aczkolwiek horyzontalna kaskada
  , z wygietym czolem silna skladowa
  elektromagnetyczna i duza dyspersja czasowa
  czastek. ( rzedu microsekund)
• .
• Charakterystyki te moga byc podstawa rozróznienia
  neutrin i hadronów.
• Kaskady produkowane przez taony sa podobne do
  kaskad neutrinowych.

57
(No Transcript)
58
Rozróznienie hadronów i neutrin ksztalt
obserwowanegi EAS
59

• Neutrina Przechodzenie n przez Ziemie
• regeneracja nt (Bottai orazxHalzen str 50)
• ne oraz nm zostaja praktycznie
  zaabsorbowane po 1 dlugosci na
  oddzialywanie CC dla En 1015 eV l
  int CC R ziemi
• Leptony t rozpadaja sie w locie (maja bardzo
  krótki czas zycia) co zapewnia ich regeneracje
• n t -gt t -gt nt -gt t ..
• , Ziemia jest przezroczysta dla nt
  (anty ) do energii 1-10 EeV. (Fiorentino
• dla nm _at_ 35 TeV oraz anty nm _at_ 60 TeV w
  procesie regeneracji neutrino traci R ziemi gt l
  oddzialywanie energie

ne
atmosfera
e
Ziemia
regeneracja
m
t
nm
nt
60
Poszukiwanie nt Pochodzenie t 1.Oscylacje
F(ne) F(nm) F(nt) 111 2. Regeneracja nt
3. Oraz (?) anty ne e- W- nt t Polowa
nm jest konwertowana w nt przy maksymalnym
mieszaniu (bertou)
nt
BR 10
61
Regeneracja nt energia nt maleje
Aubert
62
Obserwatorium AUGER poszukiwania nt
(horyzontalnych ) W oddzialywaniach
Neutrin horyzontalnych liczba procesów
regeneracji jest ograniczona najwyzsza energia
t, Et En Uzyte sa 2 techniki 1/ detektor na
powierzchni Ziemi o duzej powierzchni do badania
rozkladu gestosci czastek produkowanych w
Exetesive Air Showers Sa to wodne czerenkowy ( w
liczbie 1600 po 10 m 3 wody) rozlozone na
powierzchni 3000 km 2 (na kazdej pólkuli) 2/
detektor do badania podluznego rozwoju kaskady
przez obserwacje swiatla fluorescencyjnego
molekul N wzbudzanych przez czastki EAS . Bertou
0104452
63
Obserwatorium AUGER taony
Rozpad t
Produkcja t w Ziemi
64
Detekcja tau
65

Podsumowanie F Halzen Astronomia n wymaga
detektorów km 2 AMANDA jest dowodem ze takie
moga dzialac ICE CUBE bedzie w skali km3
66
http//marwww.in2p3.fr/Houches/Proceedings/MainCou
rse/Spiering1.pdf