Un esperimento di beam dump al ! - CERN/SPS - SHIP Collaboration
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Un esperimento di beam dump al ! CERN/SPS Walter M. Bonivento CERN/INFN Cagliari ! a rappresentare la Collaborazione CERN, Universität Zürich, EPFL Lausanne, INFN Cagliari, Università Federico II and INFN Napoli, Imperial College London (in crescita) INFN Bari 26/05/2014
Momento importante Questo seminario avviene nel pieno del processo What’s Next INFN e due giorni dopo il meeting sul Futuro della CNS1! ! Un momento importante di riflessione sullo stato della nostra Professione e sui suoi scopi!! ! Questo e’ il nostro contributo alla riflessione Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 2
Cosa e’ SHIP SHIP e’ una proposta di esperimento di beam dump al SPS (400GeV p) del CERN ! Obiettivi (per ora…): ! A. rivelazione particelle a lunga vita media debolmente interagenti o sterili: sensibilità’ statistica rispetto a esperimenti precedenti dello stesso tipo x 10000 ! B. rivelazione con sensibilità’ statistica rispetto a esperimenti precedenti x200 Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 3
Layout esperimento 50m p x2 60m 5m ECAL lead/iron UT+VETO tungsten muon tracking magnet rivelatore ντ Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 4
Perche’ e’ importante il fattore 10000? Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 5
Trionfo del Modello Standard ! 2" Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 6
Sommario risultati recenti (in 1 slide!) Scoperta Higgs dove il MS ha predetto che fosse. ! Accoppiamenti come predetti dal MS! Nessuna osservazione di nuove particelle in ricerche dirette a LHC fino al ~TeV, almeno per particelle con accoppiamenti consistenti a quark e gluoni, nonche’ gluini, W’,Z’ etc (NB: da Tevatron a LHC-8, un grosso aumento di sensitivita’)! Nessuna evidenza diretta di particelle di DM (in particolare WIMP-like), con qualche nota controversa eccezione! Nessuna deviazione significativa dalle predizioni della Fisica del (charged) Flavor —>per modelli senza MFV la scala di Nuova Fisica esclusa sale a 3 10 TeV in decadimenti con loop, con MFV 1TeV (Isidori)! (tuttavia qualche indicazione interessante di deviazioni qua e la’, e.g. g-2, P5’ in B->K*μμ,B->D(*)τν) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 7
Quale e’ il problema? ”SM unnatural unless New Physics at the TeV scale”! ! ‘t Hooft Cargese 1979 ! Infatti le correzioni radiative alla massa del Higgs portano la massa stessa verso MP. Per ottenere la massa osservata e’ necessario un contro-termine che “cancelli” la divergenza, con un meccanismo di “fine-tuning” di molti ordini di grandezza.! Questo metterebbe in crisi anche l’idea di Teorie di Campo Effettiva del MS perche’ farebbe dipendere la fisica alla scala EW da scale di energie molto piu’ elevate! ! Per ovviare a questo problema e’ stata introdotta la SUSY (che riduce la divergenza quadratica a logaritmica), la quale pero’ implica l’esistenza di nuove particelle alla scala del TeV, altrimenti essa diventa a sua volta innaturale e quindi “inutile”! Arkani-Ahmed! Plenary ! ! FCC-pp al Workshop ! di Febbraio a! Ginevra Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 8
discorsi pericolosi… Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 9
Quale e’ il problema? (ii) Ora il punto e’ se il paradigma della Naturalezza sia veramente in crisi oppure no, ovvero di quanto sia naturale avere un fine tuning al 10% all’1% o allo 0.1% e di quanto sia meglio avere un universo fine- tuned che un-tuned, multiversi, principio antropico ecc. (dalla quale discussione per manifesta incompetenza mi astengo e lascio volentieri il campo ai Teorici) ! Ora, piu’ o meno, siamo al 10% di tuning. Non trovare nulla a LHC fase 2 e porterebbe questo fine tuning al 1% per molte particelle (in realta’ per chiudere l’ipotesi 1% con modelli ragionevoli “servirebbe” FCC pp 100TeV).! Un altro problema fine tuning dello SM e’ quello dello strong CP, per ovviare al quale sono stati ipotizzati gli assioni di Peccei-Quinn, dei quali pero’ pure non si ha traccia.! A.Romanino! Il Flavor adronico (K, D,B), per una qualche coincidenza satanica, Elba 21/5/2014 nell’ipotesi piu’ conservativa di Minimal Flavor Violation, piu’ o meno mette gli stessi limiti alla scala di Nuova Fisica delle ricerche dirette.! Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 10
Peraltro… Massa del Higgs misurata a ≈125 GeV ! —>SM teoria di campo effettiva, auto- JHEP 1312 (2013) 089 consistente, debolmente accoppiata fino a 10 grandi scale (almeno fino a 10 GeV, errori ancora grandi per concludere)! universo (meta-)stabile! nightmare scenario? dibattito acceso sul significato dello 0 crossing—> connessione con inflazione, risultati di BICEP2 ! situazione confusa… Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 11
16/5/2014 Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 12
John Ellis, QFPP, CERN, 6/5/2014 Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 13
E’ tutto qui? No!!!! perche’ rimangono sul tavolo almeno 3 “problemi” sperimentali dello SM (+altri teorici):! A. massa dei neutrini (dall’esistenza delle oscillazioni): Δm2atm ~ 2.5 10-3 eV2 Δm2sun ~ 8 10-5 eV2! B. la bariogenesi ovvero l’asimmetria materia-anti- materia universo (BAU)—>non spiegabile da CKM! C. materia oscura —>Bullet cluster, Planck… ! (+inflazione) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 14
Su una simile linea di pensiero… Michelangelo Mangano, Aspen 2014 Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 15
Un po’ di geo-politica… “Soluzione Standard” al problema:! A. Studiare l’Higgs in dettaglio! B. Cercare (quasi alla cieca e senza piu’ “forti” motivazioni teoriche) Nuova Fisica con + energia e/o luminosita’e/o massa rivelatore (DM)! 1. ILC (Giappone), TLEP(CERN), CTLEP (Cina) >10G$! 2. pp alla massima energia/luminosita’ possibile (HL-LHC/FCC-pp>30G$?, CERN) ! 3. flavor physics FCNC, decadimenti rari ecc. (SuperKEK-b, Giappone, LHCb upgrade, CERN)! 4. ricerche di DM in rivelatori di grande massa e sensibilita’ (GranSasso ecc.) Esistono possibili strade complementari? Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 16
proposed experimental set-up is presented in Section 4 and in Section 5 the background sources are discussed, before the expected sensitivity is calculated in Section 6. The conclusions are presented in Una possibile nuova strada: Section 7. il νMSM 2 Theoretical motivation In type-I seesaw models (for a review see Ref. [17]) the extension of the SM fermion sector by three right-handed (Majorana) leptons, NI , where I = (1, 2, 3), makes the leptonic sector similar to the Soluzione dei tre problemi quark sector (see Fig. 1). Irrespective of their masses, these neutral leptons can explain the flavour oscillations of the active neutrinos. Four di↵erent domains of HNL mass, MN , are usually considered: suddetti con estensione minimale dello SM, cioe’ senza I Three Generations of Matter (Fermions) spin ½ II III I Three Generations of Matter (Fermions) spin ½ II III introdurre nuovi u principi c t fisici g mass→ charge→ ⅔ 2.4 MeV Right ⅔ 1.27 GeV ⅔ 173.2 GeV 0 0 mass→ charge→ ⅔ 2.4 MeV u ⅔ 1.27 GeV c ⅔ 173.2 GeV t 0 0 g Right Right Right Right Right Left Left Left Left Left Left name→ up charm top gluon name→ up charm top gluon (SUSY or ED) o nuove scale di γ γ 4.8 MeV 104 MeV 4.2 GeV 0 4.8 MeV 104 MeV 4.2 GeV 0 d s b d s b Quarks Quarks -⅓ -⅓ -⅓ 0 -⅓ -⅓ -⅓ 0 Right Right Right Right Right Right energia (GU): ! Left Left Left Left Left Left down strange bottom photon down strange bottom photon Bosons (Forces) spin 1 Bosons (Forces) spin 1 νe νμ ντ νe N1 νμ N2 ντ N3 91.2 GeV 126 GeV ~10 keV ~GeV ~GeV 91.2 GeV 126 GeV 0 0 0 0 0 0 Z 0 0 H 0 0 0 0 Z 0 0 H Left Left Left Left Left Left muon tau muon tau electron neutrino weak Higgs electron neutrino weak Higgs neutrino neutrino 3 partner di Majorana (HNL), neutrino force boson neutrino force boson 0.511 MeV 105.7 MeV 1.777 GeV 80.4 GeV spin 0 0.511 MeV 105.7 MeV 1.777 GeV 80.4 GeV spin 0 μ μ ± ± e τ e τ Leptons Leptons W W -1 -1 -1 ±1 -1 -1 -1 ±1 Right Right Right Right Right Right singoletti destrorsi e sterili dei Left Left Left Left Left Left electron muon tau weak electron muon tau weak force force neutrini ordinari con Figure 1: Particle contentM of the
See-saw In generale molti modelli che introducono neutrini di Majorana sono nel contesto di see-saw, in questo caso di tipo 1, per fornire massa (di Majorana o di Dirac) ai neutrini ordinari! un termine di massa di Majorana (il piu’ economico) non puo’ essere ottenuto nello SM da alcuna interazione rinormalizzabile gauge- invariante, ma puo’ essere ottenuto come limite a basse energie di interazioni rinormalizzabili coinvolgenti campi nuovi! ! ! Φ e’ il campo di Higgs e MM la massa del campo di Majorana R, F Yukawa! dopo la rottura della simmetria il termine di massa si può scrivere come:! ! con mD=Fv/√2, con v=240GeV Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 18
See-saw(2) Nel limite see-saw ovvero mD
Interazioni degli HNL NB: l’unica interazione che questi RH neutrini hanno con lo SM e’ tramite le interazioni di Yukawa coinvolgenti il bosone di Higgs (in questo senso sono “sterili”) e un neutrino ordinario; “partecipano” in tutti i diagrammi di Feynman in cui sono coinvolti i neutrini attivi purche’ cinematicamente possibili ! Concettualmente due tipi di interazioni sono possibili:! ! 1. a T=0, interazione con il v.e.v. —>mixing con neutrini attivi! ! con 3 Production in mixing tra famiglie la relazione withUe, active Uμ eneutrino fromdal Uτ dipende leptonic/semi-leptonic weak decays of mescolamento tra sapori! charm mesons ! • Total production depend on = , , , ! • Relation between , and depends on exact flavour mixing ! 2. a T>TEW accoppiamento con il bosone di Higgs (decadimento del Higgs) vi sono bosoni ! di Higgs nel plasma primordiale —>Ni possono essere prodotti in vari processi di scattering For the sake of determining a search strategy, assume scenario with a predominant coupling to the muon flavour (arXiv:0705.1729) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 20 ,
Bariogenesi e νMSM Inoltre una grande attrattiva di questi modelli e’ che permettono di spiegare la bariogenesi mediante leptogenesi, utilizzando la transizione a sphalerons, un processo non-perturbativo ma previsto dallo SM (t’Hooft), che viola B ma conserva B-L.! La Lagrangiana see-saw a 3 neutrini massivi contiene 6 fasi con violazione di CP (con 2 neutrini sarebbero 3 fasi)! Il Modello di Shaposhnikov spiega la Leptogenesi mediante oscillazioni tra N2 e N3 con violazione di CP durante la loro produzione termica :! • se N2 e N3 quasi degeneri in massa e con massa >>eV e < della scala EW (quindi O(GeV)) —>oggetto di questo esperimento! • il terzo neutrino N1 di massa O(10 keV) con un piccolo mixing con gli altri due —>candidato Dark Matter (ne parlo dopo…piatto caldo!! • modello “tuned” ma protetto da una simmetria (U(1)L se N2 e N3 -4 degeneri e m(N1)=0) rotta a O(10 ) —>tuning “buono”! Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 21
Quindi siamo di fronte ad un quesito: quale criterio usa la Natura? Dobbiamo tornare SUSY, ED al rasoio di Occam? Naturalezza SN Minimalita’ Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 22
Altri intervalli di massa In questi mesi, proprio per la “delusione” dei risultati di LHC, c’e’ una resurrezione di un notevole interesse teorico e sperimentale per questi neutrini di Majorana in ambito see-saw a varie masse. ! Recente indicazione dai dati di BICEP2 combinati con tutto il pregresso di misure cosmologiche, dell’esistenza di un neutrino a massa ~ 0.5eV (arXiv: 1403.7028, arXiv:1403.4852, arXiv:1403.8049). Non e’ chiaro quanto questo sia compatibile con le anomalie da misure di oscillazioni. Se fosse confermato in realtà’ questo non pone in crisi il νMSM , in quanto non c’e un limite al numero di neutrini di Majorana che si possono avere; renderebbe la teoria meno “elegante”, pero’! Neutrini di massa ~ TeV possono contribuire a migliorare la compatibilita’ di fit elettro-debole ed alcune a ridurre alcune anomalie nei dati (massa W , larghezza invisibile Z …) —> possibilita’ di misura a LHC (arXiv:1302.1872)! Neutrini alla scala di GUT in modello SO(10) (Altarelli et al, arXiv: 1305.1001) 14 con Leptogenesi nel decadimento, con M
Masse e Yukawas • Nel modello di Shaposhnikov il see-saw e’ ottenuto con HNL di massa relativamente piccola (e quindi con Yukava piccoli). In realta’ il range di masse e accoppiamenti permessi e’ dato da: ! ! ! ! arXiv:1204.5379 Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 24
1. See-saw: Lower limit on mixing angle with active neutrinos to produce os BAU: Upper limit on mixing angle to guarantee out-of-equilibrium oscillati Produzione di N2,3 2. 3. BBN: Decays of and must respect current abundances of light nuc Limit on lifetime , < 0. ( >3 ) 4. Experimental: No observation so far ! gerarchia Constraints 1-3 now indicate that inversa di massa previous searches dei outside were largely neutrini interesting • nel νMSM forti limitazioni nello spazio dei 2 parametri (U ,m)! • molte ricerche di HNL in passato ma, per m>mK, con sensibilità’ non di interesse Production in mixing with active neutrino from leptonic/semi-leptonic we cosmologico (es LHCb in decadimenti del Bcharm mesons • Total production depend on = 2 -4 , raggiunge U ≈10 , arXiv:1401.5361) , , • Relation between , and depends on exact flavour mixing • questa proposta: ricerca in decadimenti dei mesoni D (prodotti ad alta statistica nella For the sake of determining a search strategy, assume scenario with a predominant coupling to the muon flavour (arXiv:0705.1729) collisione di p di 400 GeV su bersaglio fisso)! • Considerati i fasci esistenti e possibili in un futuro non troppo remoto, questo e’ ilCollider meeting, CERN, February 6, 2014 Future Hadron , , migliore esperimento che possa sondare la regione di interesse cosmologico Production mechanism “probes” = Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 , 25 Br( ) ~ 10 10
Decadimenti del N2,3 • Accoppiamento HNL-ν attivo molto debole —>N2,3 hanno vita media molto lunga • distanze 2 -7 di decadimento -5 O(km)!: per U μ=10 , τN =1.8x10 s • Vari modi di decadimento : i BR’s dipendono dal mescolamento tra sapori • Probabilità’ che N2,3 decada nel volume fiduciale dell’esperimento ∝U μ 2 —> numero di eventi ∝U μ 4 —>aumento di sensibilita’ x10000 permette di accedere alla regione di interesse cosmologico! Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 26
Modello meno “tuned” • se si rinuncia a spiegare la Dark Matter —> tutti e tre i N possono partecipare al see- saw; modello molto meno arXiv:1404:4114 vincolato, spazio dei parametri di interesse cosmologico più esteso, HNL non degeneri • e.g. Canetti et al. —>il limte della BAU si alza di molto Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 27
Altra fisica sotto studio MOLTO SPAZIO IN QUESTI STUDI DI SENSITIVITA’ URGENTISSIMI PER CHI FOSSE INTERESSATO Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 28
en” world, sensitive to a specific new gauge interaction GD articles are not charged under GD but, as specified above, can “feel” ew force because of mixing between it and the SM gauge interaction Portali verso Hidden sectors ! ! ! 3 Le particelle dello SM non sono sensibili direttamente all’interazione di gauge GD ma attraverso un mediatore: gli operatori SM di dimensione piu’ piccola sono detti “portali”! recentemente si e’ rivitalizzata l’attenzione verso questo tipo di interazioni per spiegare alcune anomalie astrofisiche (e.g. aumento e+/e- con energia , concentrazione di linea a 511keV dal centro galattico), interpretate nel contesto di dark matter; il range di masse suggerito, da qualche MeV a qualche GeV, con 100ns e’ peculiare per esperimenti fixed-target (PhysRevD.80.095024)! In questo esperimento simile metodologia di esperimenti già effettuati come CHARM ma con molta maggiore statistica e/o con maggiore energia del fascio (es. rispetto a U70) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 29
Portali et al. Higgs portal —>mediatore inflatone (scalare); produzione diretta o da decadimento + mesone; decadimenti e+e-, μ+μ-; accoppiamenti rinormalizzabili (μ +λ 2)H H! Neutrino portal ->mediatore HNL, di cui si e’ ampiamente discusso! Vector portal —> mediatore para-fotone; produzione in mixing μ con fotoni; decadimenti e+e-, μ+μ-; accoppiamenti rinormalizzabili ϵF F’μ ! axion portal —> mediatore PNGB o axion-like particles (in questo 0 caso non sono Dark Matter particles); produzione diretta mixing con π ; decadimenti e+e-, μ+μ-! Anche sotto studio low-energy SUSY:! ! ! Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 30
Fisica dei neutrini attivi: e μ Approfittando del beam dump, con un rivelatore dedicato che prende dati simultaneamente a quello per HNL, e’ possibile lo studio di interazioni del neutrino con statistica >200x attuale:! • l’esperimento DONUT ha osservato 9 eventi (da charm) con 1.5 stimato di fondo! • l’esperimento OPERA ha osservato 4 eventi (da oscillazione)! In generale la terza generazione di leptoni puo’ essere piu’ sensibile a NF per la sua maggiore massa ! Inoltre la NF nel settore del e’ sperimentalmente limitata con minore precisione rispetto alle altre due famiglie. ! In particolare due “anomalie” sperimentali (su 3) nella fisica del charged flavor coinvolgono il :! A. ! R(D), R(D*) dalle B factories —>3.4 dal MS! 0 B. A(CP) ( —>πK S ) —>2.8 dal MS Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 31
Fisica dei neutrini attivi: e μ —> Misure di sezioni d’urto e distribuzioni angolari nelle interazioni CC: stiamo studiando con i teorici (Datta, U.Massachussets) la sensibilita’ a Higgs carico, W’ e Leptoquarks! Altre misure importanti:! A. osservazione di anti-ντ (unica particella del MS non ancora osservata)! B. produzione di charm in interazioni di νμ (grande aumento di statistica, >100x, rispetto a CHORUS in particolare per anti- νμ, : infatti in beam dump anti-νμ/νμ 60%)! Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 32
L’esperimento Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 33
Vincoli di progetto • massimizzare l’intensita’ di protoni su bersaglio —>produzione di charm! • massimizzare l’accettanza longitudinale! • GLi HNL prodotti nel decadimento del charm possono avere un pT significativo e pure i prodotti di decadimento! ! fraction of HNLs/(4 mrad) 0.07 0.06 angolo polare del HNL ! 0.05 0.04 ! 0.03 0.02 ! 0.01 0 0 0.05 0.1 0.15 0.2 ! ! (rad) • il rivelatore deve essere posto il piu’ vicino possibile al bersaglio per massimizzare l’accettanza • la distanza deve essere bilanciata dalla necessita’ di ridurre il flusso di muoni • Minimizzare il materiale all’interno del rivelatore per ridurre le interazioni dei muoni e dei neutrini! 0 • RIcostruzione massa invariante per sopprimere fondo di K L Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 34
Concetto 50m p x2 60m 5m ECAL lead/iron UT tungsten muon tracking magnet rivelatore ντ Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 35
Il complesso degli acceleratori del CERN Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 36
Il fascio • Fascio SPS estratto 400GeV; intensità’ come CNGS 4.5x1019 pot/anno. • Se upgrade PS si puo’ 19 arrivare a 7x10 • caratteristiche dei fasci discusse in grande dettaglio con esperti del CERN —>design realistico —>5 anni di run SENZA UPGRADE: 2x1020pot Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 37
Possibile zona sperimentale Rivelatore posto IN SUPERFICIE Estrazione in SPS-LSS2, beam switch lungo la transfer line (TT20) alla posizione dei magneti di splitting MSSB2117. Studio di fattibilita’ in corso al CERN. gli studi effettuati per il proposal della facility del neutrino molto utili per noi Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 38
Bersaglio e filtro per muoni ! wall / earth hadron Experiment target mop−up shielding ! absorber (detector, fiducial volume) beam muon shield (U / W) ! ! ! ~ 0.5m ~ 3m ~ 1m ~ 52m ~ 1m • Figure 7: Schematic Bersaglio di W (50cm-1m) : il fascio view of theva allargato target, e/o diluito hadron absorber sul bersaglio and muon shield per evitare in front of the experiment. fusione, The total length from the target to the entrance of the fiducial volume is ⇠ 60 m. seguito da assorbitore adroni e un filtro per muoni con due opzioni allo studio! 11 13 • Problema non banale perche’ 4.2 Detector il flusso di muoni e’ enorme: 10 /SPS-spill(5×10 pot); ! The detector consists of a long decay volume followed by a spectrometer. For a given detector length, • per ora la baseline per l’estrazione e’ 1sec (CNGS 10μs), ma la fattibilita’ e’ allo studio della the detector diameter should be maximised. In the discussion below the 5 m aperture of the LHCb divisone AC spectrometer del CERN! [59] is taken as a realistic scale. Figure 8 shows a scan of the length of the detector for both a single detector element and for • sicuramentetwoil problema longitudinally tecnico piu’ difficile arranged detector elements. dell’esperimento! For a given HNL lifetime and detector aperture, the number of HNLs decaying in the apparatus with the decay products going through the spectrometer saturates • Problemi radiologici as a function sotto controlloof the con lengthlaof costruzione the detector. The di useun of two magnetic target spectrometers bunker e conincreases circuito di the geometric acceptance by 70% compared to a single element. Therefore, the proposed detector raffreddamento chiuso will have two almost identical detector elements as depicted in Fig. 9. A diagram of a single detector element is also shown in Fig. 10. Walter M. BoniventoTo -reduce CERN/INFN Cagliari to a negligible INFN level the background caused by interactions of neutrinos with Bari 26/05/2014 the remaining 39 air inside the decay volume, a pressure of less than ⇠ 10 2 mbar will be required (see Section 5). Each
Filtro passivo ! ! • Simulazione con PYTHIA8/GEANT4 • Un cono di solo W troppo caro • Miglior compromesso: nocciolo di W 250t di 40m (10M€ x costo al Kg/40€) circondato da Pb (2500t); totale 70m (100t di W per totale 60m per ottimizzazione costi) • dopo 40m lo scattering multiplo e’ così grande che non vale la pena di continuare con un nocciolo di W • rate di muoni stimato sullo spettrometro: 25k/spill da 5e13 (x10 con 100t) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 40
Tunnel di decadimento e spettrometro Vuoto 10-5atm (NB: NA62 10-8atm!) ! ! L’uso del secondo tunnel aumenta l’accettanza del 70% Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 41
Rivelatori et al. • Quasi nessun R&D da fare, per ora non e’ emerso nessun parametro che necessiti di un “nuovo” rivelatore: ce la possiamo fare con rivelatori già costruiti in passato, ottimizzando i parametri—> questo significa che dall’approvazione si puo’ iniziare subito a costruire il rivelatore! • Rivelatore di Muoni. varie opzioni allo studio:! • RPC di nuova generazione.! • RPC ricuperate da OPERA! • Scintillatori! • trigger e acquisizione dati: pensiamo di utilizzare il modello HLT dell’upgrade di LHCb (i.e. no L0) • computing: FairRoot framework (F.Rademacher) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 42
Il magnete (x2) • L’esperimento richiede un magnete dipolare simile a quello di LHCb, ma con 40% meno ferro e tre volte meno potenza dissipata. ! • LHCb: 4Tm e Apertura di ~ 16 m2 ! • Questo design: ! - Apertura 20 m2 - Due bobine di Al-99.7 - Campo di picco ~ 0.2 T - Integrale di campo ~ 0.5 Tm su 5 m ! ! ! Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 43
Tracking e VETO Straw tubes simili a NA62 con risoluzione spaziale di 120 μm, 0.5% X0/X Risoluzione in impulso ottenuta nel nostro caso Principali differenze con NA62: A. 5m di lunghezza B. vuoto 10-2 mbar C. 2kHz/straw di 1cm di diam D. configurazione X,X-θ,X+θ,X con θ piccolo Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 44
Soppressione fondi Interazioni di neutrini muonici ! 1. nel tunnel di decadimento: -5 a pressione atmosferica 2x10 4 fondo interazioni -8 —>vuoto 10 bar (molto meno di NA62 che usa 10 bar!)! 2. nell’ultima lunghezza 0 di interazione del dump —- >produzione di K L—>μπν (anche DIS di muoni rilevanti)! 20 in 2x10 pot 600k CC interazioni di νμ —> 150 eventi con entrambe le particelle cariche che escono dallo spettrometro —>rigettate da tagli cinematica sul parametro di impatto! inoltre un altro fattore 10-40 si puo’ ottenere equipaggiando l’ultima parte del dump con un rivelatore attivo per “taggare” le interazioni di neutrino —> SPAZIO!!!!!! segnale in ogni caso e’ importante sopprimere il K0L anche sopra 500MeV perche’ non sappiamo ancora come e se riusciremo a tenere sotto controllo le code non gaussiane della risoluzione in impulso! Combinazioni casuali di due muoni dal PV —> risoluzione temporale spinta di almeno un rivelatore e alta efficienza del VETO cruciali (sotto studio) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 45
Sensibilita’per HNL (gerarchia di massa dei neutrini attivi inversa Assumendo 0 fondo (che pare /CHARM ben giustificato dai nostri studi, ma sara’ comunque l’oggetto di simulazioni molto dettagliate)! BBN —> finestra di opportunità’ per questo esperimento di sondare la zona di interesse cosmologico solo con N—>μπ (in uno scenario in cui l’accoppiamento ! al sapore muonico e’ dominante) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 46
Altri canali Un calorimetro e.m. permette la ricostruzione di modi addizionali di decadimento:! + - N—>e π che permette di accedere al limite su Ue (essendo la struttura di flavor non nota questi canali potrebbero anche essere favoriti!)! + - - - 0 N—>μ ρ con ρ —>π π che permette di migliorare il limite su Uμ (tipicamente lo stesso BR di μ+π-, per m>700Mev) Assumendo celle calorimetriche di 10cm Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 47
Un possibile calorimetro ! ! ! • Il calorimetro Shashlik a spirale proposto dal gruppo di IHEP Protvino (non ancora ufficialmente membro di SHIP) • Uniformita’ qualche %, risoluzione temporale σ∼1ns quale σ(E)/ E=6.5%/√E⊕1% • con possibilmente un pre-shower per distinguere γ da π0 Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 48
Sensibilita’ per Hidden Photon VERY PRELIMINARY E UNOFFICIAL con canali e+e- e μ+μ- Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 49
Rivelatore per Rivelatore a emulsioni con la tecnologia di OPERA ma con massa molto minore (750 mattoni) molto compatto (2m) posto davanti al tunnel di decadimento per il HNL — >immerso in campo B e seguito da un rivelatore di muoni (per sopprimere il fondo di charm)! Si2stima di dovere cambiare il rivelatore circa 10 volte nel corso del run —>totale di 5400 m di piates di emulsioni —> 5% di OPERA! Due opzioni allo studio:! Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 50
Stato della proposta (i) • SPC EOI-2013-010 + addendum sottomessa Ottobre 2013 e discussa alla riunione. EOI trasmessa e discussa al Research Board ma non ancora valutata da quest’ultimo.! • interazione con referee di SPSc e discussione alla riunione di Gennaio 2014. ! • Raccomandazione SPSc: The Committee received with interest the response of the proponents to the questions raised in its review of EOI010. The SPSC recognises the interesting physics potential of searching for heavy neutral leptons and investigating the properties of neutrinos. Considering the large cost and complexity of the required beam infrastructure as well as the significant associated beam intensity, such a project should be designed as a general purpose beam dump facility with the broadest possible physics programme, including maximum reach in the investigation of the hidden sector. To further review the project the Committee would need an extended proposal with further developed physics goals, a more detailed technical design and a stronger collaboration. Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 51
Stato della proposta (2) L’Extended Directorat del CERN ha istituito una task force composta da fisici degli acceleratori del CERN (Saban, Goddard, Arduini, Gatignon ecc.) per dare un “first assessment” per la fattibilita’ e costi del nostro esperimento in termini di beam line e dump! Un draft del documento e’ gia’ pronto (ma non ancora pubblico) e sara’ discusso probabilmente al prossimo RB! Pagina web http://ship.web.cern.ch/ship/ ! Tempo stimato per il technical proposal: 1 anno. Fine 2015.! Costo stimato: 100M (CERN) per il fascio 15M+15M+12M (F.A.) per il rivelatore (inclusi i contributi in-kind) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 52
Che si fa all’INFN • A Settembre l’intenzione e’ di aprire una sigla nazionale e fare delle richieste finanziarie • l’interesse nelle sezioni sta crescendo • per ora G1 (ma la Giunta si riserva di decidere se G2 prima di Luglio) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 53
Tempistica (moolto preliminare) • Proposal : 1 meta’ del 2015 • Approvazione SPSc: seconda meta’ 2015 • incoraggiamento continuare —> council 2016 • Due anni per fare i TDR, meta’ 2017: approvazione fine 2017; Technical Design del fascio • Prime richieste finanziarie per produzione rivelatori: 2018 • costruzione beam line: LS2 • 4-5 anni produzione-istallazione (durante LS3) • Data taking: dopo LS3, 2022-2027 Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 54
Il workshop di Zurigo Primo meeting open di Collaborazione il 10-12 Giugno a Zurigo: sara’ un workshop a cui sono invitati molti teorici e si discuteranno le opzioni per i vari sotto-sistemi Ci sara’ una sessione in cui si decidera’ l’estensione della collaborazione a nuovi membri della collaborazione (che ovviamente ne facciano richiesta) a cui sara’ richiesto di dichiarare il tipo di impegno potenziale su: a ) preparazione proposal, b) preparazione TDR, c) costruzione Sara’ dato tempo fino a Settembre per le “late entries” per a) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 55
Scelta della Commissione • Per ora facciamo l’ipotesi di fare le richieste in Gruppo Uno • La Giunta si riserva di decidere una diversa collocazione entro Luglio Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 56
Gruppi stranieri • Da Zurigo probabilmente: • Russia: 5 istituti • UK: 3 istituti • F: 3 istituti • CH: 4 istituti • CERN>7 fisici • D: 1-2 istituti • Svezia: 2 istituti • Cile: 1-2 istituti • Giappone: 4 istituti Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 57
Visti da fuori(1) Final remarks • New physics can show up at low energy, in the form of low-mass BSM particles (vMSM neutral leptons, sterile ν’s, axions, low-mass WIMPS) or high-scale phenomena revealed by low-scale processes (B, D decays/mixings, μ→eγ, g–2, EDM, etc) • None of these observations would reduce the interest in expanding First expressions of interest for physics with the injectors the energy reach of direct exploration Ancora Mangano ! • The direct understanding of the true nature of EWSBalremains Workshopa del FCC ! critical component of the programme (among many reasons, cfr e.g. FHC.1.3 Continued exploration of SM particles di Febbraio a ! FHC.1.3.1 Physics of the top quark (rare decays, FCNC, anomalous couplings, ...) remarks on EW phase transition and baryogenesis, by Nima and Christophe) FHC.1.3.2 Physics of the bottom quark (rare decays, CPV, ...) FHC.1.3.2 Physics of the tau lepton (e.g. tau -> 3 mu, tau -> mu gamma and other LFV • Naturalness remains an ever-growing concern, which cries forGinevra!!!!! decays) FHC.1.3.2 W/Z physics an extension of the energy reach of our facilities FHC.1.3.3 QCD dynamics FHC.1.4 Opportunities other than pp physics: FHC.1.4.1 Heavy Ion Collisions FHC.1.4.2 Fixed target experiments: FHC.1.4.2.1 "Intensity frontier": kaon physics, mu2e conversions, beam dump experiments and searches for heavy photons, heavy neutrals, and other exotica... FHC.1.4.2.2 Heavy Ion beams for fixed-target experiments FHC.1.5 Theoretical tools for the study of 100 TeV collisions Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari FHC.1.5.1 PDFs58 INFN Bari 26/05/2014 FHC.1.5.2 MC generators
Visti da fuori(2) Is it the end? Certainly not! -- Dark matter -- Baryon Asymmetry in Universe -- Neutrino masses are experimental proofs that there is more to understand. We must continue our quest Alain Blondel FCC-ee experiments summary at least 3 pieces are still missing Blondel, plenary summary ! FCC-ee al Workshop ! Since 1998 it is established that neutrinos have mass di Febbraio a! and this very probably implies new degrees of freedom «sterile», very small coupling to known particles completely unknown masses (eV to ZeV), nearly impossile to find. Ginevra!!!!! .... but could Alainperhaps explain Blondel FCC-ee all:summary experiments DM, BAU, -masses Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 59
Conclusioni • Test di una spiegazione alternativa rispetto ai soliti modelli (SUSY, ED) di importanti fenomeni osservati non compatibili con il Modello Standard ! • L’osservazione di decadimenti nell’esperimento e’ manifestazione diretta di Nuova Fisica! • Tecniche complementari rispetto a esperimenti esistenti —>lunghe vite medie, alta intensità’! • Anche fisica dei neutrini attivi, per gli appassionati Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 60
Conclusioni (2) • Il fascio c’e’ e il rivelatore si puo’ costruire in breve tempo appena data l’approvazione. Tutte le tecnologie proposte esistono e funzionano! Non ci sono R&D cruciali per l’esperimento che necessitino di anni di studi preliminari.! • Una proposta che il CERN sta valutando molto seriamente. Nessuna altra facility al mondo ha (e aggiungerei avra’, viste le proposte in circolazione) le potenzialita’ per effettuare questa misura con sensibilita’ competitive o comunque in grado di sondare la regione di interesse cosmologico, per m>mK Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 61
• Dovevamo parlare di N1 Stabilita’ —> τ>τ(universo)! limite dal Principio di Pauli • Produzione —>creato nell’Universo nella fase iniziale nelle reazioni ll>νN1 , qq—>νN1 deve fornire la corretta abbondanza di DM! • Decadimento —> il decadimento radiativo N1—>γν fornisce una linea nello spettro X a E(γ)=m1/2! ! ! zona di esclusione! (OTTENUTA CON MISURE! • Allargamento linea da Doppler e da effetti strumentali vari SU SINGOLE GALASSIE) Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 62
Submitted to ApJ, 2014 February 10 Preprint typeset using LATEX style emulateapj v. 04/17/13 80 years from (0.01-0.35) DETECTION OF AN UNIDENTIFIED EMISSION LINE IN THE STACKED X-RA CLUSTERS dias charge its discovery by (Zwicky 1933, 1937), its nature is still unknown (though now we do know for sure it exists — from X-ray and Cluster, 63 Clowe et al. (2006), and we know accurately its cosmo- Esra Bulbul1,2 , Maxim Markevitch2 , Adam Foster1 , Randall K. Smith1 Mich DETECTION OF AN UNIDENTIFIED EMISSION LINE IN THE STACKED X-RAY SPECTRUM OF GALAXY 26/05/2014 Scott W. Randall1 idea: mettere insieme 73 osservazioni di cluster di galassie 1 Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridg 2NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA. Submitted to ApJ, 2014 February 10 Esra Bulbul1,2 , Maxim Markevitch2 , Adam Foster1 , Randall K. Smith1 Michael Loewenstein2 , and CNN breaking news spectrum of 73 galaxy clusters spanning a redshift range 0.01 0.35. MOS and PN observations independently show the presence of the line at consistent energies. When the full sample is divided matter is in sterile neutrinos with ms = 2E = 7.1 keV, our detection in the full sample corresponds to We detect a weak unidentified emission line at E = (3.55 3.57) ± 0.03 keV in a stacked XMM > 3 statistical significance in all three independent MOS spectra and the PN “all others” spectrum. The line is also detected at the same energy in the Chandra ACIS-S and ACIS-I spectra of the Perseus cluster, with a flux consistent with XMM-Newton (however, it is not seen in the ACIS-I spectrum of lines. However, it is very weak (with an equivalent width in the full sample of only ⇠ 1 eV) and located into three subsamples (Perseus, Centaurus+Ophiuchus+Coma, and all others), the line is seen at Virgo). The line is present even if we allow maximum freedom for all the known thermal emission instrument capabilities and subject to significant modeling uncertainties. On the origin of this line, we argue that there should be no atomic transitions in thermal plasma at this energy. An intriguing possibility is the decay of sterile neutrino, a long-sought dark matter particle candidate. Assuming that all dark a neutrino decay mixing angle sin2 (2✓) ⇡ 7 ⇥ 10 11 , below the previous upper limits. However, based on the cluster masses and distances, the line in Perseus is much brighter than expected in this model, significantly deviating from other subsamples. This appears to be because of an anomalously bright line at E = 3.62 keV in Perseus, which could be an Arxvii dielectronic recombination line, although its emissivity would have to be 30 times the expected value and physically difficult to understand. In principle, such an anomaly might explain our line detection in other subsamples as well, though it would stretch the line energy uncertainties. Another alternative is the above anomaly in the Ar line with Chandra and Suzaku, and eventually Astro-H, are required to determine the nature of this new combined with the nearby 3.51 keV K line also exceeding expectation by factor 10–20. Confirmation ABSTRACT the Bullet emission processes such 2014 We detect a weak unidentified emission line at E = (3.55 3.57) ± 0.03 ke spectrum of 73 galaxy clusters spanning a redshift range 0.01 0.35. MOS independently show the presence of the line at consistent energies. When the le osservazioni into three subsamples (Perseus, Centaurus+Ophiuchus+Coma, and all other of Bari > 3 statistical significance in all three independent MOS spectra and the PN 10 Feb The line is also detected at the same energy in the Chandra ACIS-S and ACIS-I il red-shift cluster, with a flux consistent with XMM-Newton (however, it is not seen in t Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, 60 Garden Street, Cambridge, MA 02138. limit of the current INFN Virgo). The line is present even if we allow maximum freedom for all the kn lines. However, it is very weak (with an equivalent width in the full sample of on gravitational-lensing observations exchange (Paerels & Kahn 2003). within 50–110 eV of several known faint lines; the detection is at the limit of capabilities and subject to significant modeling uncertainties. On the origin of [astro-ph.CO] there should be no atomic transitions in thermal plasma at this energy. An i the decay of sterile neutrino, a long-sought dark matter particle candidate. A matter is in sterile neutrinos with ms = 2E = 7.1 keV, our detection in the full a neutrino decay mixing angle sin2 (2✓) ⇡ 7 ⇥ 10 11 , below the previous upper on the cluster masses and distances, the line in Perseus is much brighter than e 2 NASA Goddard Space Flight Center, Greenbelt, MD, USA. permatter, states and nonthermal significantly deviating from other subsamples. This appears to be because of line at E = 3.62 keV in Perseus, which could be an Arxvii dielectronic recom its emissivity would have to be 30 times the expected value and physically diffi principle, such an anomaly might explain our line detection in other subsam the detection is at the would stretch the line energy uncertainties. Another alternative is the above combined with the nearby 3.51 keV K line also exceeding expectation by facto As for dark la statistica: analizzate arXiv:1402.2301v1 Submitted to ApJ, 2014 February 10 with Chandra and Suzaku, and eventually Astro-H, are required to determine line. XMM-Newton e Chandra. Correzioni states and nonthermal em Scott W. Randall1 1. INTRODUCTION Galaxy clusters are the largest aggregations of hot in- exchange (Paerels & Kah tergalactic gas and dark matter. The gas is enriched As for dark matter, 8 ABSTRACT CLUSTERS with heavy elements (Mitchell et al. (1976); Serlemitsos (Zwicky 1933, 1937), its n et al. (1977) and later works) that escape from galaxies now we do know for sur and accumulate in the intracluster/intergalactic medium gravitational-lensing obse (ICM) over billions of years of galactic and stellar evo- Clowe et al. (2006), and lution. The presence of various heavy ions is seen from logical abundance, e.g., H their emission lines in the cluster X-ray spectra. Data the various plausible dar in- with heavy elements (Mitchell et al. (1976); Serlemitsos et al. (1977) and later works) that escape from galaxies - CERN/INFN Cagliari medium (ICM) over billions of years of galactic and stellar evo- tergalactic gas and dark matter. The gas is enriched from large e↵ective area telescopes with spectroscopic ca- has motivated our presen within 50–110 eV of several known faint lines; pabilities, such as ASCA, Chandra, XMM-Newton and ile neutrino that is inclu hot Suzaku, uncovered the presence of many elements in the standard model of particl ICM, including O, Ne, Mg, Si, S, Ar, Ca, Fe, and Ni (1994) and later works; (for a review see, e.g., Böhringer & Werner 2010). Re- Abazajian et al. (2007); of ile neutrinos should decay in the intracluster/intergalactic cently, weak emission lines of low-abundance Cr and Mn aggregations were discovered (Werner et al. 2006; Tamura et al. 2009). Relative abundances of various elements contain valuable information on the rate of supernovae of di↵erent types in (ms , ✓) = 1.38 ⇥ 10 galaxies (e.g., Loewenstein 2013) and illuminate the en- richment history of the ICM (e.g., Bulbul et al. 2012b). where the particle mass Line ratios of various ions can also provide diagnostics are unknown but tied to 1. INTRODUCTION of the physical properties of the ICM, uncover the pres- neutrino production mod ence of multi-temperature gas, nonequilibrium ionization The decay of sterile neutr E = ms /2 and an active largest ebulbul@cfa.harvard.edu ile neutrino may lie in the per aumentare the M. Bonivento 1 clusters are and accumulate line. Galaxy Walter ! ! ! ! ! • :1402.2301v1 [astro-ph.CO] 10 Feb 2014
Un altra breaking news! An unidentified line in X-ray spectra of the Andromeda galaxy and Perseus galaxy cluster A. Boyarsky1 , O. Ruchayskiy2, D. Iakubovskyi3,4 and J. Franse1,5 1 Instituut-Lorentz for Theoretical Physics, Universiteit Leiden, Niels Bohrweg 2, Leiden, The Netherlands 2 Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne, FSB/ITP/LPPC, BSP, CH-1015, Lausanne, Switzerland 3 Bogolyubov Institute of Theoretical Physics, Metrologichna Str. 14-b, 03680, Kyiv, Ukraine 4 National University “Kyiv-Mohyla Academy”, Skovorody Str. 2, 04070, Kyiv, Ukraine 5 Leiden Observatory, Leiden University, Niels Bohrweg 2, Leiden, The Netherlands .4119v1 [astro-ph.CO] 17 Feb 2014 We identify a weak line at E ∼ 3.5 keV in X-ray spectra of the Andromeda galaxy and the Perseus galaxy cluster – two dark matter-dominated objects, for which there exist deep exposures with the XMM-Newton X-ray observatory. Such a line was not previously known to be present in the spectra of galaxies or galaxy clusters. Although the line is weak, it has a clear tendency to become stronger towards the centers of the objects; it is stronger for the Perseus cluster than for the Andromeda galaxy and is absent in the spectrum of a very deep “blank sky” dataset. Although for individual objects it is hard to exclude the possibility that the feature is due to an instrumental effect or an atomic line of anomalous brightness, it is consistent with the behavior of a line originating from the decay of dark matter particles. Future detections or non-detections of this line in multiple astrophysical targets may help to reveal its nature. arXiv:1402.4119v1 [astro-ph.CO] 17 Feb 2014 The nature of dark matter (DM) is a question of crucial im- object. However, if the same feature is present in the spectra • Osservazione consistente di una portance for both cosmology and for fundamental physics. As linea at of 3.5KeV with objects, a number of different 3-4 σandsignificance! its surface brightness and origin of any weak line found in the spectrum of individual crease, it is hard to exclude an astrophysical or instrumental even if the exposure of available observations continues to in- instrumental lines, not all of which may be known. Therefore, tra of astrophysical objects are crowded with weak atomic and searches have shown, should be rather weak. The X-ray spec- olution of the present day X-ray telescopes and, as previous The DM decay line is much narrower than the spectral res- and it is important to probe it still further. consistent with all astrophysical and cosmological bounds [6], of the available parameter space for sterile neutrinos is fully restricts the mass range to 0.5 − 100 keV [4, 5]. A large part DM candidate – the right-handed neutrino – this requirement correct DM abundance. For example, for one very interesting other parameters are related by the requirement to provide the each particular DM model, the particle’s mass, lifetime and for in X-rays (see [4] for review of previous searches). For photon energy Eγ = 21 mDM . Such particles can be searched and photons, and we can expect two-body radiative decay with mass is below 2me c2 , such a fermion can decay to neutrinos search above the Tremaine-Gunn limit [3] (! 300 eV). If the a model-independent way. For fermionic particles, one should provides an important test to constrain the properties of DM in of the Universe. Therefore, the search for a DM decay signal can possess a decay channel if its lifetime exceeds the age remain largely unconstrained. A priori, a given DM candidate of DM particles: their masses, lifetimes, and interaction types e.g. [2]), little is known experimentally about the properties candidates have been put forward by particle physicists (see Bang cosmology paradigm to dark matter. Although many ticipated that a new particle should exist to extend the hot Big various observations (see e.g. [1] for a review), it is widely an- ter candidates – are known to be too light to be consistent with neutrinos – the only known particles that could be dark mat- portance for both cosmology and for fundamental physics. As The nature of dark matter (DM) is a question of crucial im- neutrinos – the only known particles that could be dark mat- relative normalization between objects is consistent with the • Analisi diversa ter candidates dalla – are known to be precedente e su too light to be consistent with dati diversi, expected behaviorcon of the controlli DM signal, thisanche sulla can provide much various observations (see e.g. [1] for a review), it is widely an- more convincing evidence about its nature. astrophysical targets may help to reveal its nature. originating from the decay of dark matter particles. F to an instrumental effect or an atomic line of anomal “blank sky” dataset. Although for individual objects stronger for the Perseus cluster than for the Androm Although the line is weak, it has a clear tendency to observatory. Such a line was not previously known t cluster – two dark matter-dominated objects, for which dipendenza radiale e sul contenuto relativo di DM! We identify a weak line at E ∼ 3.5 keV in X-ray ticipated that a new particle should exist to extend the hot Big 2 Ecole 3 Bang cosmology paradigm to dark matter. Although many The present paper takes a step in this direction. We present Bogolyubov 4 National University “Kyiv-Mohyla Acade Polytechnique 5 the results of the combined analysis of many XMM-Newton Leiden Observatory, Leiden University, • candidates Molte analisihave been in put forwardche corso by particle physicists (see potranno chiarire la situazione! e.g. [2]), little is known experimentally about the properties observations of two objects at different redshifts – the Perseus Institute of Theoretical Physics of DM particles: their masses, lifetimes, and interaction types cluster and the Andromeda galaxy (M31) – together with a Missione Astro-H sara’ lanciata a given DMnel 2015long e aiutera’ a chiarire sky” dataset. la We situazione Fédérale de Lausanne, FS • remain largely unconstrained. A priori, candidate exposure “blank study the 2.8–8 keV can possess a decay channel if its lifetime exceeds the age energy band and show that the only significant un-modeled of the Universe. Therefore, the search for a DM decay signal excess that is present in the spectra of both M31 and Perseus Walter providesM.anBonivento important test-toCERN/INFN Cagliari constrain the properties of DM in is located at ∼ 3.5 keV energy and the lineINFN Bari 26/05/2014 in Perseus is cor- a model-independent way. For fermionic particles, one should 64 rectly redshifted as compared to Andromeda (at 95% CL). The
Un esempio di plot ! M31 Blank sky ! ! • incompatibile, dicono gli autori, con linee atomiche note e con possibili effetti strumentali (non sono un esperto per giudicare se hanno ragione) • la significanza dichiarata e’ 3-4σ in vari sub-campioni —>pertanto e’ il caso di aspettare ed essere cauti. Walter M. Bonivento - CERN/INFN Cagliari INFN Bari 26/05/2014 65
For fun: 22 nel grafico bi-dimensionale cases, such as the core of the Perseus cluster where many neutral filaments are known, it is possible that CX could -7 10be large enough to create a small fraction of the total DM overproduction Interaction strength Sin (2θ) X-ray emission, although Excluded it would notbycreate X-rayor enhance observations Tremaine-Gunn / Lyman-α -8 10a line at 3.57 keV or the DR line at 3.62 keV. CX could 2 not dominate the overall emission, however, as it would -9 create Fe XVII and other lines that are not detected. 10also 5.2. Sterile neutrino decay line? 10-10 An interesting interpretation of the line is the decay signature of the sterile neutrino, a long-sought dark mat- 10-11 ter particle candidate (Boyarsky et al. (e.g., 2009), see our §1). The mass of the sterile neutrino would be dou- 10-12 ble the decayNot enough photon DM m =7.1 keV. The line flux energy, s detected -13 in our full sample corresponds to a mixing angle 10 for the decay sin2 (2✓) ⇠ 7 ⇥ 10 11 . This value is below 1 2 5 10 50 the upper limits placed by the previous searches, shown Dark matter in Fig. 12. Our detection from themass stackedMDMXMM-Newton [keV] MOS observations galaxy clusters are shown with a star in red in that figure. Figure 13 shows the detections and upper limits we obtained from our various subsamples we FIG. 4: Constraints used in this work on(based sterileonneutrino DM cluster the included withinmasses νMSM [4]. The blue point line comes would corresponds and distances), per limit fromplaced DMusing decay. to the best-fit as well as a comparison the Thick with value Bullet errorbars cluster by are Boyarski et al. from previous Boyarsky up- M31 if the ±1σ etlimits on the al. (2008) at 3.57 keV, which is the most relevant earlier Figure 12. Recent constraints on sterile neutrino production flux. Thin errorbars constraint for us.correspond to the uncertainty Since the mixing in the DM distri angle is a universal Harvard, NASA ecc. models, assuming sterile neutrinos constitute dark matter (Abaza- butionquantity, jian et al. 2007). Straight lines in black show theoretical predictions assuming sterile neutrinos constitute the dark matter with lepton in the center all theofsubsample M31. measurements must agree. The line in the subsample of fainter 69 clusters (full number L = 0, L = 0.003, L = 0.01, L = 0.1. Constraints from the sample sans Perseus, Coma, Ophiuchus and Centaurus) Walter cosmic X-rayM. Bonivento background are -shown CERN/INFN in the solidCagliari (blue and hatched corresponds to a mixing angle INFN Bari that is 26/05/2014 consistent with regions). The region is solid green is excluded based upon obser- 66 vations of the di↵use X-ray background (Abazajian et al. 2007). the full sample; the same is seen (though with a mild
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