Le oscillazioni dei neutrini
Corso di Fisica delle Astroparticelle
2009-2010
Nota sull’oscillazione dei neutrini
• La probabilità di sopravvivenza di un genere di neutrino
è uguale a quella del suo antineutrino, come richiesto dal
teorema CPT che connette una particella con la
rispettiva antiparticella.
• Però, la probabilità di trasformazione di un antineutrino
in un altro antineutrino di specie diversa, in generale,
non è uguale alla probabilità di trasformazione tra loro
dei due rispettivi neutrini, in quanto esiste la violazione di
CP.
Esperimenti di oscillazione del
neutrino
SNU = 10-36 assorbimenti per ogni atomo bersaglio SSM = 132±7 SNU
Paradosso
7Be/8B
Le soluzioni astrofisiche
sembrano sfavorite
Le oscillazioni del neutrino
possono spiegare i risultati
sperimentali
• MSW (conversione nella
materia):
• SMA
• LMA
• LOW
• Vacuum (oscillazioni nel
vuoto)
La mancanza dei n da 7Be è dedotta:
non esiste alcuna misura diretta !
Borexino è un esperimento progettato
per la misura diretta mediante la
reazione:
n+e n +e
Variazione stagionale ± 3.5%
L’Esperimento Borexino
Laboratori Nazionali del Gran Sasso (profondità di 3800 mwe)
Il rivelatore e’ strutturato in shell
Caratteristiche del rivelatore (dal centro):
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Scintillatore: PC + PPO
(300 ton, 100 ton di massa fiduciale)
Sfera in nylon (d = 8.5 m,
spessore ~ 100 mm)
Liquido di buffer: PC + DMP
(1040 ton)
2200 fototubi
Sfera in acciaio (d = 13.7 m)
Buffer esterno di acqua ultrapura
Serbatoio d’acciaio (h e dbase = 18 m )
Neutrini Atmosferici
p+ → m+ + nm. ;
p- → m- + nֿm. ;
m+ → e+ + ne + nֿm
m- → e- + nֿe + nm
R = ( Nm/Ne)osservato
( Nm/Ne)calcolato
( Nm/Ne)calcolato = 2.1 per En < 1 GeV. Più alto ad energie
superiori per maggiore sopravvivenza dei muoni.
Rmisurato =
0.6
• Il risultato è stato interpretato in termini di una oscillazione fra nm → nt..
• Una evidenza convincente proviene dalla distribuzione dell’angolo di zenith dei
muoni prodotti negli eventi nm con energia dei muoni sopra 1.3 GeV. La lunghezza
del percorso del neutrino dipende fortemente dall’angolo, essendo tipicamente di 20
km per i neutrini che vengono direttamente dall’alto, 200 km per quelli laterali e
13.000 km per quelli che vengono dall’atmosfera dall’altra parte della terra.
• Naturalmente è la direzione del muone prodotto che viene misurata, ma l’energia è
sufficientemente alta per assicurare un angolo neutrino-muone molto piccolo.
• In conclusione, il deficit di neutrino solare e l’asimmetria alto-basso nei neutrini
atmosferici sono stati interpretati in termine di oscillazione dei sapori. Le differenze
in massa dei neutrini e, probabilmente, le stesse masse sono molto piccole,
dell’ordine di 10-1 – 10-3 eV. Pertanto, le masse conosciute delle particelle elementari
variano dai 175 GeV del quark top a soli 10-12 GeV dei neutrini,
Probabilità di trasformazione
The Cern Neutrino to Gran Sasso (CNGS) program
Motivated by the atmospheric neutrino
disappearance
CERN nm beam optimized to
study the nt appearance by t detection
in the parameters region:
m22.410-3 eV2 and sin22 1.0
t production threshold=3.5 GeV
Nt NA MD n m (E)Pn m nt (E)nCCt (E)(E)dE
Beam mean features:
L=730 km ; <Enm>=17 GeV
_
(ne+ne)/nm=0.87% ; nt prompt negligible
In shared mode 4.5x1019 prot/year
2900 nm CC/kton/year expected at
Gran Sasso
13 nt CC/kton/year
2
The CNGS beam
Graphite
2 m length
SPS
400 GeV
19 silicium
diodes
Diameters: 80 cm & 115 cm
Current: 150 kA & 180 kA
Aluminum 6082
CNGS beam fully completed and operational since August 2006
3
The OPERA experiment
Oscillation Project with Emulsion tRacking Apparatus
Direct search for the nm nt oscillation by looking at the appearance
of nt in a pure nm beam
CNGS program
OPERA detector and experimental strategy
Physics potential
First operations of CNGS and OPERA
Collaboration:
Belgium (IIHE(ULB-VUB) Brussels), Bulgaria (Sofia University), China (IHEP Beijing Shandong University), Croatia
(Zagreb University), France (LAPP Annecy, IPNL Lyon, LAL Orsay, IPHC Strasbourg), Germany (Berlin Humboldt
University, Hagen, Hamburg University, Münster University, Rostock University), Israel (Technion Haifa), Italy (Bari, Bologna,
LNF Frascati, L’Aquila, LNGS, Naples, Padova, Rome, Salerno), Japan (Aichi, Toho, Kobe, Nagoya, Utsunomiya), Russia
(INR Moscow, ITEP Moscow, JINR Dubna, Obninsk), Switzerland (Bern, Neuchâtel, Zürich), Tunisia (Tunis University),
Turkey (METU Ankara)
Cécile Jollet, IN2P3-ULP Strasbourg on behalf of the OPERA collaboration
1
TAUP07 Conference - Sendai - September 11-15, 2007
Il rivelatore OPERA
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Il rivelatore OPERA si trova nella Galleria C dei LNGS.
costituito da due Super Moduli (SuperM). Ciascun SuperM è diviso in una
parte di targhetta ed un'altra occupata da uno Spettrometro. Di fronte
al primo SuperM, in direzione di arrivo del fascio, e posizionato un sistema
di veto costituito da RPC (Resistive Plate Chambers) in vetro. Ogni
SuperM e realizzato in maniera modulare lungo la direzione z del fascio.
La targhetta e costituita da 31 pareti intervallati da 31 piani di scintillatori
detti Target Trackers (TT). Ogni parete e composta da 3328 mattoni
(bricks) ed ogni mattone e l'unione di 56 piani di piombo (la targhetta)
interposti a 57 strati di emulsioni nucleari.
OPERA: lo spettrometro
• Ogni Spettrometro è costituito da un magnete
dipolare dove ogni braccio e costituito da 12
piani di Fe intervallati con 11 piani di RPC, gli
Inner Trackers.
• Insieme ai rivelatori interni la traccia muonica
viene ricostruita grazie ai Drift Tubes (DT), i
tubi a deriva di elevata precisione (anche detti
Precision Trackers) posti esternamente al
magnete per misurare l'impulso con il metodo
dell'angolo di curvatura.
The OPERA detector
Gran Sasso, Hall C
SM1
SM2
10m
target
2 supermodules.
Target: 31 walls/supermodule
with ~2500 bricks each
Target mass: 1.35 ktons
10m
20m
Muon
spectrometer
Electronic
detector to find
candidate brick
Robot to remove
the candidate brick
Scan by automatic
microscope
Brick wall
6
The OPERA experimental design
Detection of t decay (~10-13 s ; ct~87 mm) topologies created by nt CC interactions
mm resolution
Photographic emulsions (DONUT)
Detector based on bricks:
Sandwich of 56 (1mm) Pb sheets
+ 57 FUJI emulsion layers
+ 1 changeable sheet
Large target mass
Lead materials
emulsion “grains”
track segment
Plastic base(200mm)
Pb
ES ES Pb
10.3 cm
~16 grains/50 mm
nt
ne,nm
e , m h
7.5 cm
=10 X0
12.8 cm
Brick weight: 8.3 kg
nt
t
Decay “kink”
>25 mrad
x~ 2.1 mrad
x~ 0.21 mm
5
OPERA goal: nt appearance signal detection
The challenge is to identify nt interactions from nm interactions
mnm CC events
nm
nm
Decay “kink”
t-
nm
oscillation
nt
nt CC events
Topology selection: kink signature
n
m- or eor h-
Principle of OPERA experiment:
Detection of t decay (~10-13 s ; ct~87 mm) topologies created by nt CC interactions
mm resolution
Photographic emulsions (DONUT)
Large target mass
Lead materials 4
nm nt oscillation sensitivity
full mixing, 5 years run @ 4.5x1019 pot / year
Efficiency:εtrigger x εbrick x εgeom x εprimary_vertex
99% x 80% x 94% x 90%
fringe effect for scanning
Signal
t decay
channels
(%)
BR(%)
m2 =2.5x10-3
eV2
m2 =3.0x10-3
eV2
Background
tµ
17.5
17.7
2.9
4.2
0.17
te
20.8
17.8
3.5
5.0
0.17
th
5.8
50
3.1
4.4
0.24
t 3h
6.3
15
0.9
1.3
0.17
BR=10.6%
10.4
15.0
0.76
ALL
Main background sources:
- charm production and decays
- hadron re-interactions in lead
- large-angle muon scattering in lead
14
OPERA beam events
319 beam events collected:
3/4 external events (interaction in the rock)
1/4 internal events (interaction in the detector)
nmCC in rock (rock muons)
nmCC in the magnet
n
18
Neutrino Astronomy: SN 1987A
•
Consideriamo una stella che abbia subito il processo di neutronizazione.
e- + p → ne + n
Il core della stella contiene ancora nuclei di ferro, protoni ed elettroni in quantità, così
come neutroni.
Possiamo, però, in prima approssimazione pensare una stella di neutroni come un
nucleo gigantesco composto solo di neutroni. Se R0 = 1.2 fm è l’unità del raggio
nucleare ed A è il numero di nucleoni, il raggio sarà:
R = R0 A1/3. Poiché A del sole = 1.2x1057, 1.5 masse solari avranno un raggio di circa
15 km. La corrispondente energia gravitazionale rilasciata sarà:
3/5 ( GN M2 A5/3/ R0) con G costante gravitazionale e M massa del
nucleone.
Per 1.5-2 masse solari: Egrav. ≈ (2.5 -4 ) x 1053 ergs
≈ (1.6-2.5) x 1059 MeV
•
Questa energia è circa un fattore 10 più grande dell’energia richiesta per
disintegrare il ferro nei suoi nucleoni costituenti. Circa 100 MeV per
nucleone contro gli 8-9 occorrenti mediamente. L’energia potenziale
gravitazionale è circa il 10% della massa totale del core della stella. Se non
vi è un collasso in buco nero, l’implosione è bloccata dal core repulsivo
della forza gravitazionale, una volta raggiunta la densità nucleare, e parte
dell’energia rimbalza all’indietro nella forma di un’onda di pressione che si
sviluppa poi in un’onda di shock. Durante la fase iniziale del collasso
vengono emessi in pochi millisecondi circa 1057 neutrini la cui energia totale
è circa il 10% dell’energia totale rilasciata. A causa dell’alta densità del core
della stella, il libero cammino medio l del neutrino diventa più piccolo del
raggio della stella di neutroni. Le interazioni deboli coinvolte sono diverse,
ma un conto approssimato considerando solo le correnti cariche da:
l = 1/(r(NA /2) ) ≈= 2p/(rNAGF2 E2) ≈ 10/E2 km
Con GF costante di Fermi e NA numero di Avogadro. Pertanto per un tipico
neutrino l 0.1 km. Pertanto l’enorme quantità di energia è
temporaneamente bloccata nel core. I neutrini sfuggono entro 100 metri o
meno dalla superficie. Distribuzione Fermi-Dirac con KT 5-10 MeV.
Circa il 90% dell’energia gravitazionale viene emessa in un lungo impulso di
alcuni secondi, quando il core si raffredda sufficientemente, nella forma di
tutti e tre i generi di neutrini ed antineutrini.
Poiché le loro sezioni d’urto sono diverse, ci saranno diverse profondità nella
sfera di neutrini e pertanto ci saranno diversità di circa un fattore 2 nel
numero e nelle energie dei diversi sapori di neutrino ed antineutrino.
Nel 1987 nell’esplosione della Supernova SN 1987A si è avuto un impulso di
circa 20 neutrini, della durata di alcuni secondi, visto dai rivelatori
Kamiokande e IMB. Il segnale del neutrino arrivò circa sette ore prima del
segnale della luce.
Gli eventi di neutrino, insieme con la distanza conosciuta della supernova
(170000 anni luce), sono stati utilizzati per calcolare l’energia totale del
flusso dei neutrini, assumendo di moltiplicare per 6 quella dei neutrini
elettronici, unici riconoscibili.
L ≈= 3x1053 ergs = 2x1059 MeV, con un’incertezza di un fattore 2.
1058 Neutrini emessi; dopo 170.000 anni luce 1010 attraversano ogni centimetro
quadrato della terra.
Cosa abbiamo imparato dallo studio della SN 1987A?
•
•
1) Limite inferiore sulla stabilità dei neutrini: vivono almeno 170.000 anni
2) Poiché l’impulso dei neutrini è durato meno di 10 secondi, il tempo di
transito dei neutrini di diversa energia è stato lo stesso entro 1 parte su
5x1011 . Il tempo di arrivo tE di un neutrino sulla terra è dato in termini del
tempo di emissione dalla supernova tSN , la sua distanza L , la massa del
neutrino m e la sua energia E:
•
tE = tSN + L/c ( 1+m2c4/2E2)
•
Per due eventi la differenza temporale è data da:
per m2 << E2
•
t = tE - tSN = Lm2c4/2c (1/E12 -1/E22)
• Utilizzando neutrini di bassa energia, rispettivamente di 10 e 20 MeV, ed un
t < 10 s , otteniamo m < 20 eV.
•
