Roma2, Roma1, LNGS, IHEP/Beijing Materia oscura nell'alone galattico: risultati e prospettive dell'esperimento DAMA R. Bernabei Università di Roma “Tor Vergata” INFN-Roma2

Dalla scala più grande ...  = 1.02  0.02  = M +  Materia Oscura nell’ Universo Dalla scala più grande ... cosmologia “di precisione” indica: Un Universo piatto:  = 1.02  0.02  = M +    73% da SN Ia? CDM  23% b  4% n < 1 % studi fin dagli inizi del 1900 (materia luminosa < 1%) ... alla scala galattica Vero modello di alone e relativi parametri? Multicomponente anche nella componente particellare? Presenza di componenti non termalizzate? Caustiche e agglomerati? .............. Curva di rotazione di una galassia a spirale

& Particelle relitte dall’Universo primordiale non relativistiche al tempo del disaccoppiamento (CDM) Candidati leggeri: assioni e particelle axion-like prodotte a riposo Candidati pesanti: In equilibrio termico nell’Universo primordiale; non relativistici al tempo del disaccoppiamento - <sann.v> ~ 10-26/WWh2 cm3s-1  smateria ordinaria ~ sdebole Flusso atteso: F ~ 107 . (GeV/mW) cm-2 s-1 (0.2<rhalo<0.7 GeV cm-3) Formano un gas non dissipativo intrappolato nel campo gravitazionale della Galassia (v ~10-3c) + flussi non termalizzati? Neutri, stabili (o con vita media ~ età dell’ Universo), massivi e debolmente interagenti sneutrino nello scenario di Smith e Weiner materia oscura auto-interagente SUSY (R-parità conservata  LSP è stabile) neutralino o sneutrino & materia oscura mirror particelle con fenomenologia simile particelle di Kaluza-Klein un n pesante della 4a famiglia anche una particella adeguata non ancora prevista dalle teorie candidati esotici pesanti, come “atomi della 4a famiglia”, ...

Varie profondita’ dei siti sperimentali Rivelazione diretta: Vari approcci (con risultati o dipendenti da modelli o indipendenti da modelli) e tecniche (la maggioranza ancora ad uno stadio di R&D) Vari materiali rivelatore/bersaglio con sensibilita’ molto diverse a diversi tipi di approcci, candidati e interazioni + apparati con radiopurezze molto diverse Varie profondita’ dei siti sperimentali Ionizzazione: Ge, Si CDM CDM’ N (altre possibilita’? ... ionizzazione/eccitazione che non coinvolge il nucleo?) Scintillazione: NaI(Tl), LXe,CaF2(Eu),... Bolometri singolo o doppio segnale: TeO2, Ge,Si, CaWO4 ...

L’approccio “tradizionale” (dipendente dal modello assunto) • tasso di conteggio atteso vs tasso di conteggio sperimentale (con o senza tecniche di reiezione del fondo ) in un modello fissato. MW snucleo Escluso ad un dato C.L. plot di esclusione a fissato set Richiede di fissare un modello dei tanti possibili e di fare molte assunzioni + di assunzioni dei parametri sperimentali e del modello Incertezze sperimentali e teoriche generalmente non considerate con ulteriore modello: sp Un plot di esclusione non è un limite assoluto, dipende dal modello e dagli assunti. Ad esempio è impossibile confrontare direttamente i limiti ottenuti con diversi nuclei bersaglio. • Non ha la possibilità di fornire evidenze positive Grandi incertezze nei plot di esclusione e nei confronti • Attenzione: la tecnica di discriminazione rinculi/(eventi di fondo) ha limitazioni intrinseche Per avere le potenzialità di ottenere evidenze positive è necessaria una marcatura indipendente da modelli!

Requisiti della marcatura Investigazione della presenza di una componente di particelle CDM nell’alone galattico utilizzando la marcatura indipendente da modelli detta della modulazione annuale December June 30 km/s ~ 232 km/s 60° Drukier,Freese,Spergel PRD86 Freese et al. PRD88 vsun ~ 232 km/s (velocità del Sole nell’alone) vorb = 30 km/s (velocità della Terra intorno al Sole)  = p/3 w = 2p/T T = 1 anno t0 = 2 Giugno (quando v è massimo) v(t) = vsun + vorb cosgcos[w(t-t0)] Il tasso di conteggio atteso in un dato intervallo energetico varia a causa del moto della Terra intorno al Sole che a sua volta si muove rispetto al centro della Galassia Requisiti della marcatura 1) Tasso di conteggio modulato in accordo con una funzione di tipo coseno 2) In un definito intervallo di bassa energia 3) Con un periodo proprio (1 anno) 4) Con una fase propria (circa 2 Giugno) 5) Per eventi di “singolo-hit” in un apparato con più rivelatori 6) Con ampiezza di modulazione nella regione di massima sensibilità < 7% (maggiore per particelle CDM con interazione preferenzialmente anelastica, PRD64 (2001) 043502, o nel caso di contributi da streams e.g. astro-ph/0309279) ~ Per simulare la marcatura, effetti spuri e reazioni in concorrenza devono non solo –ovviamente – essere in grado di dare conto dell’intera ampiezza di modulazione osservata, ma anche soddisfare contemporaneamente tutti i 6 requisiti

DAMA: un osservatorio per processi rari @LNGS Roma2,Roma1,LNGS,IHEP/Beijing DAMA: un osservatorio per processi rari @LNGS DAMA/Ge DAMA/R&D DAMA/LXe DAMA/NaI DAMA/LIBRA

Competitività di un apparato di NaI(Tl) a basso fondo intrinseco Elevato “duty cycle” Tecnologia ben conosciuta Elevata massa esposta possibile Apparato “ecologico”; nessun problema per la sicurezza Più economica rispetto ad ogni altra tecnica considerata Spazio necessario per un’installazione sotterranea ridotto Elevata radiopurezza ottenibile attraverso selezioni, purificazioni chim/fis, protocolli Possibilità di un ottimo controllo delle condizioni di misura Calibrazioni periodiche fattibili nella regione dei keV nelle stesse condizioni della presa dati Nè procedure di ri-purificazioni nè raffreddamento-riscaldamento (riproducibilità, stabilità, ...) Assenza di rumore microfonico + efficace reiezione del rumore alla soglia ( degli impulsi di scintillazione in NaI(Tl) dell’ordine del centinaio di ns, mentre  degli impulsi di rumore dell’ordine della decina di ns) Elevata resa in luce (5.5 -7.5 ph.e./keV) Sensibilità ad accoppiamenti SI, SD, SI&SD e ad altri scenari esistenti, al contrario di molti altri materiali/approcci proposti Sensibilità sia a candidati di elevata massa (per mezzo del nucleo di Iodio) sia di bassa massa (per mezzo del nucleo di Sodio) Possibilità di investigare efficacemente la marcatura della modulazione annuale PSD possibile ad un livello ragionevole etc. Competitività di un apparato di NaI(Tl) a basso fondo intrinseco Un rivelatore di NaI(Tl) a basso fondo intrinseco permette anche di investigare molti altri processi rari come: possibili processi che violino il principio di esclusione di Pauli, processi CNC in 23Na e 127I, stabilità dell’elettrone, decadimento del nucleone e di-nucleone in canali invisibili, SIMP e nuclearità neutre, assioni solari, ... Elevati benefici/costi

Caratteristiche di DAMA/NaI LNGS LNGS: 3600 m di acqua equivalente Fm  1·10-8 cm-2s-1sr-1 - Fn  1·10-6 cm-2s-1 232Th < 0.25 Bq/kg , 238U < 5.2 Bq/kg Radon esterno alle installazioni  20-50 Bq/m3 Sito sotterraneo di profondità e caratteristiche adeguate Realizzazione di rivelatori molto radiopuri + protocollo per handling Riduzione di contaminanti standard quali U e Th a livello dei ppt ottenuta con tecniche di selezione delle polveri, crescita dei cristalli con il metodo Kyropulos in crogiolo di platino, selezione di tutti i materiali e protocolli di crescita, assemblaggio e handling, ecc. Rivelatori inseriti in una scatola di Rame sigillata, mantenuta in atmosfera di azoto Iperpuro in leggera sovrappressione e riempita di rame iperpuro • Schermo di ultra-bassa radioattività: 10 cm di rame, 15 cm of piombo + schermo per neutroni: lastre di Cd + 10/40 cm polietilene/paraffina + ~ 1 m di moderatore in cemento (stesso materiale roccia GS) che circonda quasi totalmente l’apparato • Una scatola di plexiglass racchiude l’intero schermo, mantenuta in atmosfera di azoto Iperpuro in leggera sovrappressione • L’installazione è condizionata + grande capacità termica dello schermo • Pareti, pavimento, ecc. dell’interno dell’installazione, sigillate con Supronyl (permeabilità 210-11 cm2/s). Realizzazione di una schermatura multicomponente per ridurre il fondo e.m., neutroni, ecc. + sigillazione dal Radon ambientale Calibrazione nelle stesse condizioni di misura senza nessun contatto con l’esterno Sistema di monitoraggio, controllo e registrazione di tutti i parametri che forniscono informazioni sulle condizioni di misura

EPJ C18(2000)283, Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003)1-73, IJMPD13(2004)2127) (Il Nuovo Cim. A112 (1999) 545-575, EPJ C18(2000)283, Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003)1-73, IJMPD13(2004)2127) Main Features of DAMA/NaI •Reduced standard contaminants (e.g. U/Th of order of some ppt) by material selection and growth/handling protocols. •Each crystal coupled - through 10cm long tetrasil-B light guides acting as optical windows - to 2 low background EMI9265B53/FL (special development) 3” diameter PMTs working in coincidence. •Detectors inside a sealed Cu box maintained in HP Nitrogen atmosphere in slight overpressure •Very low radioactive shields: 10 cm of copper, 15 cm of lead + shield from neutrons: Cd foils + 10/40 cm polyethylene/paraffin + ~ 1 m concrete moderator largely surrounding the set-up •A plexiglas box encloses the whole shield and is also maintained in HP Nitrogen atmosphere in slight overpressure •Installation in air conditioning + huge heat capacity of shield •Walls, floor, etc. of inner installation sealed by Supronyl (210-11 cm2/s permeability). Calibration using the upper glove-box (equipped with compensation chamber) in HP Nitrogen atmosphere in slight overpressure calibration  in the same running conditions as the production runs. •Each PMT works at single photoelectron level. Energy threshold: 2 keV (from X-ray and Compton electron calibrations in the keV range and from the features of the noise rejection and efficiencies) •Pulse shape recorded by Transient Digitizers. •Monitoring and alarm system continuously operating by self-controlled computer processes. •Data collected from low energy up to MeV region, despite the hardware optimization was done for the low energy. Several operational parameters acquired and recorded with the production data for quantitative analyses + electronics and DAQ fully renewed in summer 2000 Main procedures of the DAMA data taking for the WIMP annual modulation signature data taking of each annual cycle starts from autumn/winter (when cosw(t-t0)≈0) toward summer (maximum expected). routine calibrations for energy scale determination, for acceptance windows efficiencies by means of radioactive sources each ~ 10 days collecting typically ~105 evts/keV/detector + intrinsic calibration from 210Pb (~ 7 days periods) + periodical Compton calibrations, etc. continuous on-line monitoring of all the running parameters with automatic alarm to operator if any out of allowed range.

Apparato DAMA/NaI: ~100 kg di NaI(Tl) molto radiopuro presa dati terminata nel Luglio 2002 – ancora produce risultati Prestazioni: N.Cim.A112(1999) 545-575, Eur. Phys. J. C18 (2000) 283. Riv.N.Cim.26 n. 1(2003)1-73, IJMP D13(2004)2127 Risultati su vari processi rari: Possibili processi che violano il principio di esclusione di Pauli PLB408(1997)439 Eccitazione di livelli nucleari dello 127I e del 23Na durante processi CNC PRC60(1999)065501 Stabilità dell’elettrone e transizioni non-pauliane negli atomi di Iodio (L-shell) PLB460(1999)235 Ricerca di Materia Oscura di natura esotica PRL83(1999)4918 Ricerca di assioni solari attraverso l’effetto Primakoff nei cristalli di NaI(Tl) PLB515(2001)6 Ricerca di materia di natura esotica EPJdirect C14(2002)1 Ricerca di materia nucleare superdensa EPJA23 (2005)7 Ricerca di decadimenti in “cluster” dello 127I EPJA24(2005)51 Rivelatori NaI(Tl) durante l’installazione durante l’installazione Glove-box per le calibrazioni Risultati sull’investigazione della Materia Oscura: PSD: PLB389(1996)757 Investigazione di effetti diurni: N.Cim.A112(1999)1541 Modulazione Annuale PLB424(1998)195, PLB450(1999)448, PRD61(1999)023512, PLB480(2000)23, EPJ C18(2000)283, PLB509(2001)197, EPJ C23 (2002)61, PRD66(2002)043503, Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003)1-73, IJMPD13(2004)2127 esposizione totale raccolta in 7 cicli annuali: circa 1.1  105 kg  day (ordini di grandezza maggiore che quelle disponibili da qualunque altra attivita’ nel campo)

Il risultato indipendente da modelli Modulazione annuale del tasso di conteggio su 7 cicli annuali Riv. N. Cim. 26 n.1. (2003) 1-73, IJMPD13(2004)2127 107731 kg · d Tasso di conteggio di singolo-hit: residui vs tempo ed energia Acos[w(t-t0 keV)] ; linee continue: t0 = 152.5 d, T = 1.00 y 2-4 keV 2-5 keV Tempo (giorni) Tempo (giorni) fit: A=(0.0233  0.0047) cpd/kg/keV fit: A = (0.0210  0.0038) cpd/kg/keV Tempo (giorni) Assenza di modulazione? No c2/dof=71/37  P(A=0)=710-4 2-6 keV fit (tutti i parametri liberi): A = (0.0200  0.0032) cpd/kg/keV; t0 = (140  22) d ; T = (1.00  0.01) y fit: A = (0.0192  0.0031) cpd/kg/keV I dati evidenziano la presenza di un andamento modulato con le caratteristiche proprie di un segnale di materia oscura a 6.3s C.L.

Spettro di potenza dei residui di singolo-hit Tasso di conteggio residuo di singolo-hit rappresentato in un singolo ciclo annuale Spettro di potenza dei residui di singolo-hit (in accordo con Ap.J.263(1982)835; Ap.J.338(1989)277) DAMA/NaI 7 cicli annuali: 107731 kg × d 2-6 keV vs 6-14 keV Tempo iniziale: 7 Agosto Qui inclusa sia la trattazione degli errori sperimentali che del binning temporale Esposizione totale: 107731 kg × d 2-6 keV 6-14 keV per t0 = 152.5 d e T = 1.00 y: A=(0.0195  0.0031) cpd/kg/keV 6.3 s C.L. Tempo iniziale: 7 Agosto per t0 = 152.5 d e T = 1.00 y: A= - (0.0009  0.0019) cpd/kg/keV Modo principale nella regione 2-6 keV  2.737 · 10-3 d-1 ≈ 1 y-1 Una chiara modulazione è presente nella regione di bassa energia, mentre è assente già appena oltre Non presente già nella regione 6-14 keV (solo picchi di aliasing)

Distribuzione statistica delle ampiezze di modulazione (Sm) 2-6 keV 2-14 keV a) Sm per ogni cristallo, ogni ciclo annuale ed ogni intervallo energetico considerato (qui 0.25 keV) b) <Sm> = valori medi ricavati considerando i rivelatori e i cicli annuali per ogni intervallo energetico; s = errore associato ad Sm I singoli valori di Sm seguono una distribuzione normale essendo la variabile (Sm-<Sm>)/s distribuita come una Gaussiana con deviazione standard unitaria Sm statisticamente ben distribuiti in tutti i cristalli, in tutti i periodi di presa dati ed in tutti gli intervalli energetici

Le condizioni di misura Pressione Temperatura Radon esterno allo schermo Flusso di Azoto Tasso di conteggio hardware un esempio: DAMA/NaI-6 Distribuzione dei Parametri esterno allo schermo Condizioni di misura stabili a livello < 1% Ampiezze di modulazione ottenute eseguendo un fit dell’andamento temporale dei principali parametri di stabilità, acquisiti insieme ai dati di produzione, quando si considera una modulazione del tipo di quello atteso per le particelle di Materia Oscura Tutte le ampiezze ben compatibili con zero + nessun effetto può simulare la modulazione annuale (per “mimare” una tale marcatura, effetti spuri e reazioni in concorrenza devono non solo essere in grado di spiegare l’intera ampiezza di modulazione osservata ma anche soddisfare contemporaneamente tutti i 6 requisiti) [per dettagli e per gli altri cicli annuali vedi ad es.: PLB424(1998)195, PLB450(1999)448, PLB480(2000)23, RNC26(2003)1-73, EPJC18(2000)283, IJMPD13(2004)2127]

Sommario dei risultati ottenuti investigando le possibili sorgenti di sistematiche e le reazioni in concorrenza Riv. N. Cim. 26 n. 1 (2003) 1-73 , IJMP D13 (2004) 2127 e refs Sorgente Commento Limiti superiori cautelativi (90%C.L.) RADON Scatola di rame sigillata in atmosfera di N2 iperpuro <0.2% Smoss TEMPERATURA Installazione in ambiente condizionato+ <0.5% Smoss rivelatori in un contenitore di rame direttamente in contatto con uno schermo multi-ton  grande capacità termica + T continuamente registrata RUMORE Efficace reiezione del rumore <1% Smoss SCALA ENERGETICA Calibrazioni periodiche + controllo continuo <1% Smoss della posizione del picco dovuto al 210Pb EFFICIENZE Misurate regolarmente con calibrazioni dedicate <1% Smoss FONDO Nessuna modulazione osservata sopra 6 keV + <0.5% Smoss questo limite include possibili effetti dovuti a neutroni termici e veloci + nessuna modulazione osservata negli eventi di multiplo-hit nella regione 2-6 keV REAZIONI IN CONC. Variazione del flusso dei muoni misurata da MACRO <0.3% Smoss + perfino se più grandi non sarebbero in grado di soddisfare tutti i requisiti della marcatura Pertanto, non possono simulare l’effetto di modulazione annuale osservato

Nessuna modulazione nel fondo: Può un’ipotetica modulazione del fondo dare conto dell’effetto osservato? Tasso di conteggio integrale a più alta energia (sopra 90 keV), R90 Variazioni percentuali degli R90 rispetto ai loro valori medi ottenuti per i singoli cristalli nel periodo di misura DAMA/NaI-5,6,7 andamento cumulativo gaussiano con s  0.9%, ben spiegato da considerazioni statistiche Eseguendo un fit dell’andamento temporale, aggiungendo un termine modulato con periodo e fase attesi per un segnale dovuto a particelle di Materia Oscura: Periodo Amp. di Mod. DAMA/NaI-5 (0.090.32) cpd/kg DAMA/NaI-6 (0.060.33) cpd/kg DAMA/NaI-7 -(0.030.32) cpd/kg  consistente con zero + se una modulazione fosse presente in tutta la distribuzione energetica al livello trovato nella regione di più bassa energia allora  ampiezza di R90decine cpd/kg  100s distante dai valori ottenuto Regioni energetiche vicine a quella dove è stato osservato l’effetto e.g.: Amp. Mod. (6-10 keV): -(0.0076 ± 0.0065), (0.0012 ± 0.0059) e (0.0035 ± 0.0058) cpd/kg/keV per DAMA/NaI-5, DAMA/NaI-6 e DAMA/NaI-7;  consistenti con zero Nella stessa regione energetica dove si osserva l’effetto: nessuna modulazione degli eventi di multiplo-hit (vedi dopo) Nessuna modulazione nel fondo: questi risultati tengono conto anche della componente del fondo dovuta ai neutroni

Eventi di multiplo-hit nella regione del segnale In DAMA/NaI-6 e 7 ogni rivelatore ha il proprio TD (multiplexer eliminato)  vengono registrati anche i profili degli impulsi degli eventi di multiplo-hit (molteplicità > 1) (esposizione totale: 33834 kg·d). Utilizzati lo stesso hardware e le stesse prcedure software considerati per gli eventi singoli unica differenza: i rinculi indotti da particelle di Materia Oscura non appartengono a questa classe di eventi, ossia: eventi di multiplo-hit = eventi di particelle di Materia Oscura “switched off” Residui per eventi di multiplo-hit (DAMA/NaI-6 e 7) Amp. Mod. = -(3.97.9) ·10-4 cpd/kg/keV Residui in 2-6 keV Residui per eventi di singolo-hit (DAMA/NaI, 7 cicli annuali) Amp. Mod. = (0.01950.0031) cpd/kg/keV Questo risultato offre una ulteriore forte indicazione per la presenza di particelle di Materia Oscura nell’alone galattico escludendo ulteriormente qualunque ipotetico effetto dovuto all’hardware, alle procedure software o al fondo

Sm(n termici) < 10-5 cpd/kg/keV (< 0.05% Smosservato) Una eventuale modulazione nel flusso di neutroni termici può spiegare l’effetto osservato? NO Flusso di neutroni termici misurato nelle sale dei laboratori sotterranei del Gran Sasso: Fn = 1.08 10-6 n cm-2 s-1 (N.Cim.A101(1989)959) (adottato molto cautelativamente qui e in tutte le valutazioni effettuate da DAMA) 24mNa (T1/2=20ms) sn = 0.43 barn sn = 0.10 barn Limite sperimentale sul flusso di neutroni che “sopravvivono” alla schermatura per neutroni nell’installazione DAMA/NaI: approccio meno sensibile: ottenuti studiando alcuni canali di attivazione neutronica (N.Cim.A112(1999)545): Fn < 5.9 10-6 n cm-2 s-1 approccio piu’ sensibile: ottenuto dallo studio di coincidenze triple in grado di evidenziare l’eventuale presenza di 24Na dovuto ad attivazione neutronica (ricavabile da EPJA24(2005)51): Fn < 4.0 10-7 n cm-2 s-1 Simulazione del processo tramite MC Quando Fn = 10-6 n cm-2 s-1: Stima dell’effetto atteso: 7·10-5 cpd/kg/keV Tasso di cattura = Fn sn NT = 0.17 catture/d/kg • Fn/(10-6 n cm-2 s-1) Ad esempio, cattura neutronica in 23Na: 23Na(n,g)24Na; 23Na(n,g)24mNa 1.4·10-3 cpd/kg/keV IPOTESI: assumendo cautelativamente una modulazione dei neutroni termici del 10%: Sm(n termici) < 10-5 cpd/kg/keV (< 0.05% Smosservato) In tutti i casi di catture neutroniche (24Na, 128I, ...) una eventuale modulazione di neutroni termici induce una variazione in tutta la distribuzione energetica Già escluso anche dall’analisi di R90 E (MeV)

By MC: differential counting rate above 2 keV ≈ 10-3 cpd/kg/keV L’effetto osservato può essere spiegato da una eventuale modulazione nel flusso dei neutroni veloci? NO Nella stima di eventuali effetti indotti da neutroni cautelativamente non è stato considerato il moderatore di cemento da 1m, che circonda quasi completamente lo schermo passivo. Flusso di neutroni veloci @ LNGS: Fn = 0.9 10-7 n cm-2 s-1 (Astrop.Phys.4(1995)23) By MC: differential counting rate above 2 keV ≈ 10-3 cpd/kg/keV IPOTESI: assumendo cautelativamente una modulazione dei neutroni veloci del 10%: Sm(n veloci) < 10-4 cpd/kg/keV (< 0.5% Smosservato) Inoltre, una eventuale modulazione di neutroni veloci indurrebbe: una variazione in tutta la distribuzione energetica già esclusa anche dall’analisi di R90 una ampiezza di modulazione di eventi di multiplo-hit differente da zero esclusa dall’analisi degli eventi multipli (vedi anche dopo) Pertanto, una eventuale modulazione dei neutroni del 5% (ICARUS TM03-01) non può quantitativamente contribuire al segnale osservato da DAMA/NaI, persino se il flusso dei neutroni fosse 100 volte maggiore di quello misurato da vari autori per più di 15 anni @ LNGS

La particella (A) non può essere un neutrone Cosa possiamo imparare dagli eventi di multiplo vs single hit. A A’ Cosa si deduce circa la sezione d’urto della particella (A) responsabile della modulazione negli eventi di singolo-hit e non in quelli di multiplo-hit? Gli altri 8 rivelatori NaI(Tl) in (anti-)coincidenza con il primo rivelatore hanno 3.1 1026 nuclei di Na e 3.1 1026 nuclei of Iodio. N= 3.1 1026 rmed  10-15 cm Pertanto, il rapporto delle ampiezze di modulazione è: Dai dati sperimentali: Quindi: In conclusione, la particella (A) responsabile della modulazione negli eventi di singolo-hit e non in quelli di multiplo-hit deve avere: Poiché per neutroni veloci la somma delle due sezioni d’urto (pesata da 1/E, ENDF/B-VI) è circa 4 barns: La particella (A) non può essere un neutrone

Già escluso anche dall’analisi di R90 Può la modulazione del flusso dei m misurata da MACRO dare conto dell’effetto osservato? Caso dei neutroni veloci prodotti dai muoni Fm @ LNGS ≈ 20 m m-2 d-1 (±2% di modulazione) Tasso di produzione di neutroni @ LNGS: Y=1÷7 10-4 n /m /(g/cm2) (hep-ex/0006014) Rn = (n veloci da m)/(unità di tempo) = Fm Y Meff Ampiezza di modulazione annuale a bassa energia dovuta alla modulazione dei m: Sm(m) = Rn g e fDE fsingle 2% /(Msetup DE) dove: g = fattore geometrico e = efficienza di rivelazione per diffusione elastica fDE = efficienza della finestra energetica (E>2keV) fsingle = efficienza per eventi di singolo-hit Ip.: Meff = 15 tonnellate g ≈ e ≈ fDE ≈ fsingle ≈ 0.5 (cautelativamente) Sapendo che: Msetup=100kg e DE=4keV Sm(m) < (1÷7) 10-5 cpd/kg/keV (< 0.3% Smosservato) NO Inoltre, indurrebbe anche una variazione in altre regioni della distribuzione energetica Già escluso anche dall’analisi di R90

? Sommario del risultato Indipendente da Modelli di DAMA/NaI Presenza di modulazione su 7 cicli annuali a ~6.3s CL con i requisiti propri e distintivi di un effetto indotto da particelle di Materia Oscura Un’investigazione approfondita ha dimostrato l’assenza di effetti sistematici noti e reazioni in concorrenza in grado di dare conto dell’effetto osservato Tutti i requisiti della marcatura sono soddisfatti dai dati raccolti in 7 indipendenti esperimenti di 1 anno ciascuno Per investigare la natura e l’accoppiamento con la materia ordinaria di un possibile candidato, deve essere eseguita un’efficace analisi di correlazione energetico-temporale degli eventi nell’ambito di un dato modello interpretazione corollaria in termini di un candidato ? Pertanto incertezze nei modelli e nei confronti rW; distribuzione delle velocità e suoi parametri; accoppiamento: SI, SD, misto SI&SD, preferenzialmente anelastico (PRD64(2001)043502,hep-ph/0402065), ...; nuovi contributi alla diffusione nucleo-particelle di MO? (vedi e.g. astro-ph/0309115 ); leggi di scala su sezioni d’urto; fattori di forma e parametri correlati; fattori di spin; etc. Essi possono influire non solo sulle stime corollarie delle regioni ottenute considerando l’effetto positivo della marcatura della modulazione annuale, ma anche sui grafici di esclusione parametri sperimentali (tipici di ciascun esperimento) confronti nell’ambito di modelli

Diffusione elastica tra una particella di Materia Oscura ed il nucleo Sezione d’urto differenziale SI+SD: gp,n(a p,n) accoppiamento efficace particella di MO-nucleone <Sp,n> spin del nucleone F2(ER) fattori di forma nucleari mWp massa ridotta particella di MO-nucleone Sezione d’urto particella di MO–nucleo generalizzata: dove: g: indipendente dal nucleo targhetta usato quando Z/A risulta circa costante per i nuclei considerati Distribuzione energetica differenzaile: NT: numero di nuclei bersaglio f(v): distribuzione delle velocità delle particelle di MO nel sistema di riferimento della Terra (dipende da ve) ve=vsun+vorbcoswt vmax: velocità massima delle particelle di MO nel sistema di riferimento della Terra minima velocità in grado di produrre un rinculo di energia ER

L’interazione particella di MO con interazione preferenzialmente inelastica - nucleo: W + N  W* + N D. Smith e N. Weiner (PRD64(2001)043502) Due stati di masa + , - separati da un’energia d Le condizioni cinematiche per la diffusione anelastica di - sul nucleo con massa mN diventano più stringenti al decrescere di mN Es. mW =100 GeV mN  70 41 130 57 Distribuzione energetica differenziale per interazione SI: Sm/S0 maggiore rispetto al caso della diffusione elastica gp,n accoppiamento efficace particella di MO-nucleone dW* angolo solido differenziale nel riferimento del c.m. q2 = quadrato del 3-momento trasferito Energia di rinculo del nucleo: Distribuzione energetica differenziale:

Esempio di differenti Fattori di Forma per lo 127I disponibili in letteratura Indipendente dallo Spin Helm distribuzione sferica di carica da Helm Tiene conto della struttura del nucleo bersaglio Nel fattore di forma SD: i gradi di libertà nucleari e quelli della particella di MO non si disaccoppiano; dipendenza dal potenziale nucleare Dipendente dallo Spin Smith et al., Astrop.Phys.6(1996) 87 “thin shell” distribuzione da Ressell et al. Situazione simile per tutti i nuclei bersaglio considerati in questo campo

Il Fattore di Spin Fattori di Spin calcolati dalla referenza di Ressell et al. per alcuni dei possibili valori di q considerando alcuni nuclei-targhetta e due differenti potenziali nucleari Fattore di Spin per alcuni nuclei-targhetta calcolati in differenti semplici modelli Fattore di Spin = L2J(J+1)/ax2 (ax= an o ap dipendendo dal nucleone spaiato) Fattore di Spin = L2J(J+1)/a2 (0≤q<p) Grandi differenze nel tasso di conteggio misurato possono essere attese: quando si utilizzino nuclei bersaglio sensibili alla componente SD dell’interazione (e.s. 23Na e 127I) rispetto a quelli che ne sono praticamente insensibili (e.s. natGe, natSi, natAr, natCa, natW, natO); quando si utilizzino differenti nuclei bersaglio che anche se – in principio – sensibili alla componente SD dell’interazione, hanno differnti nucleoni spaiati (e.s. 131Xe, 129Xe, 125Te, 73Ge, 29Si, 183W rispetto a 23Na e 127I)

assumed 1 (see also NIMA507(2003)643) Fattore di Quenching rapporto tra la risposta a rinculi nucleari e a elettroni di uguale energia cinetica assumed 1 (see also NIMA507(2003)643) Fattori di quenching, q, (necessari quando si analizzano i dati in termini di rinculi nucleari) misurati con sorgenti o generatori di neutroni per alcuni rivelatori e nuclei Es. di differenti determinazioni di q per il Ge Astrop. Phys.3(1995)361 Differenze nei valori sperimentali, sono presenti anche per lo stesso nucleo nello stesso tipo di rivelatore Ad es. negli scintillatori q dipende dalla % di dopante e/o dalla purezza da contaminanti in traccia; in LXe inoltre dal , livello UHV iniziale, dalla presena/assenza di materiali che degassano/rilasciano impurezze, dalle condizioni termodinamiche, dalla presenza/assenza di campo elettrico applicato, dalla raccolta del segnale(diretta o attraverso il gas), ecc. A volte q aumenta a bassa energia negli scintillatori (dL/dx)

Modelli di Alone Consistenti Sfera Isoterma  modello di alone molto semplice ma non-fisico; generalmente non considerato Vari approcci differenti dal modello di sfera isoterma: Vergados PR83(1998)3597, PRD62(2000)023519; Belli et al. PRD61(2000)023512; PRD66(2002)043503; Ullio & Kamionkowski JHEP03(2001)049; Green PRD63(2001) 043005, Vergados & Owen astroph/0203293, etc. Modelli considerati nel seguito (Riv. N. Cim. 26 n.1 (2003)1-73 e in precedenza PRD66(2002)043503 ) Grandezze necessarie:  densità locale di MO r0 = rDM (R0 = 8.5 kpc)  velocità locale v0 = vrot (R0 = 8.5kpc)  dist. delle velocità Intervalli permessi per r0 (GeV/cm3) calcolati per v0=170,220,270 km/s, per ogni modello di alone e tenendo in considerazione le condizioni astrofisiche: Non ancora completamente esaustivi

Scenari dipendenti da modelli qui investigati (molti altri in fase di investigazione) Argomenti principali (per dettagli, vedi RNC26(2003)1-73,IJMPD13(2004)2127) Considerati i modelli di alone richiamati FF di Helm per accoppiamento SI FF di Ressel (potenziale nucleare Nijmengen II) per accoppiamento SD calcolato per c Incluse alcune delle incertezze Leggi di scale assunte: sSI proporzionale a m2A2; sSD proporzionale a m2L2 J(J+1) Per semplicità, i risultati sono dati in termini di regioni permesse ottenute dalla sovrapposizione delle configurazioni corrispondenti a valori della funzione di verosimiglianza distanti più di 4s dall’ipotesi nulla (assenza di modulazione) in ognuno dei molti (ma ancora un numero limitato dei possibili) modelli qui considerati. Le regioni permesse riportate tengono conto dell’ andamento temporale ed energetico dei dati sperimentali Per ogni modello la funzione di verosimiglianza richiede: l’accordo delle aspettazioni della parte modulata del segnale con l’ andamento modulato misurato per ogni rivelatore e bin energetico; l’accordo delle aspettazioni della componente non modulata del segnale con la distribuzione energetica misurata e con il limite sui rincul nucleari ottenuto tramite la discriminazione di forma nei dati del periodo dedicato DAMA/NaI-0. Quest’ultimo agisce come un limite superiore sperimentale nella determinazione della componente non modulata del segnale e, di fatto, implica un limite inferiore al contributo del fondo alla distribuzione energetica misurata. Pertanto, i C.L. quotati tengono già in considerazione la compatibilità con la distribuzione energetica misurata e con il limite sperimentale superiore sui rinculi nucleari.

interazione anelastica: Qualche esempio sugli studi corollari sulla natura della possibile particella candidata: (Riv. N.Cim. vol.26 n.1. (2003) 1-73, IJMPD13(2004)2127) Candidato con accoppiamento SI dominante Regione di interesse per il neutralino quando si utilizzano schemi supersimmetrici senza assunzioni sulle masse dei gaugini alla scala GUT, e per un candidato “generico” Limite dipendente dal modello sulla massa del neutralino derivato dai dati di LEP, basato sulla unificazione delle masse dei gaugini alla scala GUT (DPP2003) Caso generale: Candidato con accoppiamento SI & SD (Na e I sono totalmente sensibili alle interazioni SD contrariamente ad e.g. Ar, natGe e natSi) Esempi di sezioni del volume permesso nello spazio quadridimensionale (xsSI, xsSD, θ, mW) per alcuni valori di θ e di mW. Regione di alta massa permessa per basse v0, e per ogni set di parametri nei modelli Evans’ logaritmico C1 e C2 co-rotante, triassiale D2 e D4 non-rotante, Evans’ legge di potenza e B3 in set A non esaustiva + altri scenari? Gran parte dei volumi/regioni permesse gia’ in questi modelli sono inesplorabili con bersagli quali ad es. Ge, Si, Xe, CaWO4 Candidato con accoppiamento SD dominante esempio di una sezione q=p/4 (0≤q<p) del volume permesso nello spazio (mW, xsSD,q);. Regioni sopra 200 GeV permesse per bassa v0, per ogni set di parametri e nei modelli Evans’ logaritmico C2 co-rotante. interazione anelastica: W + N  W* + N esempio di sezioni del volume tridimensionale permesso (mW , xsp , d) Sm/S0 maggiore e.g. Ge sfavorito]

Un piccolo contributo SD  sposta drasticamente le regioni nel piano Esempio dell’effetto indotto da una componente SD nella regione ottenuta per accoppiamento SI dominante. Esempio nel modello di alone: Evans’ logaritmico assisimmetrico C2 con v0 = 170 km/s, r0 max, set di parametri A Accoppiamento SD introdotto con q = 0 Un piccolo contributo SD  sposta drasticamente le regioni nel piano (mW, xsSI) verso valori inferiori di sezioni d’urto SI (xsSI < 10-6 pb) a) sSD = 0 pb; b) sSD = 0.02 pb; c) sSD = 0.04 pb; d) sSD = 0.05 pb; e) sSD = 0.06 pb; f) sSD = 0.08 pb; Effetto simile si ha per qualunque altro modello Non ha significato il confronto tra regioni permesse in esperimenti sensibili ad accoppiamenti SD e plot di esclusione ottenuti da esperimenti che ne sono insensibili. Lo stesso discorso è valido per il confronto di regioni permesse da esperimenti i cui nuclei bersaglio hanno un protone spaiato (come 23Na e 127I) con i plot di esclusione forniti da esperimenti che utilizzano nuclei bersaglio con neutrone spaiato (29Si, 73Ge, 129Xe, 131Xe,..).

Aspettazioni dalla teoria supersimmetrica MSSM Considerato un neutralino con accoppiamento SI dominante Rilasciata l’unificazione delle masse dei gaugini alla scala GUT: M1/M20.5 (<); (dove M1 e M2 sono le masse dei gaugini di U(1) e SU(2) ) Presenti anche configurazioni con piccola massa Scatter plot delle configurazioni teoriche. Sovrapposta la regione permessa da DAMA/NaI nel “framework” dato per l’esposizione totale raccolta (area interna alla linea verde); figura presa da PRD69(2004)037302 (per esposizioni parziali raccolte da DAMA/NaI vedi PRD68(2003)043506 e refs)

... DAMA/NaI “escluso” da CDMS-II (o altri)? FAQ: ... DAMA/NaI “escluso” da CDMS-II (o altri)? OVVIAMENTE NO Loro forniscono un singolo risultato dipendente da modello utilizzando natGe (insensibili alla marcatura esplorata da DAMA/NaI & esposizione circa 4 ordini di grandezza inferiore) DAMA/NaI fornisce un risultato indipendente da modelli utilizzando 23Na e 127I Anche assumendo come affidabile il numero di rinculi da loro quotati (dopo le molte procedure di selezione e reiezione) e la stima dell’errore associato …. In generale? OVVIAMENTE NO Le diverse sensitibilità ai vari tipi di interazione e di massa della particella, considerare i molti modelli di alone consistenti e l’esistenza delle incertezze sui loro parametri, FF e/o SF e l’esistenza delle incertezze sui relativi parametri, leggi di scala differenti da quelle assunte (possibli anche per il candidato neutralino), considerare correttamente i parametri sperimentali e le relative incertezze, i molti scenari possibili, ecc. “disaccoppiano” totalmente i risultati. Almeno nell’unico scenario da loro considerato (puro accoppiamento SI)? OVVIAMENTE NO loro forniscono un singolo risultato fissando tutti gli scenari: astrofisici, nucleari e di fisica delle particelle e tutti i valori dei parametri sperimentali e teorici….; inoltre, loro generalmente utilizzano nel confronto delle regioni non-corrette, parziali e non aggiornate dell’ analisi dipendenti da modelli del risultato indipendente da modelli di DAMA/NaI…. (vedere anche Riv. N. Cim. 26 n. 1 (2003) 1-73, astro-ph/0307403) Nessun confronto diretto in maniera indipendente da modelli è possibile.

DAMA/NaI vs others DAMA/NaI CDMS-II Edelweiss-I Zeplin-I Cresst-II Signature annual modulation none none none none Targets 23Na, 127I natGe natGe natXe CaWO4 Technique widely known poorly experienced poorly experienced liq/gas optical interface poorly experienced (known just by Edelweiss) (known just by CDMS) (light collected from top) (known just by themselves) Target mass  100 kg 0.75 kg 0.32 kg  3 kg  0.6 kg Used exposure ~(1.1  105) kg  day 19.4 kg  day 30.5 kg  day 280 kg  day 20.5 kg x day (RivNCim 26 n1(2003)1-73) (astro-ph/0405033) (NDM03) (Moriond03) (astro-ph/0408006) Expt. depth 1400 m 780 m 1700 m 1100 m 1400 m Neutron shield ~1m of concrete + 10/40 cm 50 cm polyethylene 30 cm paraffin --- none polyethylene/paraffin + 1.5 mm Cd Energy threshold 2 keVee 10 keVee 20 keVee 2 keVee (but: s/E=100% 12 keVee (5.5 – 7.5 p.e./keV) and 1 p.e./keVee!!!; IDM02) (2.5 p.e./keVee; Moriond03) Quenching factor measured assumed 1 assumed 1 (see also measured assumed 1 NIMA507(2003)643) Measured evt rate ~1 cpd/kg/keV ?? (claimed g > than CDMS-I ~ 104 events total ~100 cpd/kg/keV (IDM02) (??) 6 cpd/kg/keV in low energy range where ~60 cpd/kg/keV, above 35 keVee 105 events) Claimed evts after 0 o 1 2 (claimed taken ~20-50 cpd/kg/keV after 16 rejection procedures in a noisy period!) filtering (?) and ?? after PSD (Moriond03, IDM02) Evts satisfying modulation amplitude the signature integrated over the given insensitive insensitive insensitive insensitive in DAMA/NaI exposure some 103 evts Expected number from few down to zero from few down to zero depends on the model from few down to zero of evts from depending on the model depending on the model framework, also zero depending on the model DAMA/NaI effect frameworks framework framework (and on quenching factor) (and on quenching factor) (and on quenching factor)

Alcune indicazioni positive dalla ricerca indiretta non in contraddizione con il risultato di DAMA/NaI Alcune misure eseguite dagli esperimenti di ricerca indiretta hanno evidenziato la presenza di antiparticelle e fotoni che possono essere dovuti all’annichilazione di particelle di MO nella Galassia Dati di HEAT analizzati in PRD65(2002)057701 Nota: Le interpretazioni richiedono forti ipotesi e sono soggette ad incertezze sulla modellizzazione del fondo, sulla propagazione nella Galassia, sulla forma dell’alone, sulle caratteristiche della particella candidata Nei prossimi anni nuovi dati da DAMA/LIBRA e dalla ricerca indiretta: Agile, Glast, Ams2, Pamela, ...

Neutrino pesante di 4a famiglia hep-ph/0411093 Scenario di Materia Oscura multi-componente consistente un una componente sottodominante di neutrini pesanti ed una componente dominante sterile regione di DAMA/NaI nei modelli considerati per best-fit del parametro di densità ζ dedotto dai risultati di esperimenti di rivelazione indiretta Includendo anche il possibile effetto di neutrino clumpiness regione di DAMA/NaI nei modelli considerati regione di DAMA/NaI nei modelli considerati

Il nuovo apparato LIBRA di ~250 kg NaI(Tl) (Large sodium Iodide Bulk for RAre processes) dell’esperimento DAMA E’ il risultato di un R&D di II generazione per ottenere rivelatori di NaI(Tl) più radiopuri utilizzando nuove tecniche di purificazione chimico-fisiche (tutte le operazioni eseguite con i cristalli e i PMT – comprese le foto - in atmosfera di N2 HP) PMT + partitori Gruppo dedicato al lavaggio dei panetti al lavoro in camera pulita Attacco chimico con soluzione di HCl super- e ultra-pura dei panetti di Cu, poi asciugati e sigillati in N2 HP stoccaggio dei nuovi cristalli Miglioramenti dell’istallazione e dell’ambiente

DAMA/LIBRA è in presa dati da Marzo 2003 (tutte le operazioni eseguite con i cristalli e i PMT – comprese le foto - in atmosfera di N2 HP) rivelatori durante l’installazione; nel rivelatore centrale la nuova schermatura di rame sagomata che circonda la guida di luce (che agisce come una finestra ottica) ed i PMT non è ancora applicata DAMA/LIBRA è in presa dati da Marzo 2003 In attesa di una esposizione più grande di quella di DAMA/NaI Installando I rivelatori di LIBRA assemblaggio di un rivelatore di DAMA/ LIBRA riempimento della scatola di Cu con schermo ulteriore veduta al termine dell’installazione dei rivelatori nella scatola di Cu chiusura della scatola di Cu che contiene i rivelatori

Un esempio della sensibilità di DAMA/LIBRA Investigazione Model Independent Investigazione Model Dependent Un esempio in un sempice scenario: ruolo dell’aumento dell’esposizione o della diminuzione del tasso di conteggio di fondo per la possibile identificazione del tipo di accoppiamento (SI-SD) della particella candidata. Assunzioni: 1s C.L. v0=220km/s, parametri a valori fissati alone sferico isotermo C.L. ottenibile in funzione del tempo di esposizione e del tasso di conteggio di fondo a bassa energia. Le regioni ombreggiate tengono in considerazione le differenze attese in alcuni diversi modelli considerati. Regioni permesse calcolate simulando la risposta dei ~250kg NaI(Tl) ad un candidato con mW=60GeV, SI=10-6 pb, SD=0.8 pb e =2.435rad. Vari tempi di esposizione considerati (da 1 a 5 anni). In ogni pannello diversi tassi di conteggio di fondo.

DAMA/LIBRA è in misura: Il primo impulso di scintillazione di alta energia di DAMA/LIBRA Tempo di decadimento di impulsi di 241Am Tipica distribuzione delle fluttuazioni della baseline s = 1.07 mV (mV) s = 5 ns A (V) Tipica distribuzione del tempo di partenza dell’impulso t (ns) Rapporto (a) delle posizioni dei picchi Calib. factor ( f ) Esempio di risoluzione energetica 241Am s/E = 6.3% Stabilità del fattore di calibrazione dopo più di 1 anno di presa dati di DAMA/LIBRA yield yield (a -< a >)/< a > (f -< f >)/< f >

... Altre incertezze o modelli diversi? Contributo allo scattering WIMP-nucleo proveniente dall’interazione con il pione virtuale : “In supersymmetric models, the one-nucleon current generically produces roughly equal SI couplings to the proton and neutron [5], which results in a SI amplitude that is proportional to the atomic number of the nucleus. Inclusion of the two-nucleon contributions could change this picture since such contributions might cancel against the one-nucleon contributions. If the ratio of the two-nucleon matrix element to the atomic number varies from one nucleus to the next so will the degree of the cancellation. Thus, when the two-current contribution is taken into account, a dark-matter candidate that appears in DAMA but not in other searches [14] is conceivable for a WIMP with SI interactions even within the framework of the MSSM…” Prezeau, Kamionkowski, Vogel et al., PRL91(2003)231301 sAm2A2(1+eA)2 eA = 0 legge di scala “usuale” eA  -1 possibile per alcuni nuclei... + possibili altre particelle, diversi F.F., ecc... ...lavoro per il futuro...

… altri scenari astrofisici? Possibile presenza nell’alone galattico di componenti non-termalizzate? Nell’alone galattico, sono attesi flussi di particelle di Materia Oscura con dispersione di velocità relativamente piccola: Sole Flusso Possibile contributo dovuto alle code mareali della galassia nana del Sagittario dell Via Lattea Possibile presenze di caustiche  flussi di particelle di Materia Oscura K.Freese et al. astro-ph/0309279 Fu-Sin Ling et al. astro-ph/0405231 Scenari interessanti per DAMA Effetto su |Sm/So| rispetto al modello di alone “usualmente” adottato? Effetto sulla fase della marcatura della modulazione annuale? Altri flussi di Materia Oscura da galassie satellite alla Via Lattea possono passare vicno al Sole? Simulazione per la Canis Major: astro-ph/0311010 .....molto probabile.... Posizione del Sole: (-8,0,0) kpc Può essere ipotizzato che le galassie a spirale come la Via Lattea si siano formate catturando galassie satelliti vicine come Sgr, Canis Major, ecc…

DAMA/LIBRA può studiare la struttura dell’alone oscuro Fase del segnale di Modulazione Annuale no streams φ = 152.5 d 2 giugno C2 - Evans’log assisim. V0=220km/s, Rc= 5kpc, ρ0 max + 4% Sgr A5 - NFW sferico isotropico V0=220km/s, ρ0 max + 4% Sgr DAMA/NaI: t0 = (140 ± 22) d sensibilità NaI @ 300000 kg·d (ipotesi stesso valore medio misurato) Altri tipi di streams ipotizzabili, vedi letteratura + effetti al secondo ordine (“solar wakes”)?

Conclusioni La presa dati con l’apparato di ~100kg di NaI(Tl) su 7 cicli annuali completata con successo (~ 1.1 x 105 kg·d) evidenza indipendente da modelli a 6.3 s C.L. che accredita la presenza di una componente particellare di Materia Oscura nell’alone galattico Analisi corollaria dipendente da modelli sulla natura del candidato: particella con accoppiamento misto SI/SD o puro SI o puro SD, particella con accoppiamento preferenzialmente anelastico in alcuni dei molti possibili modelli non esaustivo - altre possibilità allo studio + differenti leggi di scala? + differenti scenari? + differenti distribuzioni di particelle? contributi non termalizzati? esistenza di flussi? ... e ancora DAMA/LIBRA (~250 kg NaI(Tl)) in misura da Marzo 2003 …in attesa di che la statistica raccolta sia maggiore di quella di DAMA/NaI ...e in futuro? Nuovo R&D-III già approvato dall’ INFN ed in corso verso un possibile apparato multi-purpose di 1 ton di NaI(Tl), proposto nel 1996. Sono in esame nuovi studi per esplorare oltre peculiarità del segnale di particelle di MO e caratteristiche dell’alone