Le oscillazioni dei neutrini Corso di Istituzioni

Nota sulloscillazione 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 = assorbimenti per ogni atomo bersaglio SSM = 132±7 SNU

Le soluzioni astrofisiche sembrano sfavorite Paradosso 7 Be/ 8 B La mancanza dei da 7 Be è dedotta: non esiste alcuna misura diretta ! Borexino è un esperimento progettato per la misura diretta mediante la reazione: + e + e Le oscillazioni del neutrino possono spiegare i risultati sperimentali MSW (conversione nella materia): SMA LMA LOW Vacuum (oscillazioni nel vuoto) Variazione stagionale ± 3.5%

LEsperimento Borexino Laboratori Nazionali del Gran Sasso (profondità di 3800 mwe) Il rivelatore e strutturato in shell Caratteristiche del rivelatore (dal centro): Scintillatore: PC + PPO (300 ton, 100 ton di massa fiduciale) Sfera in nylon (d = 8.5 m, spessore ~ 100 m) Liquido di buffer: PC + DMP (1040 ton) 2200 fototubi Sfera in acciaio (d = 13.7 m) Buffer esterno di acqua ultrapura Serbatoio dacciaio (h e d base = 18 m )

Neutrini Atmosferici + ; e + + e + ֿ + ֿ ; e - + ֿ e + R = ( N /N e )osservato ( N /N e )calcolato ( N /N e )calcolato = 2.1 per E GeV. Più alto ad energie superiori per maggiore sopravvivenza dei muoni. R misurato =

Il risultato è stato interpretato in termini di una oscillazione fra Una evidenza convincente proviene dalla distribuzione dellangolo di zenith dei muoni prodotti negli eventi con energia dei muoni sopra 1.3 GeV. La lunghezza del percorso del neutrino dipende fortemente dallangolo, essendo tipicamente di 20 km per i neutrini che vengono direttamente dallalto, 200 km per quelli laterali e km per quelli che vengono dallatmosfera dallaltra parte della terra. Naturalmente è la direzione del muone prodotto che viene misurata, ma lenergia è sufficientemente alta per assicurare un angolo neutrino-muone molto piccolo. In conclusione, il deficit di neutrino solare e lasimmetria 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, dellordine di – eV. Pertanto, le masse conosciute delle particelle elementari variano dai 175 GeV del quark top a soli GeV dei neutrini,

Probabilità di trasformazione

The Cern Neutrino to Gran Sasso (CNGS) program Motivated by the atmospheric neutrino disappearance 730 km CERN beam optimized to study the appearance by detection in the parameters region: m eV 2 and sin production threshold=3.5 GeV Beam mean features: L=730 km ; =17 GeV ( e + e )/ =0.87% ; prompt negligible _ In shared mode 4.5x10 19 prot/year 2900 CC/kton/year 13 CC/kton/year 2 expected at Gran Sasso

The CNGS beam SPS 400 GeV Graphite 2 m length Diameters: 80 cm & 115 cm Current: 150 kA & 180 kA Aluminum silicium diodes CNGS beam fully completed and operational since August

The OPERA experiment Oscillation Project with Emulsion tRacking Apparatus 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, LAquila, 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) Direct search for the oscillation by looking at the appearance of in a pure beam CNGS program OPERA detector and experimental strategy Physics potential First operations of CNGS and OPERA C é cile Jollet, IN2P3-ULP Strasbourg on behalf of the OPERA collaboration TAUP07 Conference - Sendai - September 11-15,

Il rivelatore OPERA 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.

20m 10m 10m SM1 SM2 Brick wall Electronic detector to find candidate brick Robot to remove the candidate brick Scan by automatic microscope The OPERA detector Gran Sasso, Hall C 2 supermodules. Target: 31 walls/supermodule with ~2500 bricks each Target mass: 1.35 ktons target Muon spectrometer 6

10.3 cm 12.8 cm 7.5 cm =10 X 0 The OPERA experimental design Pb Decay kink >25 mrad emulsion grains track segment ~16 grains/50 m e, h e, Plastic base(200 m) x ~ 2.1 mrad x ~ 0.21 m ES Detector based on bricks: Sandwich of 56 (1mm) Pb sheets + 57 FUJI emulsion layers + 1 changeable sheet Brick weight: 8.3 kg 5 Detection of decay (~ s ; c ~87 m) topologies created by CC interactions m resolution Photographic emulsions (DONUT) Large target mass Lead materials

OPERA goal: appearance signal detection or e - or h - oscillation Decay kink CC events Topology selection: kink signatures Principle of OPERA experiment: Detection of decay (~ s ; c ~87 m) topologies created by CC interactions m resolution Photographic emulsions (DONUT) Large target mass Lead materials 4 The challenge is to identify interactions from interactions

oscillation sensitivity decay channels (%) BR(%) Signal Background m 2 =2.5x10 -3 eV 2 m 2 =3.0x10 -3 eV 2 µ e h h ALL BR=10.6% full mixing, 5 years 4.5x10 19 pot / year Main background sources: - charm production and decays - hadron re-interactions in lead - large-angle muon scattering in lead ε trigger x ε brick x ε geom x ε primary_vertex 99% x 80% x 94% x 90% fringe effect for scanning Efficiency: 14

OPERA beam events 319 beam events collected: 3/4 external events (interaction in the rock) 1/4 internal events (interaction in the detector) CC in rock (rock muons) CC in the magnet 18

Neutrino Astronomy: SN 1987A Consideriamo una stella che abbia subito il processo di neutronizazione. e - + p e + 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 R 0 = 1.2 fm è lunità del raggio nucleare ed A è il numero di nucleoni, il raggio sarà: R = R 0 A 1/3. Poiché A del sole = 1.2x10 57, 1.5 masse solari avranno un raggio di circa 15 km. La corrispondente energia gravitazionale rilasciata sarà: 3/5 ( G N M 2 A 5/3 / R 0 ) con G costante gravitazionale e M massa del nucleone. Per masse solari: E grav. ( ) x ergs ( ) x MeV

Questa energia è circa un fattore 10 più grande dellenergia richiesta per disintegrare il ferro nei suoi nucleoni costituenti. Circa 100 MeV per nucleone contro gli 8-9 occorrenti mediamente. Lenergia potenziale gravitazionale è circa il 10% della massa totale del core della stella. Se non vi è un collasso in buco nero, limplosione è bloccata dal core repulsivo della forza gravitazionale, una volta raggiunta la densità nucleare, e parte dellenergia rimbalza allindietro nella forma di unonda di pressione che si sviluppa poi in unonda di shock. Durante la fase iniziale del collasso vengono emessi in pochi millisecondi circa neutrini la cui energia totale è circa il 10% dellenergia totale rilasciata. A causa dellalta densità del core della stella, il libero cammino medio 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: = 1/( (N A = 2 /( N A G F 2 E 2 ) 10/E 2 km Con G F costante di Fermi e N A numero di Avogadro. Pertanto per un tipico neutrino km. Pertanto lenorme 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% dellenergia 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 durto 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 nellesplosione 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 ( anni luce), sono stati utilizzati per calcolare lenergia totale del flusso dei neutrini, assumendo di moltiplicare per 6 quella dei neutrini elettronici, unici riconoscibili. L = 3x10 53 ergs = 2x10 59 MeV, con unincertezza di un fattore Neutrini emessi; dopo anni luce attraversano ogni centimetro quadrato della terra.

Cosa abbiamo imparato dallo studio della SN 1987A? 1) Limite inferiore sulla stabilità dei neutrini: vivono almeno anni 2) Poiché limpulso 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 5x Il tempo di arrivo t E di un neutrino sulla terra è dato in termini del tempo di emissione dalla supernova t SN, la sua distanza L, la massa del neutrino m e la sua energia E: t E = t SN + L/c ( 1+m 2 c 4 /2E 2 ) per m 2 << E 2 Per due eventi la differenza temporale è data da: t = t E - t SN = Lm 2 c 4 /2c (1/E /E 2 2 ) Utilizzando neutrini di bassa energia, rispettivamente di 10 e 20 MeV, ed un t < 10 s, otteniamo m < 20 eV.