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Oscillazioni di neutrini

Ubaldo DoreUbaldo Dore

Presente e futuro

29 aprile 2003 1

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Si può avere il fenomeno delle

OSCILLAZIONI

Se i neutrini

1) hanno massa

2) gli autostati di massa non sono autostati delle interazioni deboli

I NEUTRINI NELLO SM HANNO MASSA 0

Non C’è NESSUN MOTIVO PER CUI QUESTO SIA VERO

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Il fenomeno delle oscillazioni consiste nel fatto che il contenutodi flavour di un fascio di neutrini che si propaga cambia nel tempoe quindi a seconda dalla distanza dall’origine.Nel caso semplice di mixing di due sole specie (che è una buona approssimazione in molti casi) la matrice di mixing (ora 2x2)può essere scritta come

ilil U

Gli stati di flavour saranno una sovrapposizione degli autostati di massa.

U matrice (3x3) è la matrice di mixing

cos

cossen

sen

la matrice di mixing sarà caratterizzata da tre parametri piu una fase

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)E

LΔm.(θ)νP(ν ll

2122

122

21 271sin2sin

Il mixing sarà descritto da due parametri1) Angolo di mixing

2) differenza di massa2

2122

12 mmm

12

La probabilità di oscillazione sarà data da

Nel caso di mixing a tre avremo tre angoli e due differenze di massa

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Esempi di pattern di oscillazione

P()

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La possibilità di oscillazioni fu introdotta da Bruno Pontecorvo negli anni cinquanta.

Da allora una grande quantità di energie è stata dedicata alla ricerca di oscillazioni.

Erano state trovate indicazioni nello studio:

1) dei neutrini provenienti dal sole;2) dei neutrini atmosferici cioè provenienti dalla interazioni

dei raggi cosmici primari nell’atmosfera.

Queste osservazioni sono state confermate negli ultimi anni e sono diventate certezza mentre altre indicazioni ottenute con neutrini provenienti da acceleratori hanno bisogno di conferma.

( Esperimento LSND: esperimento di conferma MiniBooNE in corso)

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La prima indicazione di oscillazioni fu data da un esperimento radiochimico.

Esperimento di HOMESTAKE (anni 70) (Davis)

I neutrini solari interagiscono con nuclei di cloro secondo la reazione

L’argon è radioattivo e questo permette di contare il numero dei nuclei prodotti. Questo numero viene confrontato con quanto aspettato secondo lo SSM (solar standard model):

FLUX/SSM =1/3

DEFICIT dei Neutrini solariDeficit confermato da molti altri esperimenti

Neutrini solari

3737 AreCle

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Super-Kamiokande

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Ora Superkamiokande (SK) 22000 eventi 15/giorno

4.5 ton

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Experimental Results Experimental Results

SAGE+GALLEX/GNOSAGE+GALLEX/GNO

Flux = 0.58 SSMFlux = 0.58 SSM

Flux = 0.33 SSMFlux = 0.33 SSMKamiokande + SuperkamiokandeKamiokande + Superkamiokande

Flux = 0.46 SSMFlux = 0.46 SSM

Solar Neutrinos

Figure by J. Bahcall

Neutrino Flavor Change or Solar Model Effects?

(Pre-2001)

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Negli ultimi due anni due esperimentihanno dimostrato che il deficit è dovutoad oscillazioni e non a problemi del SSM

1)SNO il flusso di emessi dal sole arriva sulla terra non solo ancora come ,rivelati dagli esperimenti precedenti , ma anche come

ee

,2) KAMLAND gli antineutrini elettrone emessi da reattori nucleari mostrano un deficit corrispondente a quello osservato nei neutrini solari

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Sudbury Neutrino Observatory

1700 tonnes InnerShielding H2O

1000 tonnes D2O

5300 tonnes Outer Shield H2O

12 m Diameter Acrylic Vessel

Support Structure for 9500 PMTs, 60% coverage

Urylon Liner andRadon Seal

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Reactions in SNO

- Good measurement of e energy spectrum- Weak directional sensitivity 1-1/3cos()

- Measure total 8B flux from the sun.

NCxx npd

ES -- eνeν x x

- Both SK, SNO- Mainly sensitive to e,, less to and

- Strong directional sensitivity

CC -eppd e

- e ONLY

- Equal cross section for all types

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Physics Implication: Flavor Content

Strong evidence of flavor change

ssm = 5.05+1.01-0.81 sno = 5.09+0.44

-0.43+0.46-0.43

is5.3 from zero

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KamLAND Experiment

180 km

300

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Investigate Solar Neutrino Anomaly

Under Laboratory Conditions

KamLAND :

Thermal power ~ 80GW

<E> ~ 3 MeV

<base line> ~ 180 km

m2 ~ 10-5 eV2

m2

(eV2) 10-4

10-6

10-8

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Observed Event Rates

Final sample 162 ton•yr, Eprompt > 2.6 MeV 54 ev Expected

Background 0.95 ± 0.99 ev accidental 0.0086 ± 0.0005 9Li/8He (, n) 0.94 ± 0.85 fast neutron 0 ± 0.5

86.8 ± 5.6 ev

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Ratio of Measured to Expected e Flux from Reactor Neutrino

ExperimentsLMA: m2 = 5.5x10-5 eV2

sin2 2 = 0.833

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Energy Spectrum (Eprompt > 2.6 MeV)data : consistent with

distorted shape at 93 % C.L.&

no oscillation shape at 53% C.L.

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The KamLAND data …

…. can now be combined with the solar data, including the CHOOZ constraint …

LMA

maximal mixing line

solar data (Cl + Ga +SK + SNO) + CHOOZ

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Neutrini atmosferici prodotti dai raggi cosmici primariNeutrini atmosferici prodotti dai raggi cosmici primari

I neutrini provengono dal decadimenti mesoni prodotti dalle interazioni dei raggi cosmici primari nell’ atmosfera.

I neutrini possono arrivare dall’alto percorrendo circa 15 km o dal basso percorrendo circa 13000 km.

I neutrini vengono rivelati nei rivelatori sotterranei.

15Km

13.000 Km

500 Km

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Distribuzioni angolari in SK dei neutrini atmosferici

Il flusso dei neutrini mu provenienti dal basso èdepresso

Deficit dei neutrini atmosferici

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I risultati di SK per i neutrini atmosferici sono stati confermati da un esperimento “Long Baseline” K2K

I neutrini prodotti dall’acceleratore di KEK (Giappone) viaggiano per 250 Km ed arrivano a SK.

I primi risultati sono in accordi con i risultati dei neutrini atmosferici. I dati sono stati presi negli anni passati (per la storia prima dell’incidente in SK).

Ora è iniziata una nuova presa dati.La collaborazione si è allargata a vari gruppi

europei tra cui un gruppo di Roma I.

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Partecipazione di Roma1 a K2K:Ubaldo Dore Pier Ferruccio Loverre Lucio LudoviciCamillo Mariani

Impegni del gruppo:

1) Realizzazione di un “Electron Identifier” nel rivelatore vicino (moduli del calorim. e.m. Chorus)2) Presa dati3) Analisi

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Ai risultati ottenibili con SK e K2K cosa si può aggiungere?

ESPERIMENTI LONGBASELINE

Con fasci di acceleratori

1) MINOS FERMILAB–SOUDAN 2) OPERA e ICARUS CERN- GRAN SASSO

Minos permetterà un migliore determinazione dei parametri.

Opera e Icarus, mediante l’osservazione di neutrini tau verificheranno l’indicazione sperimentale che si tratti di oscillazioni .

Distanza = 730 km

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31 target planes / spectrometer (206336 bricks, 1766 tons)

Front damping structureRear damping structure

Electronic barrack

OPERA Final Design with 2 SuperModules

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OPERAOPERA / Attività in Sezione / Attività in Sezione

Componenti del Gruppo: Componenti del Gruppo: G. Rosa, P. Righini, L. Berardo, A. Ruggieri, P. PecchiG. Rosa, P. Righini, L. Berardo, A. Ruggieri, P. Pecchi

Responsabilità: Responsabilità: 1.1. Infrastrutture “Emulsion handling” al LNGSInfrastrutture “Emulsion handling” al LNGS2.2. Intercalibrazione con R. Cosmici al GSIntercalibrazione con R. Cosmici al GS3.3. Partecipazione al progetto europeo per scanning automaticoPartecipazione al progetto europeo per scanning automatico

Attività in corso: Attività in corso: Preparazione, gestione e analisi di test con Cosmici al GS e di Test- Preparazione, gestione e analisi di test con Cosmici al GS e di Test-

Beam exposures al CERN. Sviluppi h/w e s/w per scanning Beam exposures al CERN. Sviluppi h/w e s/w per scanning automaticoautomatico

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,13

12 Regola Oscillazioni solari

1323 Regola oscillazioni atm

,e

Puo essere determinato in e

valoriAl momento attuale la la conoscenza dei parametri delle oscillazioni è la seguente

M12=M1

2-M22

M23=M3

2 - M22

Fase della matrice di mixing ???

45o

45o

<13o

2.6 10-3 ev2

0.6 -0.9 10-4 ev2

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For experiments at terrestrial baselines, with 12<<1:P(e) sin2213 sin223 sin2 23 = sin22e sin2 23

P() cos413 sin2223 sin2 23 = sin22sin2 23 P(e) sin2213 cos223 sin2 23 =P() 1 – (sin22+ sin22e) sin2 23P(ee) sin2213 sin2 23

Only 3 parameters: 23 m23 13 Reduce to two flavour mixings with effective mixing angles:sin22= cos413 sin2223 sin2223 sin22e = sin2213 sin223 0.5 sin2213

( ) ( ) jk>jDeterminazione di 13

Solo un valore diverso da zero di 13 permettela presenza di effetti di violazione di CP

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Energy(GeV)

Curre

nt(

A)

JHFJHF K2KK2K NuMINuMI CNGSCNGS

E(GeV)E(GeV) 5050 1212 120120 400400

IntensityIntensity(10(101212ppp)ppp)

330330 66 4040 4848

RateRate(Hz)(Hz)

0.290.29 0.450.45 0.530.53 0.100.10

PowerPower(MW)(MW)

0.750.75 0.00520.0052 0.410.41 0.30.3

JHF

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1) Le oscillazioni di neutrini sono accertate.

2) Molti parametri sono stati determinati

3) In futuro

a) miglioramento nella precisione

b) determinazione dei parametri ancora incogniti

Fase 1) JHF e analoghi: questo decennio

Fase 2) Neutrino Factories: prossimi decenni

CONCLUSIONI

13

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ijijijij

τττ

μμμ

eee

li

sandcwhere

cs

sc

iδecssccs

sc

UUUUUUUUU

U

sin,cos

0010

0

00010001

00

001

10000

1313

1313

2323

23231212

1212

321

321

321

ilil U If neutrinos have mass:

)E

LΔm.(θ)νP(ν eμ

222 271sin2sin

For three neutrinos:

Solar,Reactor Atmospheric

For two neutrino oscillation in a vacuum: (valid approximation in many cases)

CP Violating Phase Reactor, Accel.

Range defined for m12, m23

Maki-Nakagawa-Sakata-Pontecorvo matrix

Future Future

Present and Future

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Off-Axis neutrino BeamsHornsTarget Decay Pipe Detector

E=m

2 – m2

2 (

m2 – m

2

m2 (1 +

22)E

Much higher flux than old-style NBB. Strong cut-off of HE tail. Reduced e contamination. Tune energy to maximise sensitivity= 1.27 . m2(eV2) . L(Km) / E(GeV) Beam energy almost fixed by geometry

1 m2

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JHF Near DetectorsFlux.L2 @ Super-KFlux.L2 @ 1.5 KmFlux.L2 @ 0.28 Km • Covers from 0o to 3o.

• Monitor the beam stability and flux.• High rate: 60 events/kt/spill.• Study and e interactions: CCQE, CC, NC.• Non point-like source, different target, different detector technology: flux extrapolation to Super-K problem.

• Off-Axis as Super-K• Water-Cherenkov (100t fiducial mass) to cancel most of the flux extrapolation syst.• Spectrum differences < 10% 2% systematic due to e background subtraction.

60% difference

Better than 10%

Intermediate detector at 1.5 Km

Near detector at 280 m

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KamLAND Detector

Present analysis ~ 22%

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ll

Bruno Pontecorvo

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KAMIOKA KEK