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ubaldo dore oscillazioni 1

Oscillazioni di neutrini

Presente e futuroUbaldo Ubaldo DoreDore

29 aprile 2003 1


I NEUTRINI NELLO SM HANNO MASSA 0

Non C’è NESSUN MOTIVO PER CUI QUESTO SIA VERO

Si può avere il fenomeno delle

OSCILLAZIONI

Se i neutrini

1) hanno massa

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


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

U matrice (3x3) è la matrice di mixing

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 νν ∑=

− ϑϑ

ϑϑcos

cossen

sen

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


Il mixing sarà descritto da due parametri

12θ1) Angolo di mixing 2

2122

12 mmm −=∆2) differenza di massa

)E

L∆m.(θ)νP(ν ll

2122

122

21 271sin2sin=→

La probabilità di oscillazione sarà data da

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


Esempi di pattern di oscillazione

P(νµ)


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 MiniBooNEin corso)


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 quantoaspettato secondo lo SSM (solar standard model):

FLUX/SSM =1/3

DEFICIT dei Neutrini solariDeficit confermato da molti altri esperimenti

Neutrini solari

3737 AreCle +→+ −ν


Super-Kamiokande


Ora Superkamiokande (SK) 22000 eventi 15/giorno

4.5 ton


Experimental Results Experimental Results

SAGE+GALLEX/GNOSAGE+GALLEX/GNO

Flux = 0.58 SSMFlux = 0.58 SSM

Flux = 0.33 SSMFlux = 0.33 SSMKamiokandeKamiokande + + SuperkamiokandeSuperkamiokande

Flux = 0.46 SSMFlux = 0.46 SSM

Solar Neutrinos

Figure by J. Bahcall

(Pre-2001)

Neutrino Flavor Change or Solar Model Effects?


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

eνeν

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


Sudbury Neutrino Observatory

1000 tonnes D2O

Support Structure for 9500 PMTs, 60% coverage

12 m Diameter Acrylic Vessel

1700 tonnes InnerShielding H2O

5300 tonnes Outer Shield H2O

Urylon Liner andRadon Seal


ν Reactions in SNO

ES -- +⇒+ eνeν x x

- Both SK, SNO- Mainly sensitive to νe,, less to νµ and ντ- Strong directional sensitivity

- Good measurement of νe energy spectrum- Weak directional sensitivity ∝ 1-1/3cos(θ)

CC -eppd ++⇒+ν e

- Measure total 8B ν flux from the sun.

NCxx νν ++⇒+ npd

- νe ONLY

- Equal cross section for all ν types


Physics Implication: Flavor Content

Strong evidence of flavor change

Φssm = 5.05+1.01-0.81 Φsno = 5.09+0.44

-0.43+0.46-0.43

Φµτ is5.3 σ from zero


KamLAND Experiment

180 km

300


Investigate Solar Neutrino AnomalyUnder Laboratory Conditions

∆m2

(eV2) 10-4

10-6

10-8

KamLAND :

Thermal power ~ 80GW

<E> ~ 3 MeV

<base line> ~ 180 km

∆m2 ~ 10-5 eV2


Observed Event Rates

Final sample • •

162 ton•yr, Eprompt > 2.6 •MeV54 ev

Expected

Background 0.95 ± 0.99 ev

accidental 0.0086 ± 0.00059Li/8He (β, n) 0.94 ± 0.85fast neutron 0 ± 0.5

86.8 ± 5.6 ev


Ratio of Measured to Expected νe Flux from Reactor Neutrino Experiments

LMA:∆m2 = 5.5x10-5 eV2

sin2 2Θ = 0.833


20

15

10

5

0

reactor neutrinos geo neutrinos accidentals

25

20

15

10

5

086420

Prompt Energy (MeV)

2.6 MeV(analysis)

KamLAND data no oscillation best-fit oscillation

sin22θ = 1.0 ∆m2= 6.9 x 10-5 eV2

Eve

nts/

0.42

5 M

eV

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

distorted shape at 93 % C.L.&

no oscillationshape at 53% C.L.


LMA

maximal mixing line

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

The KamLAND data …

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


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

15KmI 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.

500 Km

13.000 Km


Distribuzioni angolari in SK dei neutrini atmosferici

Il flusso dei neutrini mu provenienti dal basso èdepresso

Deficit dei neutrini atmosferici


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.


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


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

Distanza = 730 kmMinos permetterà un migliore determinazione dei parametri.

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


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

← υ

Front damping structureRear damping structure

Electronic barrack

OPERA Final Design with 2 SuperModules


OPERAOPERA / Attività in Sezione/ Attività in Sezione

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

Responsabilità: Responsabilità: 1.1. Infrastrutture “Infrastrutture “EmulsionEmulsion handling” al LNGShandling” al LNGS2.2. IntercalibrazioneIntercalibrazione con R. Cosmici al GScon R. Cosmici al GS3.3. Partecipazione al progetto europeo per Partecipazione al progetto europeo per scanningscanning automaticoautomatico

Attività in corso: Attività in corso: Preparazione, gestione e analisi di test con Cosmici al GS e di Preparazione, gestione e analisi di test con Cosmici al GS e di TestTest--Beam exposuresBeam exposures al CERN. Sviluppi h/w e s/w per al CERN. Sviluppi h/w e s/w per scanningscanning

automaticoautomatico


12ϑ Regola Oscillazioni solari τµνν ,→e

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

≈ 45o

13ϑ23ϑ

τµ νν →Regola oscillazioni atm 45o

<13oeνν µ →,13ϑPuo essere determinato in

0.6 -0.9 10-4 ev2∆M122=M1

2-M22

2.6 10-3 ev2∆M232=M3

2 - M22

Fase δ della matrice di mixing ???


For experiments at terrestrial baselines, with ∆12<<1:

P(νe→ νµ) ≅ sin22θ13 sin2θ23 sin2 ∆23 = sin22θµe sin2 ∆23

P(νµ → ντ) ≅ cos4θ13 sin22θ23 sin2 ∆23 = sin22θµτ sin2 ∆23

P(νe→ ντ) ≅ sin22θ13 cos2θ23 sin2 ∆23 =P(νµ → νµ) ≅ = 1 – (sin22θµτ + sin22θµe)sin2 ∆23

P(νe→ νe) ≅ 1 − sin22θ13 sin2 ∆23

( ) ( ) j

k>jDeterminazione di Θ13

Solo un valore diverso da zero di Θ13 permettela presenza di effetti di violazione di CP

Only 3 parameters: θ23 ∆m23 θ13Reduce to two flavour mixings with effectivemixing angles:sin22θµτ = cos4θ13 sin22θ23 ≅ sin22θ23sin22θµe = sin22θ13 sin2θ23 ≅ 0.5 sin22θ13


JHF

Energy(GeV)

Curr

ent(

µA)

0.30.30.410.410.00520.00520.750.75PowerPower(MW)(MW)

∼∼ 0.100.100.530.530.450.450.290.29RateRate((HzHz))

4848404066330330IntensityIntensity(10(101212ppp)ppp)

40040012012012125050E(E(GeVGeV))

CNGSCNGSNuMINuMIK2KK2KJHFJHF


CONCLUSIONI

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 ϑ

Fase 2) Neutrino Factories: prossimi decenni δ

13


ilil U νν ∑=If neutrinos have mass:

Present and Future

For three neutrinos:

ijijijij

τττ

µµµ

eee

li

sandcwhere

cs

sc

iδecssccs

sc

UUUUUUUUU

U

θθ sin,cos

0010

0

00010001

00

001

10000

1313

1313

2323

23231212

1212

321

321

321

==

−⋅

−⋅

−⋅

−=

=

)E

L∆m.(θ)νP(ν eµ

222 271sin2sin=→

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


Off-Axis neutrino Beamsν Detector

mπ2 – mµ2

1 mπ2

Decay PipeHornsTarget

Eν=2 (

mπ2 – mµ2

mπ2 (1 + γπ2θ2)Eπ

☺ Much higher flux than old-style NBB.☺ Strong cut-off of HE tail.☺ Reduced νe contamination.☺ Tune energy to maximise sensitivity

∆ = 1.27 . ∆m2(eV2) . L(Km) / E(GeV)Beam energy almost fixed by geometry


JHFν 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 νµ and νe interactions: CCQE, CC, NC.• Non point-like ν source, different target, different detector technology: flux extrapolation to Super-K problem.

Near detector at 280 m

• 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 νe background subtraction.

60% difference

Better than 10%

Intermediate detector at 1.5 Km


KamLAND Detector

ρ

∆ρ

µ

Present analysis ~ 22%


Bruno Pontecorvo

ll


KEKKAMIOKA

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