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Alexis A. Aguilar Arévalo "Física de Neutrinos" VIII Escuela de Física Fundamental Hermosillo, Sonora, 59 Agosto, 2013

Física de Neutrinos

Alexis A. Aguilar Arévalo ICNUNAM

VIII Escuela de Física Fundamental,Departamento de Física, Universidad de Sonora

Hermosillo, Sonora, 59 de agosto de 2013

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Clase IIIExperimentos de

oscilaciones de neutrinos

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Neutrinos Solares

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Neutrinos Solares

Cadena pp Ciclo CNO (Contribuye 1% a la energía del Sol)

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Flujo de Neutrinos Solares

La producción principal (pp) de neutrinos en el Sol puede resumirse en:

Por cada 4p que se fusionan para formar 4He, se liberan ~26 MeV, entonces:

Flujo de neutrinos solaresen la superficie de la Tierra

Estos neutrinos son emitidos con .

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Espectro de Neutrinos Solares

[Bahcall, Serenelli, Basu, Astrophys J., 621, L85 (2005)]

Flujo total de neutrinos solares en la Tierra: Tot

~ 65 109 s1 cm2

John Bahcall19342005

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Experimento de Ray Davis (Homestake)

Primero en detectar neutrinos solares.Tomó datos desde 1967 hasta 1995

Ray Davis Jr. recibió el premioNobel de Física en 2002

390,000 litros de Tetracloroetileno (C2Cl4)A 1,478 m bajo tierra (4,400 mwe)

e + 37Cl 37Ar + e, (E

> 0.813 MeV)

37Ar extraído purgando el medio con He y conteo de sus decaimientos (~0.4/día).

Extracción radioquímica

Observó ~1/3 de los neutrinosesperados por el modelo solar.

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e solar + núcleo núcleo inestable ... observar decaimiento. 1 SNU = 1036 's capturados/átomo/s

Cloro: e + Cl37 Ar37 + e (E

> 0.813 MeV)

100,000 gal. tetracloroetileno (19681995) (Homestake, Ray Davis) Resultado: 2.56 ± 0.23 SNU (esperado SSM: 7.6±1.3)

Galio: e + Ga71 Ge71 + e (E

> 0.233 MeV)

GALLEX (19911997), GNO (19982003) (Lab. Gran Sasso) 100 ton solución acuosa de Ga y Cl con (30 ton de Ga) SAGE (19902006) ,45.6 ton de Ga metálico (Baskan, Rusia) Resultado: 67.6 ± 3.71 SNU (esperado SSM: 128± 9 SNU)

SAGE GALLEX,GNOCl

Experimentos radioquímicos

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● Cilindro: 41.4 m h x 39.3 m diámetro● Detector Cherenkov de agua (50 kton H

2O)

● Detecta 's solares por dispersión elástica e : e+ee+e, (umbral E> 5 MeV)

Super Kamiokande

Mina de Kamioka, Japan, at ~2,800 m.w.e.

1 0.5 0 0.5 1cossun

Observa consistentemente ~45% del número esperado

por el Modelo Solar.

Imagen del Solen neutrinos

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Problema de neutrinos solares

Los experimentos observan menos neutrinos que los predichos por el SSM

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Oscilaciones de neutrinos solares, efecto MSWEfecto resonante MSW en la materia solar. Depende del perfil de

densidad de la materia

P(ee)

P(e)

P(e)

Los Alamos Science, 25, 1997 “Celebrating the Neutrino”

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Fenomenología de neutrinos solares

Espacio de parámetros

Soluciones exploradas para el problema de los neutrinos solares:

C. Giunti

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Fenomenología de neutrinos solares

Espacio de parámetros

Soluciones exploradas para el problema de los neutrinos solares:

C. Giunti

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SNO (Sudbury Neutrino Observatory)

SNO estudió 3 tipos de reacciones:Elastic scattering (ES) 86% e , 14% x, ChargedCurrent (CC) only e , NeutralCurrent (NC), All: e, ,

● 1,000 ton de agua pesada (D2O) en cápsula de acrílico (12 diam)● Estructura de soporte de PMT's de 18 m de diámetro● 1,700/5,300 tons de H2O, escudos interno/externo

Bajo Tierra:2092 m (6010 m.w.e.)

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SNO (Sudbury Neutrino Observatory)

[Aharmin et al. Phys.Rev.C 87, 015502 (2013)]

[Aharmin et al. PRL 101, 111301 (2008)]

CC (e)NC = (SSM), (, ) NCCC

PDG, RPP2012

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Problema de neutrinos solares resuelto por SNO

Diferentes experimentos diferentes umbrales sensibles a diferentes porciones del espectro

Cl: E>0.81 MeV

[http://www.sns.ias.edu/~jnb/]

Ga: E>0.233 MeV

SK, SNO: E>~5 MeV

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Problema de neutrinos solares resuelto por SNO

B8 =(5.54±0.33)106 cm2s1

SSM=(5.05±1.0)106 cm2s1 (BS05)

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Borexino (Laboratorio de Gran Sasso, Italia)

Placas de aceroe

e

e

● Detecta x+ex+e en líquido centellador orgánico de alta pureza (~300 ton).● Fondo radioactivo ultrabajo obtenido mediante selección, escudamiento y purificaciones.● Bajo umbral (E>250 keV), buena resolución de energía.● Objetivo principal: Observar los neutrinos del 7Be en tiempo real.

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Borexino, 7Be and pep neutrinos

210Po peak subtracted

Phys.Rev.Lett. 107, 141302 (2011)

R( 7Be ) = 46 ± 2.1 evts. (100 ton)1 día1 (7Be ) = (4.84 ± 0.24)109 cm2 s1 .

Consistente con efecto MSW: m2 = 7.6105 eV2 , sin2 = 0.32

's del decaimiento de 210Po (intrinsico al centellador)

Phys.Rev.Lett 108, 051302 (2012)

Detección de neutrinos pep posible gracias a mejoras en reducción de ruido del 11C.

R(pep) = 3.1 ± 0.67 evts. (100 ton)1 day1

(pep) = (1.6 ± 0.3)108 cm2 s1 .

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(MSW)

Probabilidad de supervivencia

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[Hitoshi Murayama, http://hitoshi.berkeley.edu/neutrino]

Parámetros de oscilaciones, datos Solares

Los diferentes experimentos favorecen diferentes regiones del espacio deparámetros:

En su conjunto los datos solaresprefieren la solución LMA a través del efecto MSW.

m2 7.5105 eV2 sin2 0.30

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Neutrinos Atmosféricos

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Decaimiento de , K y producidos por la interacción de rayos cósmicos(protones) con O2 y N2 en las capas altas de la atmósfera.

Si todos los decaen:

Neutrinos atmosféricos

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[M. Honda. et.al. Phys. Rev. D 70, 043008 (2004)]

Honda 2004 (solid)Honda 1995 (dots)FLUKA 2003 (dash)Agrawal 1996 (dash)

Simulaciones hechas por varios grupos difieren enmodelado de procesos hadrónicos principalmente.

Rayo cósmicointeractúa en la alta atmósfera

Neutrinos atmosféricos

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Varios experimentos han estudiado neutrinos atmosféricos

● Kamiokande, SuperK● MACRO, Soudan2● MINOS● NUSEX, Frejus, IMB●AMANDA, IceCube

MN, USA

LNGS

MN, USA

Japón

Japón

Experimentos con atmosféricos

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● Detecta 's con E entre ~ 300 MeV y 50 GeV.

● Eventos agrupados en varias muestras: baja Edep totalmente contenidos (FC). alta Edep parcialmente contenidos (PC). tipo e o tipo

● Comparar 's hacia arriba y hacia abajo : cruzan la Tierra (12,00 km) : cruzan la atmósfera (20 km)

Neutrinos atmosféricos con SuperK

La observación de SK's en 1998 de la desaparición deneutrinos atmosféricos fue la primera evidencia

contundente a favor de las oscilaciones de neutrinosY.Fukuda et al., Phys. Rev. Lett. 81 (1998) 15621567.

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SuperK: Categorías de eventos de atmosféricosY. Itow, Neutrino 2012

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cos =1 cos =+1e

Y. Itow, Neutrino 2012

DatosJerarquía NormalJerarquía invertidaNo Oscilaciones

SuperK (I+II+III+IV), atmosféricos, análisis de 3

Los eventos tipo que vienen de abajo hacia arriba están desapareciendo (oscilan a )

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● La dirección de arribo determina la distancia recorrida L a través de la Tierra (o la atmósfera).

● Interpretación de oscilaciones fuertemente favorecida por detalles del espectro L/E.

● Desfavorecidas explicaciones alternativas: decoherencia (4.4 ) y decaimiento (5.4 )

Best Fit:m2 = 2.5103 eV2

sin2 2 = 1.02 =171.7/169

L/E

m232 = 2.5103 eV2

sin2 2 = 1.0

Y. Itow, Neutrino 2012

SuperK (I+II+III+IV), atmosféricos, análisis L/E

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Experimentos actuales de neutrinos atmosféricos

IceCube/DeepCore (2005/2010)1 Gt / ~1 Mt de hielo.(~100 GeV / 10 GeV)Gigantesco volumen

SuperKamiokande (1996)50 kt Cherenkov de aguaBajo umbral (>4 MeV)Análisis altamente avanzado

MINOS (Detector lejano)5.4 kt Hierro magnetizado(0.1 GeV

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Oscilaciones de neutrinos atmosféricos

SuperK

Phys.Rev.Lett.107, 241801 (2011)

m232 ~ 2.1103 eV2

sin2 2 ~ 44°

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Oscilaciones de Neutrinos Atmosféricos

Probabilidades de oscilación para neutrinos con E~150 GeV

m223 = 2.5103 eV2

13 =8.8°

L (km), E (GeV)

13 pequeño P( ) domina

~/2 cuando L~5,000 km y E~10 GeV

Notar:Un haz artificial con E~1.5 GeV viajando unos 750 km tendría la misma L/E.

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Neutrinos de reactores nucleares

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● Fuentes intensas de e: ~[ 6 e , 200 MeV] / fisión● Típicamente: ~ 21020 e /sec/GWth

Rν=6 ν̄ / fission

200 MeV / fission×

P th(Watts)1.6×10−13 J / MeV

=1.875×1020( P th1 GWatt ) ν̄s

Neutrinos from nuclear reactors

● Flujo de neutrinos depende de: 1. Potencia del reactor; 2. Tasas de fisión U235, U238, Pu239, ... 3. Espectro de E de decaimientos .

➔Umbral: E>1.8 MeV➔IBD~ 10

41 (E/10 MeV)2 cm2

e+

e C n

e-

Gd

Detección: Dec. inv. (IBD):

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Midiendo oscilaciones de neutrinos de reactores

Búsquedas previas de desaparición de e de reactores tenían detectores demasiadocerca de la fuente.

KamLAND observó efecto del término m21 colocando detector a L~150 km de losreactores alrededor de Japón.

20112012: DoubleChooz, Daya Bay, y RENO reportaron la observación del efecto del término m31.

término m31 término m21K.Heeger, Neutrino 2012

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● Globo de 13 m diámetro● 1 kton de centellador liquido, ● 2,000 PMTs, 1km bajo tierra

● 1a observación de Geoneutrinos

Reactores nucleares: KamLAND● Observaba 's de 54 reactores en Japón con = 150 km. ● Mina de Kamioka a 2700 m.w.e. (antiguo sitio de Kamiokande).

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KamLAND[KamLAND Collab, arXiv:1303.4667 (2013)]

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Medición de 13 con neutrinos de reactores

Reactores nucleares son fuente intensa de antineutrinos del electrónMedición directa de 13 sin degeneración de otros parámetros

La fórmula simple para 2 saboreses válida hasta L~1 km sin efectosde la materia.

Probabilidad de supervivencia:

Detector cercano

Detector lejano


Experimentos de reactores midiendo sin2213

DoubleCHOOZ (Francia)● Dos núcleos de reactores (4.27 GWth c/u)● Dos detectores “idénticos”: Near: @ 400 m (ready >2013) Far: @ 1050 m● 10 m3 de LS+GD por detector

Daya Bay (China)● 6 reactores en 3 sitios (17.4 GWth potencia total)● 8 detectores, 3 cavernas: Near halls 1&2: 2+2 det. Far hall: 4 det. (distancia a núcleos: 3002000 m) ● 20 ton de LS+Gd por detector

RENO (Corea del Sur) ● 6 reactores en línea de 1.3 km (2 2.66 GWth 4 2.8 GWth)● Dos detectores idénticos: Near: @ 290 m Far: @ 1380 m● 16 ton de LS+Gd por detector

200 m

Los 3, detectan e's por Dec. inverso:


200 mY. Abe et al., arXiv:1207.6632, 2012 F.P.An et al., PRL, 108, 171803 (2012) J.K.Ahn et al., PRL, 108, 111802 (2012)

DoubleChooz (Jul, 2012) Daya Bay (Mar, 2012) RENO (Apr, 2012)

sin2213 = 0.109 ± 0.030 ± 0.025(sys) sin2213 = 0.089 ± 0.010 ± 0.005(sys) sin

2213 = 0.113 ± 0.013 ± 0.019(sys)

Experimentos de reactores midiendo sin2213 (cont.)

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Neutrinos de aceleradores

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[S. Kopp, Phys. Rept. 439:101159 (2007) ]

E=0.43×E /12

1. Acelerar protones e impactarlos en un blanco.2. Productos enfocados con cuernos magnéticos (Van de Meer, 1961).3. y K enfocados (dep. polaridad del cuerno) decaen en un túnel.4. Todas las partículas, excepto los 's, detenidos en “absorbendor”.

*LSND y KARMEN: fuentes isotrópicas de 's. (decaimiento en reposo)

Neutrinos de aceleradores

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Dos detectores calorímetros de Fe magnetizado segmentados (trazas)Cercano a ~1 km, @FNAL, 980 ton, 107 m bajo tierra. Lejano a ~735 km,@Soudan MN, 5.4 kton, 700 m bajo tierra.

Mide curvatura de en producidos en + Fe + X

735 km

Long Baseline, MINOS

Cercano

Lejano

● Distingue de 's por curvatura de trazas. ● 6.4% de las interacciones de CC son 's cuando el haz es de 's.

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Desaparición de y

en haz con ~4-7 GeV

MINOS

[P. Adamson et al., Phys. Rev. Lett. 110, 251801 (2013)]

Prueba directa de P( ) = P( ) .Notar: m=m32 y=23

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MINOS + Reactores

con resultado de reactoressin2213 = 0.098+0.013

Jerarquía Normal

Jerarquía Invertida

[P. Adamson et al. PRL 110, 171801(2013)]

Datos: Reactores + +

Leve preferencia por Jerarquía Invertida

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T2K (Tokai to Kamioka)Acelerador JPARC en TokaiSuperK en Kamioka

● Acelerador de alta potencia● Haz de neutrinos potente y de alta calidad● Un detector cercano (280 m) de alta resolución● Un detector lejano (295 km) de gran tamaño (SuperK)

Terremoto del 11 de marzo de 2011 afectó al acelerador JPARC severamente. De vuelta en operación desde diciembre de 2011.

Objetivo: Medir 13 mediante la aparición de e's en un haz de 's

P(e) sin2 213 sin223 sin2 [1.27 m223 L/E ]

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T2K, aparición de neutrinos del electrón

Observados: 28 eventosEsperados (no osc): 4.640.53

1a evidencia () de aparición e

sin2 213 = (0.15 ± 0.03), (CP=0, sin2213 =1, NH)

Datos de corridas 14 (hasta 2013)

M. Wilking, EPS 2013

M. Wilking, EPS 2013

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T2K, aparición de neutrinos del electrón

Observados: 28 eventosEsperados (no osc): 4.640.53

1a evidencia () de aparición e

sin2 213 = (0.15 ± 0.03), (CP=0, sin2213 =1, NH)

Datos de corridas 14 (hasta 2013)M. Wilking, EPS 2013


Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS)

L'Aquila

Teramo

Anchura del haz en LNGS: ~2.8 km (FWHM)

CERN

LNGS

730 km

ICARUS


Busca oscilaciones

por medio de la aparición de

(también aparición

e)

5km

0 50km

● Recolecta eventos de CNGS desde 2008.● Análisis parcial (hasta 2013): observados 3 evt. candidatos a (esperado: 2.2 con 0.23 fondo).● Significancia de 3.2 . (con 17.97x1019 POT) (~80% del total esperado de 22.5x1019 POT).

2 módulos detectores de 900 ton c/u (SM1, SM2):● target: placas de Pb intercaladas con paredes

de “ladrillos de emulsión”, y tiras centelladoras.● Espectrómetro Magnético

Total 150,000 ladrillos, masa de 1,250 ton.

OPERA (Oscillation Project with EmulsiontRacking Aparatus)

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eventsNC+CC events (MC)NC+CC events (Data)

Ladrillos

Vértice del en“ladrillos de emulsión”

A.Pastore, EPS HEP 2013

Haz CERNGranSasso (CNGS), ~17 GeV


Un análisis global: arXiv:1205.4018(2012)

D.V.Forero, M. Tortola, J.W.F. Valle, arXiv:1205.4018 (2012)

Solar: Cl, Gallex/GNO, SAGE, SuperK IIII, SNO IIII, Reactor: KamLAND, DoubleCHooz, Daya Bay, RENO, Atmospheric and accelerator: SuperKamiokande IIII, MINOS , , T2K,

Normal HierarchyInverted Hierarchy

Ni la Jerarquía de Masas, ni la fase de CP pueden determinarse conlos experimentos actuales.


Extras

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● Protones impactan blanco fijo de grafito (p+C X+/K).● Mesones secundarios (,K) enfocados por cuernos magnéticos.● Mesones ,K decaen en túnel, produciendo neutrinos (>99%)● Componente hadrónica remanente detenida en blanco de Fe.● Monitores de muones miden perfil cercano del haz.● Haz inclinado ~5° hacia abajo toma en cuenta curvatura terrestre.

punto focal del blanco

Cascada hadrónica

Haz de neutrinos de CERN a Gran Sasso (CNGS)

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BoosterK+

blanco/cuerno detectortierra túnel de decaimiento absorbedor

haz primario Haz terciariohaz secundario

(protones) (mesones) (neutrinos)

π+ νµ→νe ???pMagnetic HornToroidal B fieldPolarity → + Neutrinos Antineutrinos

p K

K

p

K

K

+

174 kA current, pulsed at ~5 Hz

MiniBooster Neutrino Experiment

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