oscillazioni di neutrini
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Oscillazioni di neutrini. Presente e futuro. Ubaldo Dore. 29 aprile 2003. 1. I NEUTRINI NELLO SM HANNO MASSA 0. Non C’è NESSUN MOTIVO PER CUI QUESTO SIA VERO. Se i neutrini 1) hanno massa 2) gli autostati di massa non sono autostati delle interazioni deboli. - PowerPoint PPT PresentationTRANSCRIPT
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Oscillazioni di neutrini
Ubaldo DoreUbaldo Dore
Presente e futuro
29 aprile 2003 1
ubaldo dore oscillazioni 2
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