Le attività della CSN2 Alessandro Cardini / INFN Cagliari CSN1, 17 maggio 2004

Le attività della CSN2Le attività della CSN2

Alessandro Cardini / INFN Cagliari CSN1, 17 maggio 2004

17 maggio 2004 A. Cardini / INFN Cagliari 2

Le Attività della CSN2Le Attività della CSN2

Per il 2004 i finanziamenti della CSN2 (pari a circa 32 M€ per l’anno 2003) sono così ripartiti:

Neutrino physics 31% Search for rare processes 6% Cosmic rays ground & underwater exp. 21% Cosmic rays in Space 25% Search for gravitational waves 13% General physics 4%


Gli Esperimenti della CSN2 (2004)Gli Esperimenti della CSN2 (2004)

Neutrino physics– BOREXINO GNO HARP ICARUS K2K LENS-RD MANU2

MIBETA OPERA Search for rare processes

– CUORE DAMA LVD Study of the cosmic rays by ground based and underwater

experiments – ANTARES ARGO-YBJ AUGER MAGIC NEMO-RD SLIM

Study of the cosmic rays by experiments in the space – AGILE AIRWATCH-RD AMS2 CREAM GLAST WIZARD

Search for gravitational waves – AURIGA LISA-PATHFINDER RAP-RD ROG VIRGO MAGO

General physics – GGG MAGIA MIR-RD PVLAS


La Fisica dei NeutriniLa Fisica dei NeutriniIniziativa Obiettivo Note

BOREXINO

solari

Real-Time low Threshold

GNO catena pp

LENS-RD R&D Tecnico

ICARUSCNGS

anche solari, atmosferici e da SN + Proton Decay

OPERA appearance

LVD da Supernove

HARP Sez. d’urto Adroproduz.

K2K Oscill. long baaseline Solo disappearance

NUFACTStudio nuove iniziative

su


Neutrini SolariNeutrini Solari Soluzione del “problema dei neutrini solari” in

termini di oscillazioni ormai consolidata grazie a Superkamiokande, Gallex, SNO, KAMLAND

I prossimi esperimenti hanno il compito di perfezionare le misure e di estendere il range osservativo al fine di:– vincolare i parametri nella matrice di mixing– verificare l’effetto MSW– offrire un supporto osservazionale il più ampio possibile

all’astrofisica solare

Esperimenti di terza generazione ad elevata sensitività e rigoroso controllo delle sistematiche: GNO e Borexino


GNOGNO

Rivelatore spento in agosto 2003 ed in fase di decommissioning

Possibilità di riutilizzare il gallio di SAGE per arrivare ad 80 t nuovo osservatorio di neutrini solari, costi in fase di valutazione

GNO (31/08/2003) 62.9 ± 5.4 ± 2.5 SNU

GALLEX 77.5 ± 6.2 +4.3-4.7 SNU

GALLEX+GNO 69.3 ± 4.1 ± 3.6 SNU

58 solar runs (1713 days) e 12 blank runs:


BorexinoBorexinoScopi principali:

Misura del flusso dei neutrini solari di bassa energia

Studio delle oscillazioni di neutrino

2004 Fine installazione e riempimento con acqua

2005 Preparazione e purificazione dello scintillatore ed inizio riempimento finale

2006 Completamento del riempimento più “tuning” dell’apparato ed inizio presa dati

2007-2008 Presa dati e loro analisi


CNGSCNGS

Beam ed esperimenti ottimizzati per

“ appearance”

Completate strutture sotterranee, estate 2003

Pronto estate 2006

XN –

Produzione di via interazioni CC


OperaOpera 2000 t rivelatore ibrido

Pb/emulsione Emulsioni (sub-micron

resol.) per vedere il tau Spettrometro (RPC +

magnete) per il +

Studio oscillazione osservazione

Studio oscillazione e

Misura sin2213 (> 0.06)


Primo spettrometro in fase di assemblaggio (finito entro estate 2004)

Emulsioni in fase di consegna

Fine assemblaggio nel corso del 2006

primo run con fascio nel 2006

5 anni di run @ 6.76 x 1019 pot/year

11/03/2004

2.5x10-3 eV2

0.06 7°


ICARUSICARUS TPC ad argon liquido con elevata granularità e risoluzione spaziale ed energetica.

– Rivelatore general-purpose di eventi rari fisica del neutrino

– CNGS, atmosferici e solari, da Supernove decadimento del nucleone

– Per il CNGS: rivelatore modulare 3000 t (sala B @ LNGS) Appearance del

Alta efficienza nell’identificazione del e e appearance misura di 13

T600 T1200 T1200


ICARUSICARUS

CNGS appearance– Diversi canali di decadimento del , elettrone golden channel, 10-

50 eventi (m2 = 0-3 eV2) in 5 anni

CNGS e subleading

da Supernove atmosferici solari Decadimento del Nucleone


K2K: Kek to KamiokaK2K: Kek to Kamioka

Long baseline neutrino oscillation experiment

Piccola partecipazione italiana (RM1) in SciBar + EC

SciBar goal: Measure flux and neutrino interaction properties in the 0.5-1 GeV energy range, relevant for oscillation


K2K - Current ResultsK2K - Current Results

Number of SK events (K2K-I)– Expected: 80+6.2-5.4– Observed: 56

Neutrino energy spectrum– SK single ring m-like

Best Fit (flux+shape)

..%90@,0.12sin@

][eV10)9.35.1(2

232

LC

m

Data

Best Fit

0.6 GeV

No oscillation

Shape only.normalised by area


Il futuro in GiapponeIl futuro in Giappone

T2K @ JPARC, 50 GeV PS, 0.75 MW, 330.1012 ppp, starting 2007, to user in 2008

Neutrino beam approved, 295 km da SK– Discovery of 13 down to sin2 213=0.006 (e

appearance)– Precision measurement of sin2223 (±0.01) and

m223 (±10-4eV2)

– Discovery/constraint sterile components through NC

Open meeting in corso, entro fine anno proposta T2K, June 2005 proposta completa in CSN2


E poi…?E poi…? 2009-2014: Superbeam, Betabeam, CERN neutrino

beam to Frejus

> 2014: NUFACT…

Attività coordinate da ECFA (European Committee for Future Accelerator) e da BENE (Beams for European Neutrino Experiments, a Networking Activity (N3) in the framework of CARE (Coordinated Accelerator R&D in Europe)


Eventi rari e basse energieEventi rari e basse energie

DAMA/LIBRA/1T

WARP

rivelazione diretta di materia oscura non

Barionica

CUORICINO-CUORE

GENIUS (proposta)

ricerca del decadimeto doppio beta senza neutrini

MANU2 – MIBETA misure calorimetrica di massa del neutrino con decadimenti beta di bassa energia

MUNU Misura del momento magnetico del neutrino. Attività conclusa con un limite di 1.0 x10 -10

(95%CL)


Dama/LibraDama/Libra Ricerca diretta: misure del nuclear recoil energy in WIMP-nucleus scattering Investigating the presence of a WIMP component in the galactic halo by the model

independent WIMP annual modulation signature Dama: 100 kg NaI (Tl), finito 2002 Libra: 250 kg radiopure NaI(Tl), running dal marzo 2003


Dama/LibraDama/Libra Perché NaI(Tl)? Tecnologia ben conosciuta, high duty cycle, large

mass-scale possible, economico, poco ingombrante, facile da calibrare…

Risultato model independent: “The presence of a WIMP component in the galactic halo supported by the data at 6.3 C.L.”


Evidenza di 0Evidenza di 0 decay? decay?

H.V. Klapdor et al., NIMA: “Data Acquisition and Analysis of the 76-Ge Double Beta experiment in Gran Sasso 1990-2003”.

Nuovo valore 0.1< m(0.4) < 0.6 eV


CuoricinoCuoricino

R&D sulla struttura di assemblaggio, isolamento meccanico, nuovi cristalli di TeO2 5x5x5 cm3, procedure di crescita a più basso contributo di contaminanti, affinamento delle procedure di eliminazione dei contributi superficiali

Primo risultato in 2003 con una misura di fondo radioattivo (aprile 21 / luglio 19): 25000 kg hours (5x5x5): 0.2 counts / keV / kg / d, risoluzione confrontabile o migliore rispetto a MiDBD e fondo migliori


CuoreCuore

Concentrerà i risultati degli sviluppi di MiDBD e Cuoricino

DBD fondo: 0.003 counts/kev/kg/y

DM fondo: 0.02 counts/kev/kg/y

Sensinsibilità: 30 meV


Studio Radiazione CosmicaStudio Radiazione CosmicaAgile (2005) Astronomia gamma

Esperimenti nello spazio

Airwatch-RD UHE Cosmic Rays

AMS2 (2007) Antimateria, Dark Matter

Cream (1^ volo dec 2004) Comp. Cosm. Rays primari

Glast (2007) Astronomia gamma

Pamela (2005) Antimateria, Dark Matter

Argo (det. compl. end 2005)

Astronomia gamma

Esperimenti in superficeAuger (det. compl. 2005) UHE Cosmic Rays

Magic (det. completed) Astronomia gamma

Slim (analisi dal 2004) Ricerca monopoli magn.

Antares (12 lin. nel 2006) Neutrini atmosferici Esperimenti sottomariniNemo-RD Astronimia neutrini


Agile (2005)Agile (2005)Strumento X e contemporaneamente nei range 10-40 keV (SuperAGILE) e 30 MeV-50 GeV (GRID = silicon tracker + CsI MCAL)

Leggero: 130 kg per il payload, 250 kg per il satellite

Grande campo di vista ( steradianti)

Eccellente risoluzione angolare: per sorgenti intense, 5'-20'

Tempo morto <100 s (da comparare con i 100 ms di EGRET)

Trigger basato sui rivelatori al silicio

Timing X e eccellenti (GPS)

Ricerca di burst su un grande range dinamico (sub-ms - 60 s) e trigger indipendente di MCAL (300 keV-100 MeV)


Pamela (2005)Pamela (2005)“PAMELA, a permanent magnet core facility with a variety of specialized detectors, represents a state-of-the-art effort addressing the core of the investigation of the cosmic radiation: origin and evolution of matter in the galaxy, search for antimatter and dark matter of cosmological significance, understanding of origin and acceleration of relativistic particles in the galaxy”.

70cm x 70cm x 120 cm

470 kg

360 W

BA, FI, LNF, NA, RM2, TS


AMS2 (2007)AMS2 (2007)

BO: TOF – RICHMI: Database calcolo distribuito

PG: Silicon TrackerPI: ECALROMA1: TRD

Lavoro di analisi dati distribuito

su tutte le sezioni

h/e = 10-6 ECAL +TRD combined

“An experiment to search in space for dark matter, missing matter & antimatter on the International Space Station”


MagicMagicInternational collaboration building a 17 m Cherenkov Telescope for the observation of HE cosmic –rays.

Detect –ray sources in the unexplored energy range: 30 (10) 250 GeV

MAGIC was a challenging design to decrease the energy threshold, by pushing the affordable technology in terms of mirror size, trigger, mechanical stability, camera and electronics development

Lowest energy threshold ever obtained with a Cherenkov telescope!!!

17 m Ø, F / 1

ORM, La Palma

2200 m a.s.l.

Padova, Siena, Udine

Inaugurato 10/10/2003In calibrazione Run fisica da estate 2004


AugerAuger“An International Facility to study the Highest Energy Cosmic Rays”

Surface Detector (1600 tanks)Oltre 350 tanks installate,249 operative. Superficie coperta ~ 450 km2

( AGASA : 100 km2 )

Fluorescence Detector(24 telescopi)6 telescopi operativi (4 a Los Leones, 2 a Coihueco)

Completamento Obs. SUD a fine 2005


Evento di maggiore energia osservato finora da Auger

(7- 8) x 1019 eV 16 tanks !!!

Distanza dall’asse dello sciame (m)


AntaresAntares

•Astronomy and astrophysics •Particle physics •Cosmology and dark matter

A neutrino telescope uses the detection of upward-going muons as a signature of muon neutrino interactions in the matter below the detector. The muon detection medium may be a natural body of water or ice through which the muon emits Cherenkov light. Its detection allows the determination of the muon trajectory.

GE, BO, PI, BA, LNS, CT, RM1


Il futuro (sott’acqua)Il futuro (sott’acqua)Design Study per il km3

Un proposal per il Design Study del km3 (KM3NeT) è stato presentato alla EU (4-3-2004) da una collaborazione europea comprendente tutti gli istituti (24; D, F, G, I, NL, E, UK e Cipro) partecipanti agli esperimenti NEMO, ANTARES e NESTOR. Il progetto comprende anche la parte relativa allo sviluppo di una piattaforma aperta ad attività scientifiche interdisciplinari e include tra i partecipanti diversi istituti attivi nel campo delle scienze del mare.

Il progetto mira al “development of a cost-effective design for a large neutrino telescope, evaluation of the procedures for the assembly and costruction of the telescope and the preparation of models for the operation and mainteinance of the infrastructure”. L’obiettivo è essere in grado di passare alla fase costruttiva del km3 subito dopo la conclusione del Design Study.

Il progetto è articolato in 10 Work Packages. L’INFN è leading participant nel WP “Shore and deep sea infrastructures” e nel WP “ Risk assessment and quality assurance”. Inoltre l’INFN ha un contributo rilevante nei WP “Astroparticle Physics” e “System and production engeneering” ed uno minore nei WP “Physics analysis” e “Information technology”.

Due “deliverables” rappresentano le “major milestones” del progetto:

• un Conceptual Design Report da produrre entro 18 mesi dall’inizio del progetto

• un Technical Design Report da produrre alla fine del progetto (36 mesi)


Onde GravitazionaliOnde Gravitazionali

Auriga Legnaro Barra risonante

ROG Explorer (CERN) e Nautilus (LNF)

Barra risonante

RAP-RD Riv. rermo-acustica di particelle ionizz.

R&D, Nautilus

Mago R&D Microonde

Virgo Cascina Interf. Laser

Lisa-Pathfinder (SMART-2)

3 satelliti in orbita a 1 AU dal sole: R&D

Interf. Laser


AURIGAAURIGA“The AURIGA project aims at detecting gravitational waves impinging on the Earth from the Universe. The detector is based on a very low losses ultracryogenic mechanical oscillator: when a burst of gravitational waves hits and excites the oscillator, this will vibrate for a time span much longer than the duration of the burst (typically 1ms), thus allowing the extraction of the signal from the detector noise”


new mechanical suspensions: attenuation > 360 dB at 1 kHz FEM modelled

new capacitive transducer: two-modes (1 mechanical + 1 electrical) optimized mass

new amplifier in operation at T=4.5K: double stage SQUID

AURIGA: sensibilità dal 24 Dec. 2003


MAGOMAGOMicrowave Apparatus for Gravitational Waves Observation

Gaps in the spectral coverage of planned/running GW detection experiments;

A different working principle;

Light costs;

Possible role of MAGOs in a global GWO network.

2 GHz

Detection frequency 10 kHz (tunable between 4 - 10 kHz)

(Sh)1/2 10-21 – 10-20


If the symmetric mode is initially excited and we perturb one system parameter (e.g. the length of the cavity) with a characteristic frequency much lower than the normal mode frequency ( « 0)...

… we can have a coupling between the two normal modes of the unperturbed system there is transfer of energy from one mode to the other;

the energy transfer is maximum when the frequency of the external perturbation equals the normal modes frequency difference: = a - s


VIRGOVIRGOThe Virgo detector for gravitational waves consists mainly in a Michelson laser interferometer made of two orthogonal arms being each 3 kilometers long. Multiple reflections between mirrors located at the extremities of each arm extend the effective optical length of each arm up to 120 kilometers.


2004/2005 – Science Run in Virgo, Data Taking, Data Analysis2005/2007: – Full Data Analysis in Virgo & Network Analysis

E nel frattempo:

2005/2007: hard R&D. Selected improvements:- more powerful laser- monolithic final suspension (fused silica + silicate bonding)- low-noise electronics- low-noise control strategy (new actuators on mirror)- improvement of recycling factor


LISA pathfinderLISA pathfinder

Goal: GW at

0.1 mHz – 0.1 Hz

22 -3

ppStrain sensitivity h L L 10 @ 10 Hz

5 106 km

Spacecrafts

Test Masses

Telescopes

LISA


SMART-2 in-flight test:

Squeezing 1 LISA’s arm to 35 cm

Test-mass

Test-mass

Interferometer



Fisica GeneraleFisica Generale

GGG Accelerometro differenziale

Principio Equivalenza

MAGIA Interferometria atomica

Misura di G

MIR-RD

PVLAS Interferometro in campo B ruotante

Polarizzabilità del vuoto


Fontana atomica (Rb)

Laser rivelazione

Ottica di raccolta della fluorescenza

PMT

MAGIAMAGIA

Misurare g con atomi in una fontana atomica

Avvicinare masse sorgenti note

Misurare la variazione di g

G

Misure preliminari di G nel corso del 2004

Misura Accurata di G mediante Interferometria Atomica


PVLASPVLASThe PVLAS apparatus is designed to detect the small ellipticity acquired by a linearly polarised laser beam after passing through a vacuum region where an intense magnetic field has been established:

• Misura della polarizzabilità del vuoto

• Il vuoto come bersaglio: collider fotone-fotone produzione di “stati di vuoto” finora non osservati (materia oscura…)

The actual Fabry-Perot resonator built in the PVLAS apparatus has the following characteristics:

distance between mirrors = 6.4 m

finesse > 100000 (corresponds to a mirror reflectivity R > 99.997 %)

total path length ~ 407 km

quality factor Q >1012


Analisi run maggio 2003 in corso: studio dettagliato sistematici

Preparazione al run del 2004: nuove pompe vuoto, nuovo laser

Documents

Le attività della CSN2 Alessandro Cardini / INFN Cagliari CSN1, 17 maggio 2004