Neutrini e Astroparticelle: “Experimental” SummaryIvan De Mitri

Universita’ del Salento & INFN - LECCEIFAE 2008

Bologna, 26-28 / 03/ 08

Neutrini & Dark Matter

• Esperimenti sui neutrini con sorgenti naturaliAldo Ianni (INFN Laboratori Nazionali del Gran Sasso)

• Esperimenti sui neutrini con fasci e reattoriMarilisa De Serio (Univ. di Bari e INFN Bari)

• Neutrino factory e betabeam: potenzialita' e prospettiveFrancesco Terranova (INFN Laboratori Nazionali di Frascati)

• Misura della massa assoluta dei neutrini Claudia Tomei (Univ. di Roma "La Sapienza" e INFN Roma)

• Rivelazione diretta di dark matterPierluigi Belli (Univ. di Roma “Tor Vergata” e INFN Roma2)

Matrice di mixing

Gemma Testera (INFN Genova) – IFAE Bologna, marzo 2008

3 angoli :

1 fase δCP: se diversa da zero si hanno violazione CP nel settore leptonico

2 fasi α1 α2 presenti solo se i neutrini sono tipo Majorana

12ϑ 23ϑ 13ϑ

⏐Δm32⏐ = 2.38 x 10-3 eV22

sin 2ϑ32 = 1.002

+0.20-0.16

-0.08

χ2 / n.d.f = 41.2 / 34

Δm21 = 7.59 x 10-5 eV22 +0.21-0.21

tan ϑ21 = 0.472 +0.06-0.05

Le oscillazioni di neutrino, scoperte utilizzando sorgenti naturali, ora confermate da numerosi esperimenti con fasci prodotti artificialmente

Per completare il quadro:▪ misure di precisione dei parametri di oscillazione (in part. atmosferici)▪ θ13 = 0 ?▪ gerarchia di massa (segno di Δm2

23)▪ violazione di CP ? M. De Serio

CNGS : CERN Neutrinos to Gran Sasso

trascurabileντ prompt

4%νμ / νμ

17 GeV<Eνμ>

< 1%(νe + νe) / νμ

protoni di 400 GeV/c su bersaglio di grafite

decadimento in volo di π e k

in un tunnel lungo 1 km

L = 732 kmCERNLNGS

fascio progettato per massimizzare il rate di interazione di ντ a LNGS

M. De Serio

A. Ianni

Superbeam, neutrino factories, betabeamsLa generazione di esperimenti post-T2K sembra lontana (>2015) e sicuramente gliinvestimenti per le sorgenti non convenzionali sono inadeguati. Ma questo e’perfettamente comprensibile (ignoranza su ϑ13, costi >500 M€ etc.)

La situazione rischia di cambiare rapidamente nei prossimi 4-5 anni in caso disegnale da parte di T2K, Double Chooz, Daya-Bay, Nova etc. e probabilmente cisara’ una brusca accelerazione

In Europa, dovremo essere pronti a rispondere almeno ad alcune domande:

Se ϑ13 >3°, un superbeam da’ la garanzia di chiudere la matrice di mixing leptonica? Vale l’enorme investimento per costruire il laboratorio sotterraneo?

In caso di risposta negativa dobbiamo essere consapevoli che:La Neutrino Factory offre al momento la migliore chance di fare fisica di precisionesulla PMNS ma i costi e la durata dell’R&D sono incerti

I Beta-Beam offrono una buona sinergia con il CERN e potrebbero essere un’opzionepraticabile in Europa. L’R&D e’ meno challenging di una NF ma, almeno nell’opzionebaseline, le performance di fisica sono “un po’ troppo vicine ai Superbeam” per prendersi il rischio di una sorgente non-convenzionale.

Rispetto a 5 anni fa (Kamland results) oggi abbiamo una buona conoscenza delleperformance di fisica di queste facility. Ma credo che le risposte alle domande chiave

arriveranno dagli acceleratoristi e non dai fisici del neutrino.

F.Terranova

Esperimenti 0νββ e sensibilità a confronto

140 meVSegmented enriched Ge detectors76GeMAJORANA

30 meVArray di CaF2 in scintillatoreliquido

48CaCANDLES

Array di semiconduttori CdZnTe116CdCOBRA

30 meVDrift chamber150NdDCBA

40 meVScintillatori + wire chambervariMOON

11 ‐ 70 meVLiquid Xenon TPC133XeEXO

50 meVTracking drift chamber+ scintillatori plastici

variSuperNEMO

140 meVNaked enriched Ge detectors in LAr

76GeGERDA PhaseII

11 – 100 meVArray di bolometri130TeCUORE

SensitivityTecnicaIsotopoEsperimento

C.Tomei

CUORE

• Array di 988 rivelatori TeO2 (ognuno 750g )                                       per una massa totale di 741 kg (204 kg in 130Te)

• 19 torri di 13 piani ognuno con 4 rivelatori• Stessa tecnica di cuoricino ma fondo molto 

ridotto• Possibile sostituzione in futuro dei rivelatori con 

cristalli arricchiti in 130Te

11 – 57 meV6.5 1026 y0.001 counts/ kg keV y19 – 100 meV2.1 1026 y0.01 counts/ kg keV yMajorana massSensitivityBackground

SCUORE ~ 55 ∙ SCUORICINO

Da CUORICINO a CUORE

2/1

E bT M

AaS ⎟

⎠⎞

⎜⎝⎛

Δ∝

x 20

x 1/20 x 1/1.5

x 5

C.Tomei

Clean room & lock

SS vacuum cryostat +

copper plates

Ultra‐purewater tank: buffer + muon veto

Liquid Ar

Ge Array

GERDA: GERDA: GERmaniumGERmanium Detector Detector ArrayArray

Fase I:  17.9 kg di rivelatori arricchiti in 76Ge (HM & IGEX)bkg: 10‐2 counts/kg keV yTestare il claim basato sui dati di HdMo: 6.0±1.4 eventi attesi su un bkg di 0.5 

Fase II: + 40 kg (nuovi rivelatori)bkg: 10‐3 counts/kg keV y, sensitivity ~ 0.14 eV per 100 kg y 

Fase III: esperimento di massa ~ 1ton 1027 y Testare la gerarchia di massa inversa

Naked enriched Ge detector in Argon liquido

Strategie di riduzione del fondo:Rivelatori segmentatiPulse shape discriminationSelezione dei materialiMinima esposizione ai raggi cosmici

Presa dati: 2009Presa dati: 2009

C.Tomei

Dark Matter DIRECT DETECTION EXPERIMENTSDark Matter DIRECT DETECTION EXPERIMENTSExperimentExperiment TargetTarget TypeType StatusStatus SiteSite

ANAIS NaI annual modulation construction CanfrancDAMA/NaI NaI annual modulation concluded LNGSDAMA/LIBRA NaI annual modulation running LNGSDAMA/1 ton NaI annual modulation R&D LNGSNAIAD NaI PSD concluded BoulbyHDMS Ge ionization concluded LNGSKIMS CsI PSD R&D Y2L (Korea)Caf2-Kamioka CaF2 PSD running KamiokaDAMA/LXe LXe PSD running LNGSWARP LAr 2 phase running LNGSXENON 10 LXe 2 phase running LNGSZeplin II LXe 2 phase running BoulbyZeplin III LXe 2 phase installation BoulbyArDM LAr 2 phase R&D CanfrancLUX LXe 2 phase R&D DuselCLEAN LNe PSD R&DDEAP LAr PSD R&D SNOLABXMASS LXe PSD construction KamiokaCDMS Ge bolometer running SoudanCRESST CaWO4 bolometer running LNGSEDELWEISS Ge bolometer running FrejusROSEBUD Ge, sap,tung bolometer R&D CanfrancCOUPP F SH droplet R&D FermilabPICASSO F SH droplet running + R&D SNOLABSIMPLE F SH droplet running + R&D Bas BruitDrift CS2 gas TPC R&D BoulbyMIMAC 3He gas TPC R&D

P.Belli

Principal mode → 2.737 · 10-3 d-1 ≈ 1 y-1

from the fit with all the parameters free:A = (0.0200 ± 0.0032) cpd/kg/keVt0 = (140 ± 22) d T = (1.00 ± 0.01) y

model independent evidence of a particle Dark Matter component in the galactic halo at 6.3σ C.L.

model independent evidence of a particle Dark Matter model independent evidence of a particle Dark Matter component in the galactic halo at 6.3component in the galactic halo at 6.3σσ C.L.C.L.

Power spectrum

P(A=0) = 7⋅10-4

Solid line: t0 = 152.5 days, T = 1.00 yearsfrom the fit:

A = (0.0192 ± 0.0031) cpd/kg/keV

2-6 keV

6-14 keV

Experimental residual rate of the single hit events in 2-6 keV over 7 annual cycles

Acos[ω(t-t0)]

The final model independent result by DAMA/The final model independent result by DAMA/NaINaI

2-6 keV

Multiple hits events = Dark Matter particle “switched off”

7 annual cycles: total exposure ~ 1.1 x 105 kg×dRiv. N. Cim. 26 n. 1 (2003) 1-73, IJMPD 13 (2004) 2127

This result offers anadditional strong support for the presence of DM particles in the galactic halo furtherexcluding any side effect either fromhardware or fromsoftware proceduresor from background

Time (day)

experimental residual rate of the multiple hit events (DAMA/NaI-6 and 7) in the 2-6 keVenergy interval: A = -(3.9±7.9) ·10-4 cpd/kg/keV

experimental residual rate of the single hit events (DAMA/NaI-1 to 7) in the 2-6 keV energy interval: A = (0.0195±0.0031) cpd/kg/keV

No No systematicssystematics or side reaction able or side reaction able to account for the measured to account for the measured modulation amplitude and to satisfy modulation amplitude and to satisfy all the peculiarities of the signatureall the peculiarities of the signature

All the peculiarities of All the peculiarities of the signature satisfiedthe signature satisfied

P.Belli

Radiazione Cosmica e Onde Gravitazionali• Misure dirette di Raggi CosmiciRoberta Sparvoli (INFN Roma 2)

• Misure indirette di Raggi CosmiciCarla Bleve (University of Leeds, UK)

• Aspetti teorico-fenomenologici dei Raggi Cosmici di altissima energia Roberto Aloisio (INFN, LNGS)

• Stato e prospettive dell'Astronomia GammaFrancesco Longo (Univ. e INFN, Trieste)

• Stato e prospettive dell'Astronomia con neutriniElisa Bernardini (Desy, Germania)

• Esperimenti per la rivelazione di onde gravitazionali Giancarlo Cella (Univ. e INFN, Pisa)

RisultatiRisultati dada CREAMCREAM--1 e 1 e --2 (ICRC 07)2 (ICRC 07)B/C e N/O

R. Sparvoli

PAMELA: Antiprotoni (primi dati)

R. Sparvoli

AMSAMS--02 : il contributo alla fisica dei R.C.02 : il contributo alla fisica dei R.C.

Protoni / Helio Be9/Be10

B/C

6 6 monthsmonths

1 week1 week

1 1 yearyear

1 day1 day

» 107 particles

» 107 particles

» 106 particles

» 107 particles

1010B

e/Be/

99 BeBe

33 He/He/

44 HeHe

d/p

d/p

B/CB/C

High P

recisi

on

Never

Covere

d

Energy

Range

R. Sparvoli

Auger spectra: SD, SD-inclined and hybrid

Additional aperture from events with ϑ>60°

• use 2D muon maps for reconstruction

• use hybrids for calibration79°

Use Hybrids to lower the minimum energy• aperture from detailed simulations

C. Bleve

Correlation with nearby AGNsPierre Auger Coll., 9 Nov 2007

Data set 1Jan 2004 – 31 Aug 200720 of 27 events with E>57 EeV are within 3.1 degrees of an AGN at a

distance of less than ~75 Mpc

Data set 1Jan 2004 – 31 Aug 200720 of 27 events with E>57 EeV are within 3.1 degrees of an AGN at a

distance of less than ~75 Mpc

Centaurus-A (4 Mpc)

3.1° circles around the direction of observedevents (E> 57 EeV)

AGNs with z<0.018 fromthe 12° Veron-Cetty & Veron catalogue

also J.Abraham et al., Astroparticle Physics 29 (2008) 188-204

C. Bleve

R. Aloisio

C. Bleve

Gamma Astronomy:The key questions

• The Galaxy• HE sources population in the Galaxy

– Unidentified Sources – XRB, SNR, PWN, muQSO, …

• Extragalactic Sources– AGN, GRB– The Cosmic Background(s)

• Fundamental Physics– DM – Light Propagation F. Longo

Galactic cosmic-ray accelerators

SuperNova Remnants

RX J1713.7-3946viewed with H.E.S.S.

HEGRA, MAGICCas A23:23HESSW2818:00CANGAROO, HESSRXJ 1713.7-3946 / G347.3-0.517:13HESSRCW 8614:42CANGAROO, HESSRX J0852-4622 / Vela Jr8:52MAGICIC 4436:17seen bySNRRA

F. Longo

3C 454.3

+AGILE pointingcentroid

~ 36°

F. Longo

EGRET (>100 MeV)Simulated LAT (>100 MeV, 1 yr)Simulated LAT (>1 GeV, 1 yr)

The Gamma-Ray Sky• Comparing EGRET to GLAST:

– Illustrating the anticipated improvement in our knowledge of the sky

F. Longo

ARGO-YBJ (RPC):

Preliminary:Crab : 5 sigma in ~50 daysMrk 421 flare

Threshold ~ 0.5 TeVEventEventdisplaydisplay

F. Longo

E. Bernardini

E. Bernardini

Equazione non lineare, difficile da risolvere se non in casi con particolare simmetriaEquazione non lineare, difficile da risolvere se non in casi con particolare simmetria

Equazione linearizzata:Equazione linearizzata:

Usuale equazione d’onda per il campo:Usuale equazione d’onda per il campo:

Matter tells the spacetime how to curve, and curved space tells to matter how to move (J. Wheeler) Matter tells the spacetime how to curve, and curved space tells to matter how to move (J. Wheeler)

2 gradi di libertà

10 6 3

G. Cella

29

TAMA 300

AURIGA, NAUTILUS, EXPLORER

GEO600

LIGO

Virgo

TAMA 300TAMA 300

AURIGA, NAUTILUS, EXPLORER

GEO600

LIGO

Virgo

Binaria coalescente nel Virgo Cluster:M ~ 1.4 M, R ~ 20 km, f ~ 400 Hz, r ~ 15 Mpc

G. Cella

Conclusioni

• Sessione densa e ricca di contributi interessanti (impossibile fare un summary completo)

• Fisica estremamente interessante• Maggiore spazio negli Incontri di Fisica delle

Alte Energie (negli UHECR si arriva a √(s) ~ 500TeV !)

Grazie a tutti gli speaker !