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ubaldo dore oscillazioni 1
Oscillazioni di neutrini
Presente e futuroUbaldo Ubaldo DoreDore
29 aprile 2003 1
ubaldo dore oscillazioni 2
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
ubaldo dore oscillazioni 3
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
ubaldo dore oscillazioni 4
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
ubaldo dore oscillazioni 5
Esempi di pattern di oscillazione
P(νµ)
ubaldo dore oscillazioni 6
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)
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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 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
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Super-Kamiokande
ubaldo dore oscillazioni 9
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 SSMKamiokandeKamiokande + + SuperkamiokandeSuperkamiokande
Flux = 0.46 SSMFlux = 0.46 SSM
Solar Neutrinos
Figure by J. Bahcall
(Pre-2001)
Neutrino Flavor Change or Solar Model Effects?
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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
eνeν
τµ νν ,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
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
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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
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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
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KamLAND Experiment
180 km
300
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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
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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
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Ratio of Measured to Expected νe Flux from Reactor Neutrino Experiments
LMA:∆m2 = 5.5x10-5 eV2
sin2 2Θ = 0.833
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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.
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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 …
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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
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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
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.
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31 target planes / spectrometer (206336 bricks, 1766 tons)
← υ
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. 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
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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 ???
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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
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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
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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
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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
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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
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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
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KamLAND Detector
ρ
∆ρ
µ
Present analysis ~ 22%
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Bruno Pontecorvo
ll
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KEKKAMIOKA