Passato presente futuro

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1 Oscillazioni dei neutrini Passato presente futuro Ubaldo Dore PARTE PRIMA INTRODUZIONE STORIA PROPRIETA INTERAZIONI SORGENTI di Neutrini ubaldo dore oscillazioni 1 Marzo 2005

2 INTRODUZIONE Il modello Standard prevede neutrini di massa zero Pontecorvo aveva osservato (1959) che se i neutrini fossero stati massivi sarebbe stato possibile il fenomeno delle oscillazioni Negli ultimi anni una copiosa messe di risultati sperimentali ha dimostrato l esistenza delle oscillazioni Dunque i neutrini hanno massa Nel corso di questi seminari mostrerò l evidenza sperimentale del fenomeno delle oscillazioni

3 S. Bilenky 2004 PISA IN onore di BRUNO PONTECORVO gennaio 2004 In onore di Bruno Pontecorvo It required many years of work and heroic efforts of many experimental groups to reveal effects of the tiny neutrino masses. The discovery of neutrino oscillations was real triumph of Bruno Pontecorvo who proposed neutrino oscillations and pursued the idea of oscillations for many years when the general opinion favoured massles neutrino and no neutrino oscillation

4 Bruno Pontecorvo

5 1) Storia 2) Proprietà 3) Interazioni 4) Sorgenti 5) Rivelatori I NEUTRINI

6 1930 Predizione dell esistenza di particelle neutre leggere non interagenti Pauli 1934 Teoria dell interazione dei neutrini, fissato il nome Fermi 1938 Calcolo del flusso dei neutrini solari Bethe 1946 Idea del rivelatore a cloro Pontecorvo 1947 Universalità Pontecorvo 1956 Rivelazione sperimentale dei neutrini Cowan Reines

7 1957 Idea delle oscillazioni di neutrini Pontecorvo 1975 Scoperta del τ: terzo tipo di neutrino ν 1957 Non conservazione della parità nel decadimento beta 1959 Possibilità di produrre faci di neutrini gli acceleratori Idea di un esperimento per decidere se esistono due tipi di neutrino Pontecorvo Schwartz 1962 Dimostazione dell esistenza di due neutrini Lederman, Schwartz e Steinberger 1968 Osservazione del deficit dei neutrini solari Davis 1973 Scoperta delle correnti neutre Gargamelle

8 1986 Nuova osservazione osservazione del deficit dei neutrini solari Kamiokande 1989 Le famiglie di neutrini leggeri sono 3 Lep 1991 Ancora una osservazione del deficit dei neutrini solari Gallex-Sage 1998 Osservazione del deficit dei neutrini atmosferici SuperKamiokande 2002 Definitiva osservazione del deficit dei neutrini solari SNO 2003 Conferma delle oscillazioni dei neutrini atmosferici K2K

9 Proprieta dei neutrini Modello standard Il neutrino è una particella di spin ½ che ha soltanto interazioni deboli σ(νp) cm 2 a 1 Gev 3 doppietti 3 numeri leptonici conservati separatamente L e = +1 L µ =+1 L τ =+1 e - µ τ - ν e ν µ ν τ 3 generazioni le coppie sono equivalenti eccettuata la differenza di massa Universalità Il neutrino è left handed (elicità negativa) l antineutrino elicità positiva. Il neutrino viola C e P ma conserva CP Nel modello standard solo i neutrini lef handed interagiscono.

10 L osservazione del decadimento beta senza neutrini stabilisce che i neutrini sono di Maiorana Ci sono indicazioni dell esistenza di questo process Heidelberg Moscow LNGS Questo esperimento necessita conferma esp. CUORICINO/CUORE [LNGS] I neutrini sono particelle di Dirac o di Maiorana? DIRAC ν & ν l ν & ν l r r MAIORANA ν & ν DISCRIMINANTE Doppio decadimento beta senza emissione di neutrini Questo processo è solo possibile se i neutrini hanno massa: neutrino emesso è L.H. // neutrino assorbito è R.H. Il neutrino deve avere ambedue le elicità (cioè m>0) E ancora necessario: Neutrini di MAIORANA l r ν l ν r

11 νe

12 INTERAZIONI dei NEUTRINI I neutrini interagiscono con la materia tramite la forza debole che è mediata dai bosoni intermedi W +,W - e Z 0

13 Universalità Le interazioni dei neutrini sono le stesse per ogni flavour. Ci saranno ovviamente effetti di soglia (dipendentemente dalla massa del leptone prodotto nell interazione) I neutrini oltre che con i nucleoni possono interagire anche con gli elettroni atomici In questo caso c e differenza tra ν e e ν µ /ν τ Infatti per i ν e abbiamo corrente carica e corrente neutra Mentre per gli altri solo corrente neutra

14 Neutrino scattering on electrons ν e ν e ν e e z 0 + W e NC e e CC ν e σ(cc)/σ(nc) =6 Remember for ν µ and ν τ only NC

15 OSSERVAZIONI 1) Le sezioni d urto dei neutrini (interazioni deboli) sono molto piccole a 1 GeV: σ(ν p)/σ(p p)=10-38 /10-26 Questo richiede rivelatori massivi 2) Il tipo di un neutrino che abbia interagito viene rivelato se esso abbia subito una interazione di corrente carica 3) Le sezioni d urto su elettrone sono un fattore m e /m p più piccole

16 Neutrino cross section at low energy σ/ε =10 38 cm 2 /GeV Ad alte energie E > 10GeV Deep inelastic scattering :scattering su quark ν+d=µ - +u antiν+u=µ + +d σ(cc)/e=0.67x10-38 cm 2 /GeV [neutrini] σ(cc)/e=0.34x10-38 cm 2 /GeV [antineutrini]

17 Sorgenti di neutrini Neutrini atmosferici Neutrini da acceleratori Neutrini solari Neutrini da reattori

18 eutrini dal Sole Burning protons in to 4 He, the Sun radiates energy and electron neutrinos. Flussi di neutrini Predetti dallo STANDARD SOLAR MODEL (SSM)

19 Solar Neutrinos Figure by J. Bahcall

20 Neutrini atmosferici I raggi cosmici primari, principalmente protoni, producono al top della atmosfera mesoni π e K. Questi decadono massimamente in µ π(k) µ + ν µ i µ a loro volta decadono µ e + ν µ +ν e se tutti i µ decadono n(ν µ )/n(ν e )=2 Muon lifetime 2.2 µs cτ 660 m Pion lifetime 26 ns cτ 7.8 m

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22 Neutrini 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 km. I neutrini vengono rivelati nei rivelatori sotterranei. 15Km 500 Km Km

23 Lo spettro dei neutrini atmosferici

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25 Fasci di neutrini da acceleratori (2)

26 Un fascio di bassa energia

27 Off-Axis Neutrino Beams Target Horns Decay Pipe θ ν Detector 1 F = 0.43E 1+ γ 2 θ π 2

28 Esempio: fascio off-axis dell esperimento T2K Black θ=1 mrad Red θ=2 mrad Blue θ=3 mrad

29 Note sui fasci di neutrini I fasci di neutrini da acceleratori sono fasci di neutrini µ con piccola contaminazione di neutrini e, le percentuali di neutrini τ sono anche ad alte energie infinitesime. Per questo motivo anche se l esistenza dei neutrini τ fosse ben stabilita, solo recentemente le loro interazioni sono state osservate. Esperimento Donuts a Fermilab

30 Neutrini da reattori

31 Rivelazione degli antineutrini

32 Cross section

33 Rivelatori Le sezioni d urto dei neutrini Sono piccole e quindi in generale i bersagli coincidono con i rivelatori Per quanto riguarda le oscillazioni Il flavour dei neutrini è rivelato dal leptone presente nello stato finale dell interazione. Per cui si richiedoni rivelatori con capacità di PID (particle identifiction)