Fisica del Neutrino Carlo Giunti

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1 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Fisica del Neutrino Carlo Giunti INFN, Sezione di Torino Accademia delle Scienze di Torino 31 Gennaio & 7 Febbraio 2019

2 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Preistoria del Neutrino 1896: Henri Becquerel scopre la radioattività dell Uranio ( raggi uranici ). (Premio Nobel 1903 per la Fisica) 1897: Joseph John Thomson studiando i raggi catodici scopre che sono particelle cariche che chiama elettroni. (Premio Nobel 1906 per la Fisica) 1898: Marie Curie scopre la radioattività del Torio e propone il nome radioattività. Pierre e Marie Curie scoprono due nuovi elementi, il Radio e il Polonio, che sono molto più radioattivi dell Uranio. (Pierre e Marie Curie: Premio Nobel 1903 per la Fisica - Marie Curie: Premio Nobel 1911 per la Chimica) 1899: Ernest Rutherford scopre che ci sono due tipi di radiazione: alfa, carica positivamente, e beta, carica negativamente. (Premio Nobel 1908 per la Chimica) 1900: Paul Villard scopre un terzo tipo di radiazione: i raggi gamma.

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5 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ / : Ernest Rutherford e Frederick Soddy formulano la teoria delle trasformazioni atomiche: gli elementi radioattivi sono atomi instabili che decadono in atomi diversi emettendo radiazione: gli elementi non sono immutabili! (Soddy: Premio Nobel 1921 per la Chimica) 1911: Ernest Rutherford formula il primo modello nucleare dell atomo: un nucleo pesante positivo con elettroni leggeri orbitanti. L atomo più leggero è quello di Idrogeno e Rutherford chiamò il suo nucleo protone.

6 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ / : James Chadwick scopre il neutrone, che ha una massa simile al protone, ma è neutro. Modello attuale dell atomo: Notazione nucleare: A Z Elemento Z numero atomico (numero di protoni) A numero di massa (numero di protoni + neutroni) 7 3 Li numero di elettroni = numero di protoni Un nucleo radioattivo può decadere emettendo: α : un nucleo di Elio-4 (2 protoni + 2 neutroni: 4 2He); β : un elettrone (e); γ : un fotone di alta energia (γ).

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8 Decadimeto Beta 1914: James Chadwick scopre che lo spettro di energia degli elettroni ( raggi beta ) emessi nei decadimenti beta è continuo. Esempio: [C.D. Ellis e W.A. Wooster, 1927] Bi Po + e Bi = Bismuto (Radio E) Po = Polonio 1 ev = J Lo stato finale del decadimento è composto da 2 particelle (il nucleo decaduto e l elettrone) = La conservazione dell energia e dell impulso implica che l energia dell elettrone puo assumere solo un valore determinato. C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

9 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Po p Bi e p Bi Po + e Conservazione dell impulso: p Po = p e = p e = p e p Po = p Conservazione dell energia: E Po + E e = E Bi Fisica classica (non relativistica) + energia di massa p = m v E = E m mv2 = E m + p2 2m E mpo + p2 + E me + p2 = E mbi 2m Po 2m e ( ) p 2 mpo m e = 2 (E mbi E mpo E me ) m Po + m e E e = E me + p2 2m = E m e + (E mbi E mpo E me ) ( mpo m Po + m e )

10 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Po p Bi e p Bi Po + e Conservazione dell impulso: p Po = p e = p e = p e p Po = p Conservazione dell energia: E Po + E e = E Bi Fisica moderna (relativistica) E 2 = m 2 c 4 + p 2 c 2 m 2 Po c4 + p 2 c 2 + m 2 ec 4 + p 2 c 2 = m Bi c 2 ( m 4 Bi + m 4 Po + m4 e 2m 2 Bi m2 Po 2m2 Bi m2 e 2m 2 ) Po m2 e c 2 p 2 = E e = m 2 ec 4 + p 2 c 2 = 4m 2 Bi ( m 2 Bi m 2 Po + ) m2 e c 2 2m Bi

11 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 spettro osservato valore atteso per un decadimento in 2 corpi Spiegazioni? Niels Bohr: Nei decadimenti β l energia non è conservata....?

12 La nascita del Neutrino: Pauli - 4 Dicembre Dicembre 1930: lettera pubblica di Wolfgang Pauli al gruppo dei Radioattivi di un congresso di fisica a Tubinga: Cari Signore e Signori Radioattivi,... a causa dello spettro continuo del decadimento beta,... ho pensato a un disperato rimedio per salvare... il principio di conservazione dell energia. Si tratta della possibilità che esista... una particella elettricamente neutra, che vorrei chiamare neutrone... Potremmo così spiegare lo spettro continuo assumendo che nel decadimento beta è emesso un neutrone assieme all elettrone... Per il momento, comunque, non oso pubblicare niente su questa idea... Pochi giorni dopo Pauli ricevette una lettera da Hans Geiger con una risposta positiva e incoraggiante. Nel 1931 Pauli andò a Roma dove incontrò Enrico Fermi che fu subito interessato alla nuova idea. C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

13 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Secondo l ipotesi di Pauli i decadimenti beta sono del tipo Bi Po + e + ν e Per consistenza con il seguito, ho usato per la nuova particella la notazione attuale ν e che indica un antineutrino elettronico. Secondo la teoria quantistica relativistica a ogni particella corrisponde una antiparticella (quando non coincidono). La scelta di considerare, ad esempio, l elettrone una particella e il positrone la sua antiparticella è arbitraria e dovuta al fatto che viviamo in un mondo di elettoni. Per ragioni che vedremo in seguito è conveniente chiamare l oggetto che viene emesso nel decadimento beta antineutrino elettronico.

14 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Con uno stato finale composto da 3 particelle, gli impulsi possono essere diversi, con somma totale zero: Po p Po Bi p νe Conservazione dell energia: p e ν e e p Po = ( p e + p νe ) m 2 Po c4 + pe + p νe 2 c 2 + m 2 ec 4 + p 2 ec 2 + m 2 ν e c 4 + p 2 ν e c 2 = m Bi c 2 3 incognite: p 2 e, p 2 ν e e l angolo tra p e e p νe soluzione indeterminata

15 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 E min e E max e Minimo valore di E e : p e = 0 = E min e = m e c 2 Massimo valore di E e : p νe = 0 = E max e = ( m 2 Bi m 2 Po + ) m2 e c 2 2m Bi

16 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 La teoria delle Interazioni Deboli di Fermi 1932: James Chadwick scopre il neutrone. 1933: Enrico Fermi propone il nome neutrino al Congresso Solvay a Brussels : Enrico Fermi formula la teoria delle Interazioni Deboli. TENTATIVO DI UNA TEORIA DELL EMISSIONE DEI RAGGI BETA [E. Fermi, Ricerca Scientifica 4 (1933) 491] Riassunto. Teoria della emissione dei raggi β delle sostanze radioattive, fondata sull ipotesi che gli elettroni emessi dai nuclei non esistano prima della disintegrazione ma vengano formati, insieme ad un neutrino, in modo analogo alla formazione di un quanto di luce che accompagna un salto quantico di un atomo. Confronto della teoria con l esperienza.

17 Interazioni dei neutrini C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 La teoria di Fermi descrive le interazioni dei neutrini nei decadimenti nucleari e implica la possibilità di rivelare i neutrini. Decadimento del neutrone: n p + e + ν e ν e e n Decadimento β nucleare: 14 6 C 14 7 N + e + ν e p 14 6 C 6p 8n ν e e n p 6 protoni + 7 neutroni 14 7 N 7p 7n

18 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 L esistenza dell interazione ν e e implica che esistono anche tutte le interazioni ottenute con: Scambio degli stati iniziali e finali. n Simmetria di crossing: scambio di una particella iniziale (finale) con la corrispondente antiparticella finale (iniziale). p Quindi si possono avere i processi di Rivelazione di neutrini: ν e + n p + e ν e n e p Rivelazione di antineutrini: ν e + p n + e + ν e p e + n

19 È possibile rivelare i neutrini? C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Fin dall inizio fu chiaro che la rivelazione dei neutrini è molto difficile, perchè interagiscono solo con the Interazioni Deboli. Con la teoria di Fermi fu possibile calcolare l interazione dei neutrini con la materia: The Neutrino [H. Bethe, R. Peierls, Nature 133 (1934) 532] For an energy of 2 3 MeV... a penetrating power of km in solid matter. It is therefore absolutely impossible to observe processes of this kind with the neutrinos created in nuclear transformations.... one can conclude that there is no practically possible way of observing the neutrino km 10 3 anni luce 10 volte il diametro della Via Lattea. Quindi per molti anni nessuno pensò alla rivelazione dei neutrini, che restarono nel limbo delle ipotesi fisiche.

20 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Però, la rarità delle interazioni dei neutrini può essere controbilanciata da una sorgente sufficientemente intensa. Se i neutrini hanno una lunghezza di penetrazione di circa km = m, la probabilitá di interazione in ogni metro di materia e circa Quindi con una sorgente che emette neutrini si può avere una interazione in un rivelatore lungo circa 1 m. Il problema era che negli anni 30 non si conosceva nessuna sorgente così intensa e non si era in grado di costruire grandi rivelatori.

21 e A tecrst on ld secnate a w ent d from rays, icese tant by. prompt-coincidence pulses from detectors I and II flanking tank A. The first pair of pulses would be from positron annihilation and the second from 1951: Clyde Cowan e Frederick Reines iniziano aa neutron capture. The two pairs would progettare la be separated by about 3 to 10 microsec- rivelazione di antineutrini tramite il processo onds. Finally, no signal would emanate from detector III because the gamma rays from positron annihilation and neutron capture in tank A are too low ν e + p n + e + in energy to reach detector III. con un grande rivelatore ( 1 m 3 Thus, the spatial origin of the event ) riempito di scintillatore liquido e could be deduced with certainty, and tappezzato di fotomoltiplicatori: The Reines-Cowan Experiments El Monstro the signals would be distinguished from false delayed-coincidence signals induced by stray neutrons, gamma rays, and other stray particles from cosmicray showers or from the reactor. These spurious signals would most likely trigger detectors I, II, and III in a random combination. The all-important electronics were designed primarily by A Kiko Harrison and Austin McGuire. The box entitled Delayed- Coincidence Signals B from Inverse Beta Decay (page 22) illustrates delayedcoincidence signals from the detector s top triad (composed of target tank A and scintillation detectors I and II). Once the delayed-coincidence signals have been recorded, the neutrinoinduced event is complete. The signals Figure 4. The Savannah River Neutrino Detector A New Design The neutrino detector is illustrated here inside its lead shield. Each of two large, flat plastic tanks (pictured in light blue and labeled A and B) was filled with 200 liters of water. The protons in the water provided the target for inverse beta decay; cadmium chloride dissolved in the water provided the cadmium nuclei that would capture the neutrons. The target tanks were sandwiched between three scintillation detectors (I, II, and III). Each detector contained 1,400 liters of liquid scintillator that was viewed by 110 photomultiplier tubes. Without its shield, the assembled detector weighed about 10 tons. pave the way for the next neutrino measurement to be done at the new, very powerful fission reactor at the Savannah River Plant in South Carolina. By November 1955, the Los Alamos group was ready and once again packed up for the long trip to Today, the need for purity and cleanliness is becoming legendary as researchers build an enormous tank for the next generation of solar-neutrino experiments (see the article Exorcising Ghosts on page 136), but even in the 1950s, possible background conta- Figure 4. The Savannah River Neutrino Detector A New Design The neutrino detector from is illustrated the positron here inside its and lead neutron shield. Each circuits, of two large, flat plastic tanks (pictured in light blue and labeled A and B) was filled with 200 liters of which have been stored on delay lines, water. The protons in the water provided the target for inverse beta decay; cadmium chloride dissolved are in the presented water provided to the cadmium the oscilloscopes. nuclei that would capture the neutrons. The target tanks were sandwiched between three scintillation detectors eta Figure 5 shows a few samples of mination was an overriding concern. the Savannah River Plant. (I, II, and III). Each detector contained 1,400 liters of liquid scintillator that was viewed C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 B

22 igure 2. Liquid Scintillation Counter for Detecting the Positron from Inverse Beta Decay C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 In quel tempo i rivelatori più grandi avevano un volume di circa un litro! Lo scintillatore liquido era stato appena scoperto nel L idea era di rivelare il positrone emesso nel processo ν e + p n + e +. he Reines-Cowan Experiments PMT PMT Antineutrino Neutron (1) Inverse beta decay Proton γ e (2) Ionization cascade PMT PMT PMT γ e + Terphenyl uv (3) Visible light PMT Blue light PMT PMT Liquid scintillator Pulse height analyzer Oscilloscope Current

23 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Problema: come trovare una sorgente di antineutrini sufficientemente intensa? Una bomba atomica? Reines aveva lavorato a Los Alamos ai test delle bombe atomiche dopo la seconda gurerra mondiale. Nella fissione di nuclei pesanti si creano nuclei leggeri altamente radioattivi, perchè ricchi di neutroni. I decadimenti β dei prodotti di fissione producono un enorme flusso di neutrini.

24 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ / Kr s 94 37Rb s 94 38Sr 56 75s 94 37Rb 57 + e + ν e 94 38Sr 56 + e + ν e 94 38Y 55 + e + ν e m 56 Ba La 82 + e + ν e s 54 Xe s 55 Cs s 56 Ba Sr Rb Cs 89 + e + ν e 56 Ba 88 + e + ν e 58 La 87 + e + ν e 29y 90 39Y 51 + e + ν e 158s 90 38Sr 52 + e + ν e s 36Kr Rb 55 + e + ν e m 56 Ba La 84 + e + ν e

25 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 NUCLEAR EXPLOSIVE - F I R E B A L L - - I Figure 1. Sketch of the originally proposed experimental setup to detect the neutrino using a nuclear bomb. This experiment was approved by the authorities at Los Alamos but was superceded by the approach which used a fission reactor. [Reines, Nobel Lecture 1995]

26 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Mentre portavano avanti il progetto con la bomba atomica, Cowan e Reines pensavano anche alla possibilità preferibile di usare come sorgente un reattore nucleare. Il primo reattore nucleare fu costruito all Università di Chicago nel 1942 da un gruppo di fisici guidato da Enrico Fermi.

27 Le prime centrali nucleari iniziarono a operare nei primi anni 50. Un reattore nucleare emette un flusso di circa antineutrini al secondo per ogni GigaWatt di potenza termica. Il problema per la rivelazione dei neutrini sono i segnali spuri (fondo) generati da altre particelle: raggi cosmici (principalmente µ), neutroni, raggi gamma. 1952: Cowan e Reines capiscono che la rivelazione del neutrone in The Reines-Cowan Experiments coincidenza ritardata ( 200 µs) con il positrone in ν e + p n + e + permette di ridurre drasticamente il fondo. ioactivity had died away y) and dig down to the tank, e detector, and learn the truth rinos! traordinary plan was actually proval by Laboratory orris Bradbury. Although the t would only be sensitive to ross sections of square s, 4 orders of magnitude the theoretical value, was impressed that the plan ive to a cross section 3 orders de smaller than the existing t. 1 As Reines explains in (unpublished notes for a talk os Alamos), as much simpler in those lengthy proposals or complex Gamma rays Incident antineutrino Positron annihilation e + n Inverse beta decay Gamma rays Neutron capture Liquid scintillator and cadmium C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

28 La scoperta del Neutrino 1956: Un gruppo di fisici guidato da Clyde Cowan e Frederick Reines rivela per la prima volta gli antineutrini ( ν e ) emessi dal reattore della 321 centrale nucleare di Savannah River in South Carolina. utrino: from poltergeist to particle ν e + p n + e + FIG. 4. Schematic of the detection scheme used in the Savannah River experiment. An antineutrino from the reactor interacts with a proton in theclyde target, creating Cowan a positron è mancato and a neu- nel Sfortunatamente tron. The positron annihilates on an electron in the target and C. Giunti creates Fisica two gamma del Neutrino rays, which are Accademia detected bydelle the liquid Scienze scin- Torino 31/1 & 7/ /104 Frederick Reines ha ricevuto il Premio Nobel 1995 per la Fisica.

29 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Mai Dire Mai La rivelazione degli (anti)neutrini di Cowan e Reines nel 1956 dimostrò che le previsioni pessimistiche dello studio del 1934 di Bethe e Peierls erano sbagliate ( there is no practically possible way of observing the neutrino ). I confronted Bethe with this pronouncement some 20 years later and with his characteristic good humor he said, Well, you shouldn t believe everything you read in the papers. [Reines, Nobel Lecture 1995]

30 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 È importante però notare che non ci è possibile interagire direttamente con i neutrini, come facciamo con i protoni, neutroni e elettroni che costituiscono la materia, o con la radiazione elettromagnetica (luce). Possiamo solo rivelare le particelle che vengono prodotte dai neutrini nelle loro rare interazioni con la materia. Ad esempio, i circa antineutrini al secondo per GigaWatt prodotti in un reattore nucleare producono solamente circa una interazione ogni 2 secondi in un rivelatore di una tonnellata posto a una distanza di circa 10 m. I neutrini possono essere considerati una specie di particelle fantasma (ghost, poltergeist).

31 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Esercizio Calcolo della fraquenza di interazioni dei ν e emessi da un reattore della potenza di 1 GW in un rivelatore con una massa di 1 tonnellata alla distanza di 10 m 1 W = 1 J/s = MeV/s 1 GW = 10 9 W = MeV/s Fissione dell 235 U: in media circa n U A + B + 3n + 6e + 6 ν e MeV Frequenza approssimata delle fissioni: ( ) 1 fissione MeV/s = fissioni/s 200 MeV Intensità approssimata di antineutrini: ( ) νe fissioni/s ν e /s 1 fissione

32 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Processo di rivelazione: ν e + p n + e + Concetto necessario: sezione d urto σ = A = πr 2 Per un oggetto macroscopico la sezione d urto σ e l area della sezione nel piano ortogonale alla direzione dei proiettili. Conoscendo la sezione d urto σ si può calcolare la frequenza di interazioni F int di un flusso uniforme Φ P di proiettili: F int = σ Φ P con il flusso Φ P = N P area tempo

33 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Processo di rivelazione: ν e + p n + e + Le particelle elementari sono puntiformi, ma sono circondate da un campo di forza che genera una sezione d urto (area efficace per l interazione). Conoscendo la sezione d urto σ si può calcolare la frequenza di interazioni F int di un flusso uniforme Φ νe di ν e in un rivelatore contenente N p protoni: F int = σ N p Φ νe con il flusso Φ νe = N νe area tempo Per i ν e prodotti nella fissione dell 235 U: σ cm 2

34 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Flusso di ν e a d = 10 m = 10 3 cm: Φ νe = N νe area tempo /s 4πd 2 = /s π10 6 = cm2 cm 2 s Numero di proponi in 1 tonnellata di scintillatore (principalmente 12 6 C): N p 6 N12 6 C = g 12 g N A = = Frequenza di interazioni: F int = σ N p Φ νe ( cm 2) ( ) ( ) F int 0.5/s cm 2 s

35 ➑ ú üü û ➑ ➑ ➑ ➑ ➑ ä ➑ ➑ ➑ ➈ ➉ ➉ ➉ q ➃ ➈ ➉ ➉ ➈ q q ➏ Quanto ➅ 2 ➈ ➈ vale ➈ la ➉ massa t ➃ del Ï Ð 2neutrino? t Ñ t Ò ➑ Ó Ô ➈ Õ Ö ➅ t Ø Ù Ú Û ➉ Ü Ý Þ Ñ t ➃ ß à á ➈ 2 2 â ã å ➃ ➃ æ ç ➉ è ➉ 5 ➀ ➃ ➏ é ê ë ì ➃ í ➌ Þ î ï ð 10 t ñ ➈ ò ➌ ó ➈ q ô õ s TENTATIVO DI UNA TEORIA DEI RAGGI β ö ø ù ý þ ÿ ë [E. Fermi, Nuovo Cimento 11 (1934) 1] ➑ ➈ ñ ➃ ➈ 5 ➈ ➌ ➈ ➉ ➉ ñ ð ➈ ➀ ➃ ➍ ➉ ➈ La dipendenza della forma della curva di distribuzione dell energia da µ è marcata specialmente in vicinanza della energia massima E 0 dei raggi β. ➑ ➑ ➑ La maggiore somiglianza con le curve sperimentali si ha per la curva teorica corrispondente a µ = 0. Arriviamo così a concludere che la massa del neutrino è uguale a zero o, in ogni caso, piccola in confronto della massa dell elettrone. 5 ➈ ➉ ➑ ➃ P ➉ ñ 5 ➌ ➈ ➈ ➅ 5 5 ➁ s ➃ t Ô ➈ ➉ q ➃ ➃ ➈ ➈ ➉ ➈ ➈ ➃ î ➌ ➉ ➈ ➈ ➈ ➉ ➉ ➃ ➃ ➉ ➉ ➈ ➉ Ô ➉ Ô Û ➃ ➁ ➍ ➑ t q ➅ ➉ ➉ r s t ➈ ❶ ➉ ➉ q 1 2 ❺ 10 ❽ ❾ ❿ ➀ C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

36 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Teoria dei Neutrini senza massa 1957: Landau, Lee & Yang, e Salam ipotizzano che i neutrini sono privi di massa ed esistono solamente con polarizzazione sinistrorsa (ν el ) o polarizzazione destrorsa (ν er ). Neutrino destrorso: ν er v Neutrino sinistrorso: ν el v

37 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Le particelle massive si muovono a velocità inferiori a quella della luce. E possibile considerare un osservatore che si muove nella stessa direzione della particella con velocità superiore: e L v V > v La polarizzazione delle particelle massive dipende dal sistema di riferimento dell osservatore. Le particelle massive esistono necessariamente sia nello stato sinistrorso che in quello destrorso. Solo le particelle senza massa possono esistere unicamente con polarizzazione sinistrorsa o destrorsa. C e anche un altro requisito: la violazione della parità. v e R

38 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Violazione della Parità La Parità è la simmetria per inversione spaziale, che si ottiene in uno specchio, dove sinistra e destra vengono scambiate. z z sist. rif. cartesiano destrorso y x specchio x y sist. rif. cartesiano sinistrorso Prima del 1956 la Parità era considerata una simmetria esatta. 1956: T.D. Lee e C.N. Yang ipotizzano che la Parità sia violata nelle Interazioni Deboli (Premio Nobel 1957 per la Fisica). 1957: C.S. Wu e collaboratori scoprono la violazione della Parità nei decadimenti β del 60 Co.

39 L esperimento di Wu C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ / Co 60 Ni + e + ν e mondo reale mondo dello specchio ν e e e 60 Co 60 Co ν e A specchio B Se la parità fosse conservata, nel mondo reale si dovrebbero osservare le configurazioni A e B con la stessa frequenza. Invece, si osserva la configurazione A con una frequenza maggiore della configurazione B. Quindi, la parità è violata nelle interazioni deboli.

40 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Consideriamo la possibilità che i neutrini siano solamente sinistrorsi: È possibile solamente se la parità è violata, perchè ν el P ν er : ν el mondo reale mondo dello specchio ν el v v ν er A specchio Se la parità fosse conservata, nel mondo reale si dovrebbero osservare entrambe le configurazioni A e B, cioè i neutrini dovrebbero necessariamente esistere in entrambi gli stati di polarizzazione ν el e ν er. Siccome la parità non è conservata, se i neutrini non hanno massa possono esistere solamente nello stato sinistrorso, come ipotizzato da Landau, Lee & Yang, e Salam nel 1957, immediatamente dopo la scoperta della violazione della parità. B

41 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 I neutrini sono sinistrorsi 1958: Goldhaber, Grodzins and Sunyar misurano la polarizzazione del neutrino. S z = 1/2 S z = 0 S z = 1/2 S z = 0 e 152 Eu e 152 Eu S z = 1 S z = 1/2 S z = 1 S z = +1/2 p 152 Sm ν el p p 152 Sm ν er p S z = 1 S z = 0 S z = 1 S z = 0 γ 152 Sm h γ = h Sm = h ν = 1 configurazione osservata γ 152 Sm h γ = h Sm = h ν = +1 configurazione non osservata

42 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Proliferazione delle Particelle 1936: Carl D. Anderson e Seth Neddermeyer scoprono il muone (µ), che è un leptone, come l elettrone, ma e circa 200 volte più pesante (m e = 0.5 MeV e m µ = 106 MeV). I muoni non si trovano stabilmente nella materia perchè decadono: µ e + ν e + ν µ µ + e + + ν e + ν µ τ µ = s 1947: Cecil Powell, Cesar Lattes e Giuseppe Occhialini scoprono il pione (π), che è un mesone, non un leptone, e ha massa m π = MeV. I pioni non si trovano stabilmente nella materia perchè decadono: π µ + ν µ π + µ + + ν µ τ π = s

43 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Il neutrino muonico Prima del 1962 non si sapeva che il neutrino elettronico ν e e il neutrino muonico ν µ sono diversi. 1960: Bruno Pontecorvo ipotizzò che l antineutrino prodotto nel decadimento π µ + ν µ possa essere diverso dal ν e prodotto nei decadimenti beta: n p + e + ν e che come abbiamo visto viene rivelato nel processo ν e + p n + e + Pontecorvo propose di controllare sperimentalmente se π µ + ν µ sorgente propagazione ν µ + p n + e + rivelatore 1962: Lederman, Schwartz e Steinberger effettuano l esperimento al Brookhaven National Laboratory (BNL) e non osservano nessuna interazione ν µ + p n + e +. Quindi ν µ ν e e ν µ ν e. È la scoperta di una nuova particella (Premio Nobel 1988 per la Fisica).

44 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 proton beam Fasci di neutrini da acceleratore target magnetic π + π π + beam dump decay tunnel µ ν µ focusing π µ ν µ fascio composto da ν µ prodotti nei decadimenti π µ + ν µ τ π s con una piccola contaminazione di ν e e ν µ prodotti nei decadimenti µ e + ν e + ν µ τ µ s

45 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 proton beam Fasci di neutrini da acceleratore target magnetic π π + π beam dump decay tunnel µ + ν µ focusing π + µ + ν µ fascio composto da ν µ prodotti nei decadimenti π + µ + + ν µ τ π s con una piccola contaminazione di ν e e ν µ prodotti nei decadimenti µ + e + + ν e + ν µ τ µ s

46 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Nei decadimenti beta nucleari: Vengono prodotti solo ν e. Gli antineutrini sono emessi in tutte le direzioni (flusso isotropo). L energia degli antineutrini è dell ordine del MeV. Nei fasci di neutrini da acceleratore: Vengono prodotti principalmente νµ o ν µ a seconda della polarità della focalizzazione magnetica. C è sempre una contaminazione di ν e e ν µ nel primo caso e ν e e ν µ nel secondo caso. Gli antineutrini sono emessi in una direzione (fascio). L energia degli antineutrini è determinata dall energia dei protoni prodotti dall acceleratore: si va dalle centinaia di MeV a circa 100 GeV.

47 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Particelle e Forze q Forza Forte q e Forza Debole ν e g W q q u d Forza Elettromagnetica e e γ Forza Gravitazionale q q

48 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Adroni (dal greco αδρóς = forte): particelle che sono composte da quarks e quindi interagiscono con le interazioni forti: Barioni (dal greco βαρύς = pesante): Adroni con spin semintero: p = uud, n = udd, p = ūū d, n = ū d d Mesoni (dal greco µ ɛσoς = medio): Adroni con spin intero: π + = u d, π = ūd, π 0 = 1 2 ( uū d d) Leptoni (dal greco λɛπτ óς = leggero): particelle con spin semintero che non interagiscono con le interazioni forti: Leptoni carichi: e, µ, τ, e +, µ +, τ + Neutrini: leptoni neutri: ν e, ν µ, ν τ, ν e, ν µ, ν τ

49 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Interazioni Deboli Alle basse energie, tipiche dei decadimenti nucleari, si ha l approssimazione della teoria di Fermi: ν e e + ν e e + W Fermi p = uud n = udd p = uud n = udd ν e e + p n

50 Le masse delle particelle C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ / t m [ev/c 2 ] d u e c s µ ν µ b τ ν τ ν e

51 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Negli anni 60 Glashow (1961), Weinberg (1967) and Salam (1968) formulano il Modello Standard che descrive le interazioni deboli e elettromagnetiche (Premio Nobel 1979 per la Fisica), incorporando la teoria di Landau, Lee & Yang, e Salam dei neutrini sinistrorsi privi di massa. Quindi nel Modello Standard i neutrini sono privi di massa per costruzione. In realtà però non esiste una ragione di principio per cui i neutrini non dovrebbero avere massa e anche gli stati destrorsi, come tutte le altre particelle. Ma se i neutrini hanno masse piccolissime come è possibile scoprirle?

52 Le Oscillazioni dei Neutrini Le oscillazioni di neutrini sono state ipotizzate per la prima volta da Bruno Pontecorvo nel Neutrini Interagenti: ν e, ν µ, ν τ (flavor neutrinos o neutrini di sapore) prodotti e rivelati nelle interazioni deboli con la materia. ν e e ν µ µ ν τ τ n p n p n p Le oscillazioni di neutrini sono trasformazioni tra neutrini di sapore che dipendono in modo oscillante dalla distanza di propagazione. Neutrini Massivi: ν 1, ν 2, ν 3 si propagano tra la sorgente e il rivelatore. Un Neutrino Interagente (di sapore) è una sovrapposizione quantistica di Neutrini Massivi. Considerando per semplicità solo due generazioni: ν e = cos ϑ ν 1 + sin ϑ ν 2 ν µ = sin ϑ ν 1 + cos ϑ ν 2 ϑ: angolo di mixing C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

53 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Esempio di oscillazione ν µ ν e ν(l = 0) = ν µ = sin ϑ ν 1 + cos ϑ ν 2 ν 1 ν µ source L ν 2 ν e detector ν(l > 0) = sin ϑ e ip 1L/ ν 1 + cos ϑ e ip 2L/ ν 2 Costante di Planck: h = ev s Costante di Planck ridotta: = h 2π = ev s

54 Esempio di oscillazione ν µ ν e ν(l = 0) = ν µ = sin ϑ ν 1 + cos ϑ ν 2 ν 1 ν µ source L ν 2 ν e detector ν(l > 0) = sin ϑ e ip1l/ ν 1 + cos ϑ e ip2l/ ν 2 Se le masse di ν 1 e ν 2 sono uguali (m 1 = m 2 = m) o nulle (m = 0): p 1 = p 2 = p = 1 E c 2 m 2 c 4 ν(l > 0) = e ipl/ ( sin ϑ ν 1 + cos ϑ ν 2 ) = e ipl/ ν µ Il ν µ resta un ν µ e non si ha oscillazione. C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

55 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Esempio di oscillazione ν µ ν e ν(l = 0) = ν µ = sin ϑ ν 1 + cos ϑ ν 2 ν 1 ν µ source L ν 2 ν e detector ν(l > 0) = sin ϑ e ip 1L/ ν 1 + cos ϑ e ip 2L/ ν 2 Se le masse di ν 1 e ν 2 sono diverse: p 1 = 1 E c 2 m 2 1 c4 e p 2 = 1 E c 2 m 2 2 c4 Quindi p 1 p 2 e ν(l > 0) ν µ, per cui si ha oscillazione.

56 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Esempio di oscillazione ν µ ν e ν(l = 0) = ν µ = sin ϑ ν 1 + cos ϑ ν 2 ν 1 ν µ source L ν 2 ν e detector ν(l > 0) = sin ϑ e ip 1L/ ν 1 + cos ϑ e ip 2L/ ν 2 Le oscillazioni dipendono dalla differenza degli impulsi per la distanza: (p 2 p 1 ) L

57 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 p 1 = 1 E c 2 m 2 1 c4 e p 2 = 1 E c 2 m 2 2 c4 Le masse dei neutrini sono più piccole di circa 2 ev/c 2. L energia dei neutrini e molto più grande: circa 1 MeV per i neutrini da reattore e molto più grande per i fasci di neutrini da acceleratore. In questo caso si può fare l approssimazione ultrarelativistica p 1 E c + m2 1 2E c3 e p 2 E c + m2 2 2E c3 Quindi in pratica le oscillazioni dipendono da (p 2 p 1 ) L m2 2E c 3 L con m2 = m 2 2 m 2 1

58 ( m P νµ ν e = sin 2 (2ϑ) sin 2 2 L c 3 ) 4E C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ / Pνµ νe sin 2 (2ϑ) L osc La probabilità di oscillazione dipende dall angolo di mixing ϑ e da m 2 m 2 2 m2 1. I neutrini oscillano perché hanno massa! Le oscillazioni di neutrini sono lo strumento ottimale per rivelare piccole differenze di massa, perché l effetto è amplificato dalla distanza di propagazione L. L

59 ( m P νµ ν e = sin 2 (2ϑ) sin 2 2 L c 3 ) 4E C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ / Pνµ νe sin 2 (2ϑ) 0.2 L 0 L osc L m experimenti short-baseline m ev2 c km experimenti long-baseline e neutrini atmosferici m ev2 c km neutrini solari m ev2 c 4

60 ( m Probabilità di transizione: P νµ ν e = sin 2 (2ϑ) sin 2 2 L c 3 ) 4E Pνµ νe sin 2 (2ϑ) L osc L Probabilità di sopravvivenza: P νµ ν µ = 1 P νµ ν e = 1 sin 2 (2ϑ) sin 2 ( m 2 L 4E 1 L osc c 3 ) 0.8 Pνµ νµ sin 2 (2ϑ) 0 L C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

61 Scoperta delle oscillazioni di neutrini C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ / : l esperimento Super-Kamiokande scopre le oscillazioni dei neutrini atmosferici Takaaki Kajita: Premio Nobel 2015 per la Fisica

62 I neutrini atmosferici C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 p π + π µ + µ e e + ν µ ν µ ν e ν µ ν µ ν e

63 L esperimento Super-Kamiokande tonnellate di acqua in una miniera in Giappone NEUTRINOS FROM COSMIC RADIATION COSMIC RADIATION ATMOSPHERE m PROTECTING ROCK SUPER- KAMIOKANDE Muon-neutrinos arriving directly from the atmosphere Muon-neutrinos give signals in the water tank. 40 m SUPER- KAMIOKANDE KAMIOKA, JAPAN MUON- NEUTRINO Light detectors measuring Cherenkov radiation Muon-neutrinos that have travelled through the Earth CHERENKOV RADIATION C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

64 L asimmetria up-down C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Presentata per la prima volta da Kajita alla conferenza Neutrino 1998 ν α A B θ AB z π θ AB z E ν 1 GeV flusso isotropo di raggi cosmici φ (B) ν µ φ (B) ν µ (θz AB (π θ AB z ) = φ (A) ν µ (θz AB ) ) = φ (A) ν µ (θz AB ) φ (B) ν µ (θ z ) = φ (B) ν µ (π θ z ) In assenza di oscillazioni A up-down ν µ (SK) = ( φ up ) ν µ φ down ν µ φ up ν µ + φ down ν µ = 0 A up-down ν µ (SK) = 0.30 ± 0.05 Scoperta delle oscillazioni! = m ev 2

65 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 La scoperta delle oscillazioni dimostra che i neutrini hanno una piccola massa. Ma allora esistono anche i neutrini destrorsi? Come abbiamo visto per le altre particelle massive, se i neutrini hanno massa: v ν L v ν R V > v Si, esistono anche i neutrini destrorsi, ma sono molto rari perchè interagiscono molto più debolmente di quelli sinistrorsi: l interazione è soppressa dal rapporto (m/e) 2. Ad esempio, per i neutrini da reattore ( m ) ( ) 2 1 ev 2 ( ) 1 2 = E 1 MeV 10 6 = Quindi in pratica non è possibile (almeno con le conoscenze attuali) rivelare i neutrini destrorsi, che perciò sono chiamati anche sterili.

66 Osservazione diretta delle oscillazioni di neutrini C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Survival Probability Data - BG - Geo ν e Expectation based on osci. parameters determined by KamLAND L 0 /E νe (km/mev) L esperimento KamLAND (Giappone) ha misurato le interazioni dei ν e prodotti da circa 30 reattori nucleari giapponesi e coreani. ν e + e p n Probabilità di sopravvivenza: P νe ν e = 1 ( ) P νe ν µ + P νe ν τ

67 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 I neutrini solari Il sole visto con i neutrini in Super-Kamiokande

68 La superficie del sole C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT) 304 Å images of the Sun emission in this spectral line (He II) shows the upper chromosphere at a temperature of about 60,000 K [The Solar and Heliospheric Observatory (SOHO),

69 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 L energia solare è generata da reazioni termonucleari di fusione nel centro del sole, dove la temperatura è di circa C. La principale sorgente di energia e la catena pp: 4 p + 2 e 4 2He + 2 ν e MeV I neutrini solari sono gli unici messaggeri diretti dal centro del sole! Il flusso di neutrini solari sulla terra è enorme: circa cm 2 s 1!

70 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Esercizio Calcolare l energia Q emessa nella catena pp sapendo che: 4 p + 2 e 4 2He + 2 ν e + Q, l energia di legame del nucleo 4 He è B4 He = 28.3 MeV, la massa del protone è m p = MeV/c 2, la massa del neutrone è m n = MeV/c 2, e la massa dell elettroneè m e = 0.5 MeV/c 2. L energia emessa è data dalla differenza tra la somma delle masse nello stato iniziale e la somma delle masse nello stato finale. La massa del nucleo 4 He è data dalla somma delle masse dei suoi costituenti (2 protoni e 2 neutroni) meno l energia di legame: m4 He = 2m p + 2m n B4 He/c 2 = MeV/c 2 Trascurando la massa del neutrino, si ottiene Q = 4m p + 2m e m4 He = 26.7 MeV

71 Esercizio C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Calcolare il flusso dei neutrini dal sole in cm 2 s 1 sapendo che 4 p + 2 e 4 2He + 2 ν e + Q con Q = 26.7 MeV, la luminosità del sole è L = W, la distanza sole-terra è 1 au = km, trascurando l energia emessa in neutrini. 1 W = 1 J/s = MeV/s L = ( ) ( ) MeV/s = MeV/s Trascurando l energia emessa in neutrini, l intensità di neutrini emessa dal sole é I νe = 2 L Q = ν e /s La distanza sole-terra è 1 au = cm. Il flusso di neutrini sulla terra è I νe Φ νe = 4π(1 au) 2 = cm 2 s 1

72 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Osservazione dei neutrino solari 1957: Bruno Pontecorvo suggerisce di rivelare i neutrini solari usando un rivelatore contenente molte tonnellate di Cloro tramite la reazione ν e Cl 37 18Ar + e 1964: John N. Bahcall calcola la sezione d urto dei neutrini e trova che è sufficiente per rivelare i neutrini solari. 1964: Raymond Davis propone l esperimento the Homestake, che viene costruito negli anni Si basa sul conteggio radiochimico degli atomi di 37 Ar prodotti in un rivelatore di 615 tonnellate di tetrachloroethylene (C 2 Cl 4 ). 1970: Davis (Premio Nobel 2002 per la Fisica) e collaboratori osservano i neutrini solari estraendo circa un atomo di 37 Ar ogni 2 giorni dal rivelatore Homestake contenente circa atomi! I neutrini solari sono stati osservati negli esperimenti Homestake ( ), Kamiokande ( ) SAGE ( ), GALLEX/GNO ( ), Super-Kamiokande ( ), SNO ( ), Borexino ( ).

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74 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Esercizio Calcolare la frequenza F37 Ar di produzione di atomi di 37 Ar causata dai neutrini solari nell esperimento Homestake tramite la reazione ν e Cl Ar + e in 615 tonnellate di C 2 Cl 4, sapendo che sono rivelabili i neutrini del 7 Be e del 8 B e σ37 Cl( 7 Be) = cm 2 e σ37 Cl( 8 B) = cm 2, Φ7 Be = cm 2 s 1 e Φ8 B = cm 2 s 1, il cloro ha peso atomico A Cl = e l abbondanza isotopica Cl è 24%. del F37 Ar = ( σ37 Cl( 7 Be)Φ7 Be + σ37 Cl( 8 B)Φ8 B) NCl σ37 Cl( 7 Be)Φ7 Be = s 1 σ37 Cl( 8 B)Φ8 B = s 1

75 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Peso atomico di C 2 Cl 4 : A C2 Cl 4 = 2A C + 4A Cl = Numero di molecole di C 2 Cl 4 : N C2 Cl 4 = A C2 Cl 4 N A = Numero di atomi di 37 Cl: N37 Cl = N C2 Cl 4 = F37 Ar = ( σ37 Cl( 7 Be)Φ7 Be + σ37 Cl( 8 B)Φ8 B) NCl = s 1 1 d = s = F37 Ar = 1.2 d 1 La frequenza osservata è F obs 37 Ar = 0.5 d 1 PROBLEMA DEI NEUTRINI SOLARI!

76 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Il problema dei neutrini solari 1968: Bruno Pontecorvo ipotizza che una parte dei ν e solari possono sparire per effetto delle oscillazioni ν e ν µ. 1970: Nascita del problema dei neutrini solari con l osservazione nell esperimento Homestake di un flusso di ν e inferiore a quello previsto dal modello solare. Dal 1970 al 2002 gli esperti hanno dibattuto accanitamente su diverse soluzioni possibili (e impossibili). Le due spiegazioni che venivano considerate più plausibili sono: C e un errore nel calcolo del flusso di ν e previsto dal modello solare. Una parte dei ν e sparisce per effetto delle oscillazioni ν e ν µ e/o ν e ν τ.

77 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Nel 2002 l esperimento SNO (Sudbury Neutrino Observatory) ha dimostrato che il problema dei neutrini solari è dovuto alle oscillazioni dei neutrini Arthur B. McDonald: Premio Nobel 2015 per la Fisica

78 SNO: Sudbury Neutrino Observatory C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Un rivelatore di 1000 tonnellate di D 2 O a 2000 m di profondità in una miniera a Sudbury (Canada). Nell acqua pesante D 2 O i due idrogeni dell acqua H 2 O sono costituiti dall isotopo pesante deuterio D = 2 1H costituito da un protone e un neutrone. I neutrini possono interagire con il deuterio in due modi: Interazione di corrente carica (CC): ν e + D p + p + e Il neutrone nel deuterio viene trasformato in un protone con emissione di un elettrone secondo l interazione che abbiamo già visto nella slide 18: ν e e ν e + n p + e n p ν e + D p + n + ν e Interazione di corrente neutra (NC): ν µ + D p + n + ν µ ν τ + D p + n + ν τ È una dissociazione del deuterio nei suoi costituenti p e n, che avviene con la stessa sezione d urto per ν e, ν µ, ν τ.

79 Sudbury Neutrino Observatory detects neutrinos from the Sun, where only electron-neutrinos are produced. The reactions between C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 NEUTRINOS FROM THE SUN SUDBURY NEUTRINO OBSERVATORY (SNO) ONTARIO, CANADA PROTECTING ROCK Electron-neutrinos are produced in the solar core. Both electron neutrinos alone and all three types of neutrinos together give signals in the heavy water tank m SNO CHERENKOV RADIATION 18 m HEAVY WATER

80 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Misure di SNO relative alle previsioni del modello solare senza le oscillazioni: F SNO CC F m.s. CC = 0.35 ± 0.02 F SNO NC F m.s. NC = 1.02 ± 0.13 La misura CC conferma il problema dei neutrini solari: sparizione dei ν e che sono gli unici che interagiscono tramite le iterazioni CC. La misura NC mostra che la somma dei flussi di ν e, ν µ, ν τ è in accordo con la previsione del modello solare. L unica spiegazione possibile è che i ν e solari si siano trasformati in ν µ e ν τ in modo da mantenere invariato il flusso totale di neutrini. Questa è la prova delle oscillazioni dei neutrini solari: ν e ν µ e/o ν e ν τ

81 Due Tipi di Oscillazioni C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Solari ν e ν µ, ν τ Reattori ν e ν µ, ν τ SNO, Borexino Super-Kamiokande GALLEX/GNO, SAGE Homestake, Kamiokande (KamLAND) m 2 S ev 2 sin 2 ϑ S 0.30 Atmosferici ν µ ν τ, ν µ ν τ Acceleratori ν µ ν τ, ν µ ν τ Super-Kamiokande Kamiokande, IMB MACRO, Soudan-2 K2K, MINOS T2K, NOνA Opera m 2 A ev 2 sin 2 ϑ A 0.50

82 Misure delle Masse dei Neutrini C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 m [ev] d u e ν e c s µ ν µ ν 1 ν 2 ν 3 t b τ ν τ

83 Ordinamento delle Masse C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 m 2 ν e ν µ ν τ m 2 ν 3 ν 2 m 2 S ν 1 m 2 A m 2 A ν 2 m 2 S ν 1 ν 3 Ordinamento Normale Ordinamento Inverso Solo due m 2 indipendenti: m m m2 32 = ( m 2 2 ( 1) m2 + m 2 1 m 2 ( 3) + m 2 3 m 2 2) = 0 la scala delle masse non è determinata dalle misure di oscillazione

84 Scala delle Masse C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 1 Normal Ordering m 3 Quasi Degenerate 1 Inverted Ordering m 2 m 1 Quasi Degenerate m 2 m 1 m 3 m 1, m 2, m 3 [ev] 10 1 m A 2 m 3 m 3, m 1, m 2 [ev] 10 1 m A 2 m 2 m m S m 2 m m Normal Hierarchy Lightest mass: m 1 [ev] 10 3 Inverted Hierarchy Lightest mass: m 3 [ev] m 2 2 = m m 2 21 = m m 2 S m 2 3 = m m 2 31 = m m 2 A m 2 1 = m 2 3 m 2 31 = m m 2 A m 2 2 = m m 2 21 m m 2 A

85 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Decadimento Beta del Trizio 3 H 3 He + e + ν e Q = M3 H M3 He m e = kev Spettro energetico dell elettrone: K(T ) = (Q T ) (Q T ) 2 m 2 β Massa Efficace del Neutrino: m β = m β = 0 K(T ) = Q T cos 2 ϑ m sin2 ϑ m 2 2 Limite attuale: m β = 0 m β 2 ev K(T) Esperimenti: T m β > 0 Q m β Q Mainz (Germania) Troitsk (Russia)

86 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

87 Trasporto dello spettrometro dal Reno al Karlsruhe Institute of Technology. (Novembre 2006) C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

88 Indicazioni dalle Oscillazioni 10 Mainz and Troitsk Bound 1 m β [ev] 10 1 m A 2 KATRIN Sensitivity IO 10 2 NO m min [ev] C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

89 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Neutrini e Antineutrini 1928: Paul Dirac formula The Quantum Theory of the Electron che applicata alle particelle elementari implica che ad ogni particella corrisponde una antiparticella. (Premio Nobel per la Fisica 1933) Particelle e antiparticelle hanno carica elettrica opposta: Particella Carica Antiparticella Carica u +2/3 ū 2/3 d 1/3 d +1/3 e 1 e + +1 ν e 0 ν e 0 Nel caso di particelle cariche, particella e antiparticella sono necessariamente diverse: ū u, d d, e + e (Particelle di Dirac) 1937: Ettore Majorana formula la Teoria simmetrica dell elettrone e del positrone secondo la quale una particella neutra può essere identica alla propria antiparticella. Poichè i neutrino sono neutri, neutrino e antineutrino possono essere la stessa particella: ν e = ν e? (Particella di Majorana)

90 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Neutrini: Particelle di Dirac o di Majorana? Neutrino Dirac: Neutrino Majorana: ν e ν e ν e = ν e Come distinguere le due possibilità? Il processo più conveniente è il Doppio decadimento β senza neutrini

91 Doppio decadimento β con neutrini C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Esempio: 76 32Ge Se + 2 e + 2 ν e Germanium 76 32Ge Arsenic β β 76 33As β Selenium 76 34Se ν e e e n p Ge ν e 34Se 32p n p 34p 44n 42n 32 protoni + 42 neutroni È un processo molto raro previsto dalla teoria delle interazioni deboli di Fermi e dal Modello Standard delle interazioni elettrodeboli. In processo è stato osservato con un tempo di decadimento enorme: T 1/2 ( 76 Ge) = y

92 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Doppio decadimento β senza neutrini Esempio: 76 32Ge 76 34Se + 2 e Germanium 76 32Ge Arsenic β β 76 33As β Selenium 76 34Se n p 76 ν 76 32Ge e 34Se 32p 44n n ν e e 32 protoni + 42 neutroni p e 34p 42n Possibile solo se ν e = ν e Neutrini di Majorana! Massa Efficace del Neutrino: m ββ = cos 2 ϑ m 1 + sin 2 ϑ m 2

93 Indicazioni dalle Oscillazioni Upper Bound QD m ββ [ev] 10 2 IH 10 3 NH m min [ev] C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

94 Flussi di neutrini C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

95 I Neutrini Primordiali I neutrini primordiali sono estremamente freddi: (0 K = C) T ν = 1.95 K = C Sono lenti: E ν = ev < m 2 S ev = v ν c Hanno una probabilità di interazione circa 10 6 volte più piccola dei neutrini da reattore! = Riusciremo ad osservarli? C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104

96 Neutrini, Messaggeri delle Supernove C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 H 13 ~10 cm He O/Si Progenitor (~ 15 M ) 7 (Lifetime: 1 ~ 2 10 y) Fe ν ν 6 10 cm ν Dense Core ν ν M Late Proto neutron Star (R ~ 20 km) ν ~0.1 1 Sec. ν ν M Supernova 7 10 cm ν ν Sphere Hot Extended Mantle Dense Core Early Proto neutron Star M ν Shock ν M M ν ν e e + p n + νe and Photo disintegration of Fe Nuclei ν e cm "White Dwarf" (Fe Core) ~1 Sec. Collapse of Core (~1.5 M ) km/s (R ~ km)

97 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Energia totale emessa: circa erg, di cui: circa 99% neutrini ( erg), circa 1% energia cinetica ( erg), circa 0.01% energia elettromagnetica ( erg). Comparazioni: L energia emessa dal sole ogni anno è circa erg, L energia equivalente alla massa della terra è circa erg, L energia emessa dal sole in 10 miliardi di anni è circa erg, L energia equivalente alla massa del sole è circa erg.

98 (layers not drawn to scale) C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Onion-shell structure of pre-collapse star H He C O Gravitational instability of stellar core O Core bounce at nuclear density Accretion Fe Si O Si Fe Si O Fe Shock wave Densità iniziale del nucleo ferroso di circa 1.5 M : circa g/cm 3. I neutrini restano intrappolati nella materia collassante quando si raggiunge la densità di circa g/cm 3. Il collasso si arresta bruscamente quando la materia raggiunge la densità nucleare di circa g/cm 3. Shock wave Proto-neutron star Shock wave O Shock stagnation Accretion Ni Proto-neutron star n, p Fe Shock revival O n, p, α ν n, p ν ν ν Si O O Proto-neutron star Shock wave Neutrino heating Accretion ν Proto-neutron star O Shock wave ν n, p Explosion and Onucleosynthesis Ni Neutrinodriven wind ν ν ν ν n, p, α, (Z k,n k) n, p Si Si ν ν O

99 Supernove Storiche C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 length of Historical Records date visibility remnant Chinese Japanese Korean Arabic European AD months G few many many AD months G few two many AD months 3C58 few few AD months Crab Nebula many few one AD years G many many few two AD393 8 months one AD386? 3 months one AD369? 5 months one AD months one

100 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 SN1987A 23 Febbraio 1987 nella Grande Nube di Magellano ( anni luce)

101 Neutrini dalla SN1987A 50 Energy (MeV) MeV was set for the second one. In both cases the low energy threshold was the same: 0.8 MeV. Every pulse was tagged by a time clock which was given Italian Standard Time with an accuracy of 2 ms. An electronic check to the whole detector was given every 7 min in order to have the entire detector under control all the time. Under the above threshold conditions the total rate was 0.012/s while the muon counting rate was 3.5/h. In our LSD data acquisition system, on line software identifies on real time and prints any burst candidate on the computer output. The neutrino burst Relative Time (seconds) was recognized on the statistical on-line analysis by our computer on the basis of the actual frequency of events. With this system our computer was able to detect any burst of N pulses, recorded in any interval of time t between 1 ms and 600 s, and this program computes the background imitation rate according to 7:35 UTC del 23 Febbraio 1987 Kamiokande-II (Giappone) 11 eventi the standard distribution: M. Koshiba: Premio Nobel per la Fisica 2002 Kamiokande II IMB THE 23 YEAR REMINISCENCE 469 Baksan Table 1. The burst of 5 pulses detected by LSD. It also includes the two pulses detected near IMB time Number of event Time UT ± 2 ms Energy, MeV h 52 min s h 52 min s h 52 min s h 52 min s h 52 min s h 36 min 00.5 s h 36 min 18.9 s 6.4 2:52 UTC del 23 Febbraio 1987 LSD (Liquid Scintillator Detector) burst consisted of 5 pulses, distributed uniformly in the entire LSD detector. From the computer out put we can see that Monte the tanksbianco are 31, 14, 25, 35, and 33. From the pulse high it appears that all pulses are F imit = f P (n, t) low Collaborazione: energy and in only onetorino tank the prompt e Mosca pulse is IMB (Irvine Michigan Brookhaven, n=n 1 USA) followed by a second one at 259 µs in the 500 µs 8 eventi e f t (f t) n gate. The time duration of the burst is 7.00 s while = f, the imitation probability is per day, see n! Saavedra 2007, (Saavedra, 2007) for more details. n=n 1 Baksan (Caucaso, Russia) Table 1 shows the burst of 5 pulses detected on-line where f is the raw trigger rate. 5 eventi at LSD. The same table also shows the two pulses In the on-line analysis if there is an abnormal detected at the IMB time. C. Giunti burst Fisica of pulses, del Neutrino which is out of Accademia the computeddelle Poisson ScienzeIt was Torino only on 31/1 Wednesday & 7/2 25th 2019 February 101/104 that

102 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 Siamo Pronti per la Prossima Supernova? Are We Ready For SN 20XXa? HALO (30, ν e,ν x ) SNO+ (300, ν e ) MicroBooNE (17, ν e ) NovA(4000, ν e ) LVD (300, ν e ) Baksan (100, ) Borexino (100, ν e ) ν Super-Kamiokande (7x10 4, ν e ) e KamLAND (300, ν e ) IceCube (10 6, ν e ) Daya Bay(100, ν e ) Expected number of events for a SN at 10 kpc and dominant flavor sensitivity in parenthesis. Fundamental to combine the SN signal seen in detectors employing different technologies.

103 C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104 SuperNova Early Warning System (SNEWS) I neutrini arrivano alcune ore prima del segnale ottico. Il segnale dei neutrini allerta la comunità astronomica.

104 Super-Kamiokande (Giappone) SNO (Canada) Borexino (Italia) Daya Bay (Cina) C. Giunti Fisica del Neutrino Accademia delle Scienze Torino 31/1 & 7/ /104