La fisica dei neutrini con il rivelatore Borexino ai Laboratori Nazionali del Gran Sasso

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1 La fisica dei neutrini con il rivelatore Borexino ai Laboratori Nazionali del Gran Sasso Davide Franco Università degli Studi di Milano & INFN

2 I neutrini messaggeri dal cosmo Astrophysical source High energy protons 5 10Mpc neutrinos High energy gammas 10 Mpc Low energy protons deflected Il messaggero ideale: neutro stabile poco interagente debolmente

3 Messaggeri dal nucleo del Sole Nocciolo ( R s ) Reazioni nucleari: T~ K Cicli energetici pp e CNO (produzione di neutrini) Zona radiativa ( Rs) I fotoni trasportano l energia in ~ 10 5 y Zona convettiva ( Rs) Forte convezione e turbolenza Complessi fenomeni superficiali Corona (> 1 Rs) Complessi fenomeni magnetoidrodinamici Gas a T~ 10 6 K

4 L interno del Sole Lo studio della struttura interna del Sole passa attraverso la elio-sismologia E lo studio della propagazione delle onde di pressione nel Sole Il Sole vibra con modi propri che dipendono dalla struttura interna Il Modello Solare può essere verificato studiando questi modi: p-modi (onde acustiche), g-modi (onde di densità o gravità) e f-modi (onde di densità superficiali) Velocità del Suono ricostruita Onde superficiali Ricostruzione

5 Il Modello Solare Standard (SSM) E un modello evolutivo del Sole che ne segue la storia dalla formazione fino a oggi Include: Equazioni di equilibrio idrostatico Bilancio energetico e di massa Reazioni nucleari Trasporto dell energia Dipende da molti parametri e/o assunzioni Composizione chimica iniziale Sezioni d urto nucleari Campi magnetici, rotazione Fra l altro, il modello determina la temperatura oggi del nucleo, e quindi la produzione di neutrini Incertezze dovute alla composizione chimica, alle sezione d urto nucleari

6 Reazioni nucleari solari Le reazioni che tengono in funzione il Sole ( e tutte le stelle) sono le reazioni nucleari della catena pp e del ciclo CNO Nel ciclo pp, 4 protoni si fondono in un nucleo di 4 He con liberazione di circa 27 MeV di energia E il ciclo fondamentale per tutte le stelle non troppo calde, come il Sole Nel ciclo C-N-O, questi elementi catalizzano la produzione di 4 He, senza essere consumati nella reazione Questo ciclo è quello dominante per stelle calde e per quelle più antiche (globular cluster) Nel Sole dovrebbe contribuire per 1-2 % ma la cosa è ancora molto incerta

7 Reazioni nucleari solari

8 I neutrini dal Sole

9 Rivelare i neutrini Il flusso dei neutrini solari sulla Terra Φ ~ cm -2 s -1 con energia [0.1-10] MeV Interagiscono nella materia via interazioni deboli: σ ~ cm 2 Ad 1 MeV (Φ ~ 10 8 cm -2 s -1 ) in acqua (σ ~2 x10-46 cm 2 ) in 30 giorni (T = s) per avere 1 evento abbiamo bisogno di: 1 Φ σ T = atomi 600 tons Si richiedono enormi masse e bassissimo fondo

10 Primo requisito: underground Secondo requisito: materiali ultrapuri e design atto a minimizzare le contaminazioni radioattive

11 Borexino Collaboration Genova Milano Princeton University Perugia APC Paris Virginia Tech. University Dubna JINR (Russia) Kurchatov Institute (Russia) Jagiellonian U. Cracow (Poland) Heidelberg (Germany) Munich (Germany)

12 Abruzzo 120 Km da Roma Laboratori esterni Laboratori Nazionali del Gran Sasso Borexino Rivelatore e impianti Assergi (AQ) Italy ~3500 m.w.e

13 La fisica di Borexino Originariamente disegnato per misurare il flusso di neutrini solari dal 7 Be in tempo reale Solo 1/2000 del flusso totale di neutrini solari è stato misurato in tempo reale Le previsioni teoriche sul flusso di neutrini da 7 Be hanno un incertezza del ~10% Una misura precisa del flusso da 7 Be aiuterebbe la determinazione della luminosità totale del Sole Nessun esperimento ha misurato in tempo reale neutrini di bassa energia (< 3 MeV)

14 La fisica di Borexino nel 2007 Fisica dei neutrini: Verificare il meccanismo MSW Migliorare la misura dei parametri Fisica del Sole Test della fisica del nucleo in tempo reale Determinare il flusso del 7 Be Determinare il flusso pep e pp e controllare il bilancio energetico 7 Be pep Misurare direttamente la componente CNO e determinarne il ruolo nel Sole Inoltre: La sorgente di calore geotermico (geo-neutrini) Il core di una supernova durante l esplosione Momento magnetico del neutrino con una sorgente radioattiva

15 Rivelazione e segnatura dei ν Borexino rivela i neutrini solari attraverso lo scattering elastico con gli elettroni delle molecole dello scintillatore organico liquido: vx + e vx + e I neutrini da 7Be sono osservati attraverso la spalla di tipo Compton degli elettroni di rinculo a 667 kev Tipico ν rate (SSM+LMA+Borexino) Vantaggi delle tecnica di scintillazione: Bassa soglia energetica Buona ricostruzione spaziale Buona risoluzione energetica Svantaggi: Mancanza di direzionalità Indistinguibilità dagli elettroni da decadimento beta

16 ν-spectrum in Borexino Events/3years/100 tons/0.05 MeV NW-1 = MeV ( 7 Be) NW-2 = MeV (pep & CNO) NW-1 NW-2 LMA BP2004 LUNA 3 years statistics 100 tons Source Number of events in 3 y NW-1 NW-2 7 Be pep pp B N O All

17 La sfida di Borexino Con 100 t di massa bersaglio, il numero di eventi al giorno attesi è ~40 ~40 / / = ~ Bq/Kg Un evento di diffusione ν-e è indistinguibile da un decadimento β nucleare o da uno scattering Compton, la radioattività naturale intrinseca dello scintillatore deve essere più bassa di questo numero Ad esempio: Acqua minerale naturale: 10 Bq/Kg 40 K, 238 U, 232 Th Aria: 10 Bq/m3 222 Rn, 85 Kr, 39 Ar Roccia qualunque: Bq/Kg 40 K, 238 U, 232 Th, altro Lo scintillatore di Borexino DEVE essere 9-10 ordini di grandezza MENO RADIOATTIVO di qualunque cosa sulla Terra

18 Strategia per minimizzare il fondo Design del rivelatore Scelta dei materiali ultrapuri Procedure appropriate in fase d installazione Tecniche di rimozione hardware del contaminante dai materiali del rivelatore (impianti di purificazione) Tecniche di identificazione software del fondo

19 Schema del rivelatore Scintillatore: 300 t PC+PPO in un contenitore di nylon di 150 μm spessore Contenitori di Nylon: Interno: 4.25 m Esterno: 5.50 m Sfera in acciaio inox 2212 PMT: 30% di copertura ottica Buffer: 1000 t PC per schermare lo scintillatore Water Tank: Schermo per γ e n μ Cerenkov detector 208 PMTs in acqua 2100 m 3 20 gambe di sostegno

20 Fototubi: PC & Water proof Fase d installazione 2000 Installazione dei vessels di nylon (2004) Installazione dei PMT nella sfera 2002

21 Water Plant Impianti Storage area and Plants

22 15 maggio 2007

23 Alcuni dettagli Rivelatore e Impianti Tutti i materiali selezionati per: Bassa radioattività intrinseca Bassa emanazione di Rn Tolleranza al contatto col PC PMTs (2212) Possono stare in PC e acqua Vetro selezionato a bassa attività Time jitter: 1.1 ns (per avere una buona ricostruzione spaziale) Tubi, recipienti, impianti: elettropuliti, lavati con detersivi selezionati, trattati con acido e passivati, sciacquati con acqua ultrapura fino a classe Impianto a tenuta di vuoto Requisiti: < 10-8 atm/cc/s Regioni critiche protette con sacchi di nylon flussati in azoto Tutte le operazioni di manutenzione da effettuare sotto flusso di azoto e doppio contenimento Nylon vessels Selezione materiale per radioattività, resistenza meccanica, tolleranza al PC e all acqua < 1 c/d/100 t in FV Costruzione in camera bianca con aria filtrata dal 222 Rn Mai esposto all aria!

24 Requisiti per la fattibilità dell esperimento e metodi di rimozione del fondo Fondo da isotopi a vita lunga: 238 U, 232 Th goal: ~ g/g di scintillatore 14 C goal: 14 C/ 12 C ~ Gas nobili ( 85 Kr, 39 Ar) goal: < 1c/d in the FV Segmento del radon ( 210 Pb Bi- 210 Po) goal: 1 atom/ton of scintillator Fondo cosmogenico: Veloce: identificabile con le coincidenze con il muone padre Lento: 11 C (30 min di vita media) identificabile con speciali tecniche software Sistemi di purificazione on line : Water Extraction: Metal impurity removal (U, Th e K) SilicaGel: Ionic impurity removal (e.g. Po) Distillation: Chemical impurity removal Stripping: Gaseous contaminant removal (< 5 ppm): Rn, Ar, Kr Filtering: Particulate removal > 0.05 μ

25 La Counting Test Facility CTF è un prototipo su piccola scala di Borexino: ~ 4 tons of scintillator 100 PMTs Buffer of water Muon veto Vessel radius: 1 m CTF ha dimostrato la fattibilità di Borexino

26 Borexino è andato oltre RadioIsotope Concentration or Flux Strategy for Reduction Name Source Typical Required Hardware Software Achieved μ cosmic ~200 s -1 m -2 ~ Underground Cherenkov signal <10-10 at sea level Cherenkov detector PS analysis (overall) Ext. γ rock Water Tank shielding Fiducial Volume negligible Int. γ PMTs, SSS Material Selection Fiducial Volume negligible Water, Vessels Clean constr. and handling 14 C Intrinsic PC/PPO ~ ~ Old Oil, check in CTF Threshold cut ~ U Dust ~ g/g < g/g Distillation, Water Extraction < Th Organometallic (?) (dust) (in scintillator) Filtration, cleanliness < Be Cosmogenic ( 12 C) ~ Bq/t < 10-6 Bq/ton Fast procurement, distillation Not yet measurable? 40 K Dust, ~ g/g < g/g scin. Water Extraction Not yet measurable? PPO (dust) < g/g PPO Distillation 210 Pb Surface contam. Cleanliness, distillation Not yet measurable? from 222 Rn decay (NOT in eq. with 210 Po) 210 Po Surface contam. Cleanliness, distillation Spectral analysis ~ 60 from 222 Rn decay a/b stat. subtraction ~ 0.01 c/d/t 222 Rn air, emanation from ~ 10 Bq/l (air) < 1 c/d/100 t Water and PC N 2 stripping, Delayed coincidence < 0.02 c/d/t materials, vessels ~100 Bq/l (water) (scintillator) cleanliness, material selection 39 Ar Air (nitrogen) ~17 mbq/m 3 (air) < 1 c/d/100 t Select vendor, leak tightness Not yet measurable? 85 Kr Air (nitrogen) ~ 1 Bq/m 3 in air < 1 c/d/100 t Select vendor, leak tightness Spectral fit ~ 0.2 <0.01 ppt (learn how to measure it) fast coincidence <0.35

27 Punto di partenza: nessun taglio 14 C dominante sotto 200 KeV Unità arbitrarie 210 Po NON in eq. con il 210 Pb Essenzialmente γ e μ Carica in fotoelettroni Un giorno di dati. Trigger rate ~ 15 Hz.

28 Rivelazione dei muoni cosmici μ sono identificati sia dall OD sia dall ID OD eff: ~ 99% ID basato su variabili di forma dell impulso μ con OD tag Outer detector efficiency No OD tag < 1% Fattore di reiezione stimato > 10 4 (conservativo) ID efficiency A muon μ track in OD

29 Spettro dopo il taglio sui μ (sopra il 14 C) Nessun taglio μ cut Dopo i tagli, i μ non sono un problema per l analisi del 7 Be Fondo residuo stimato : < 1 c/d/100 t

30 Ricostruzione della posizione Ricostruzione della posizione degli eventi nella sfera Fit della distribuzione temporale degli eventi usando il tempo di volo Verificata su MC dati reali (ad esempio 214 Bi- 214 Po) z vs R c scatter plot Risoluzione 214 Bi- 214 Po (~800 KeV) 14±2 cm 14 C (~100 KeV): 41±4 cm R = x + y c 2 2

31 Definizione del volume fiduciale Alla perifieria del Volume Fiduciale il fondo esterno è dominante γ dai materiali (fototubi, sfera) che superano lo spessore del buffer Sono eliminati con un taglio di volume fiduciale Si selezionano le 100 t interne R < m (100 t massa nominale) Distribuzione Radiale z vs R c scatter plot R 2 gauss FV R = x + y + z R = x + y c 2 2

32 Spettro dopo il taglio sul FV La spalla del 7 Be è chiara Dopo FV No cuts 11 C No μs Il fondo esterno è dominante nella Neutrino Window, a parte la regione del picco del 210 Po

33 Spettro finale dopo tutti i tagli 210 Po (solo, non in eq. con il 210 Pb!) 14 C 85 Kr+ 7 Be ν 11 C Sottrazione di eventi di coincidenza

34 Segnale del 7 Be: fit senza sottrazione α/β Strategia: Fit della sola regione della spalla Uso della regione dalla fine del 14 C fino al picco del 210 Po per limitare il contenuto di 85 Kr pep fissati al valore atteso SSM-LMA 210 Po non incluso nel fit Componenti del fit: 7 Be ν 85 Kr CNO+ 210 Bi combinati Non distinguibili in questa regione di energia Light yield lasciato libero CNO Bi 7 Be ν 85 Kr Questi bin limitano il contenuto di 85 Kr

35 Fit con sottrazione α/β del picco del 210 Po Fit con 2 gaussiane Il fondo del 210 Po è sottratto statisticamente nel modo seguente: Per ogni bin in energia, un fit alla variabile α/β di Gatti porge due gaussiane Dal fit, il numero di particelle α nel bin può essere misurato Si sottrae questo numero Lo spettro residuo è fittao fra 270 e 800 KeV β α Risultati consistenti con l analisi precedente

36 Il primo risultato 7 Be ν Rate: 47 ± 7 STAT ± 12 SYS c/d/100 t Errori statistici: Effetto combinato della statistica, della scarsa conoscenza del contenuto di 85 Kr e della mancanza di una precisa calibrazione in energia calibration Per ora questi termini sono liberi nel fit e contribuiscono all errore statistico Errori sistematici: In larga misura legati alla determinazione del volume fiduciale Con solo 45 giorni di dati, and senza alcuna calibrazione, l errore massimo stimato è del 25% Sarà migliorato rapidamente anche senza calibrazioni interne Le calibrazioni saranno probabilmente indispensabili per la misura di precisione

37 Prospettive per il futuro Dopo il risultato estivo, siamo ottimisti Misura di precisione del flusso del 7 Be nel 2008/2009 Upper limit o misura del flusso del CNO Possibilità, del tutto inattese e ancora da verificare, di: Misurare i neutrini del pep Misurare quelli del pp (questo davvero mai nemmeno sperato, si vedrà ) Inoltre: Test di modelli geofisici misurando i geo-neutrini, i ν emessi dalla radioattività naturale responsabile dell eccesso termico del pianeta Rivelazione di neutrini da supernova, se c è e se siamo accesi. Misura del momento magnetico del neutrino con sorgente radioattiva Ricerca di decadimenti rari

38 Conclusioni Borexino ha completato la costruzione e ha potuto iniziare il suo programma di fisica, con un primo risultato importante già dopo solo 3 mesi di presa dati I livelli insperati di radio-purezza raggiunti aprono una finestra importante per la fisica del neutrino solare (pp, pep e CNO) Borexino ha dimostrato anche la fattibilità di un regime di ultra-purezza in scintillatori organici liquidi che potrà essere sfruttato dalle prossime generazioni di esperimenti