Sorgenti di neutrini naturali. Piero Galeotti Astrofisica neutrinica 1

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1 Sorgenti di neutrini naturali Piero Galeotti Astrofisica neutrinica 1

2 Nell antichità Nel XIX secolo Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 2

3 La radioattività (Henri Becquerel, 1896) Decadimenti radioattivi α nuclei di He (Z=+2) β elettroni (Z=-1) γ fotoni (Z=0) Particelle elementari 3

4 Modelli atomici: di Thompson.. e di Rutherford (Bohr) Mezzo atomico (positivo) Elettroni (negativi) Nucleo atomico Sacco pieno di sabbia: m granello < m proiettile no retrodiffusione Sacco pieno di ghiaia: m sasso > m proiettile retrodiffusione Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 4

5 Rutherford (1911) Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 5

6 Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 6

7 Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 7

8 orbita dell'elettrone ~ m dimensione del nucleo ~ m m m = 10 5 Se il nucleo avesse dimensioni di 1 cm e - L'orbita dell'elettrone sarebbe a 10 5 cm = 1 km p La materia è vuota! Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 8

9 Con lo studio dei raggi cosmici nasce la fisica delle particelle elementari Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 9

10 L atmosfera terrestre assorbe la maggior parte dei raggi cosmici. Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 10

11 Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 11

12 Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 12

13 Come si studiano le particelle? Esperimento a bersaglio fisso Bersaglio RIVELATORE Fascio di particelle Prodotti dell interazione Esperimento al collider Fascio b RIVELATORE Fascio a Prodotti dell interazione Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 13

14 Reattore ν e ν x? Rivelatore Tunnel di decadimento Rivelatore π,µ ν µ ν x? raggi cosmici primari ν Rivelatore ν Atmosfera ν e ν x? Terra Nucleo (zona delle reazioni di fusione) Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

15 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

16 Luminosità in neutrini > erg/s L, superiore alla luminosità ottica dell intero universo!

17 Sottoterra si può studiare la componente penetrante dei raggi cosmici p,α, A? hadronic shower em. showers Neutrini da supernove ν e ( ν e ) ν τ ( ν τ ) ν µ ( ν µ ) Muoni Neutrini solari Hadronic shower Neutrini da sorgenti

18 Cosmologici Supernovae Solari Atmosferici Astrofisici Flusso dei ν naturali

19 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

20 ν µ + p µ + x Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

21 A livello nucleare i decadimenti β sono trasformazione di protoni in neutroni e viceversa: β - β + Nel 1930 Pauli ipotizzò l'esistenza del neutrino e nel 1934 Fermi formulò la teoria del decadimento β decadimento β + del 64 Cu Devono valere le leggi di conservazione: dell'energia, dell'impulso, del numero barionico, del numero leptonico. Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

22 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

23 Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 23

24 Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 24

25 Il modello standard Le particelle forza u d c s t b g gluoni (8) γ fotone W +,W -, Z bosoni H Higgs?? ν e ν µ ν τ e µ τ Si possono produrre in laboratorio La materia di cui siamo fatti Raggi cosmici + le antiparticelle ossia l antimateria Piero Galeotti, Cosmic Ray School, Santo André 2010 University of Torino 25

26 Particelle fondamentali Carica massa crescente +2/3-1/3 u d c s t b quark 0-1 ν e ν µ ν τ e µ τ leptoni Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

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28 Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 28

29 Le interazioni fondamentali attive su tutte le distanze (long range) attive su d < cm (short range) Leptoni (e,ν) sensibili a forza nucleare debole Adroni (p,n) sensibili a forza nucleare forte e debole Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

30 Interazioni a correnti neutre Interazioni a correnti cariche Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

31 Neutrino spin 1/2 Spin direction Momentum direction Anti-Neutrino spin 1/2 Spin direction Momentum direction Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

32 I neutrini sono particelle di Dirac o di Majorana? Quante specie di neutrini esistono? I neutrini hanno massa? I neutrini oscillano? Majorana Dirac Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

33 Dalla misura di precisione della massa della Z si è avuta conferma che le famiglie di quark sono 3 Γ totale = Γ(Z 0 adroni) + 3Γ(Z 0 leptoni) + N ν Γ(Z 0 neutrini) Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

34 Grafico di Kurie Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

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36 Neutrinos are created or annihilated as W.I. eigenstates ν e >, ν µ >, ν τ > = Weak Interactions eigenstates ν 1 >, ν 2 >, ν 3 > = Mass (Hamiltonian) eigenstates Neutrinos propagate as a superposition of mass eigenstates Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

37 Per semplicità, consideriamo per ora due famiglie di neutrini Il segnale osservabile varia periodicamente con la distanza del rivelatore dalla sorgente, ripetendosi per multipli interi della lunghezza di oscillazione. La probabilità di oscillazione è data da e si hanno massimi di oscillazione per Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

38 nel vuoto: 1. neutrini solari L = m, E 10 MeV. da cui: L/E km/gev. 2. neutrini atmosferici (eventi confinati) L = 30 km (dall'alto), E 10 GeV L = 10 4 km (dal basso), E 10 GeV da cui: L/E varia da 1 a 10 4 km/gev. 3. neutrini da sorgenti astrofisiche L = km (100 Mpc), E > 10 7 GeV Sorgenti localizzate rispetto al fondo dei neutrini atmosferici Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

39 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

40 Appearance vs. Disappearance Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

41 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

42 80 % of expected ν e from baselines km KamLAND ~ 5 x 10 6 ν e / cm 2 / sec Few evts/day detected 42

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44 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

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46 Piero Galeotti, University of Torino 46

47 Piero Galeotti, University of Torino 47

48 CNGS Piero Galeotti, University of Torino 48

49 A massive (1 kton) scintillation detector for neutrino LNGS is running since 1992 (16 Years of data) Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

50 Piero Galeotti, University of Torino 50

51 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

52 Piero Galeotti, University of Torino 52

53 Piero Galeotti, University of Torino 53

54 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

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56 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

57 Neutrino energy E = 1 MeV Neutrino cross-section σ = cm 2 Probability of one interaction in crossing the Earth diameter P Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

58 The muon depthintensity curve (underground data): curves are calculated by Bugaev et al., 1998 Arteomovsk BST Soudan Kamioka Gran Sasso Homestake Mt Blanc Sudbury KGF Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

59 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

60 A massive (1 kton) scintillation detector for neutrino LNGS is running since 1992 (16 Years of data) Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

61 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

62 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

63 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

64 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

65 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

66 Struttura del Sole Caratteristica Valore Distanza m Raggio m Massa Kg Densità kg/m 3 Luminosità W Temperatura effettiva 5800 K Densità centrale kg/m 3 Pressione centrale Pa Temperatura centrale K Età s Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

67 Spaccato del Sole P.Galeotti Stelle 67

68 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

69 Nelle stelle (e quindi anche nel Sole) avvengono spontaneamente le reazioni di fusione termonucleare che bruciano idrogeno trasformandolo in elio, l'unico processo in grado di spiegare la lunga esistenza delle stelle. Due condizioni permettono di stimare le condizioni interne delle stelle: equilibrio idrostatico (legge di Stevino) equazione di stato dei gas perfetti Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

70 Dalla prima si ricava la pressione al centro del Sole: un valore circa 100 volte inferiore all'energia repulsiva elettrostatica tra 2 protoni alla distanza r m. Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

71 L'energia rilasciata nel processo di fusione nucleare bilancia le forze gravitazionali Durante tutta la vita di una stella queste due forze determinano le condizioni di equilibrio e gli stadi evolutivi P.Galeotti Stelle 71

72 Sfera di gas autogravitante in simmetria sferica Si trascurano effetti centrifughi e magnetici Piero Galeotti, University of Torino 72

73 Il Sole deve avere un'età almeno pari a quella della Terra (4, anni) e non deve aver avuto variazioni troppo grandi di luminosità. Ciò vuol dire che, nel complesso, deve aver prodotto l'energia. corrispondente a ε ~ J/kg. L'ossidazione del carbonio fornisce solo ε ~ J/kg, mentre la contrazione gravitazionale può aver prodotto, in tutto l'energia: Le reazioni di fusione di H in He sono invece in grado di produrre ε ~ J/kg e di garantire l'esistenza del Sole per oltre anni. Cosmic Ray School, Santo André

74 Fusione nucleare A circa 15 milioni di gradi avviene la fusione al centro di una stella 4 ( 1 H) 4 He + 2 e neutrini + energia Ma da dove proviene l'energia? Dal fatto che la massa di 4 1 H e' maggiore della massa di 1 4 He E = mc 2 P.Galeotti Stelle 74

75 Quanta energia viene liberata? L'energia liberata è ~ 26 MeV = 4 x Joule = 1 x Calorie Il Sole libera questa energia volte al secondo ma ha atomi di H da bruciare 75

76 L'energia prodotta nelle parti interne del Sole è: Il processo di fusione dell'idrogeno nelle stelle avviene con emissione di γ e ν e. Per definizione il loro libero cammino medio è: quindi, mentre i fotoni diffondono lentamente verso la superficie del Sole, da cui vengono emessi dopo un tempo di oltre s (10 5 anni), i neutrini sfuggono immediatamente e sono rivelabili a Terra in esperimenti sotterranei. 76

77 Il flusso totale di ν e a terra è: Il rate di eventi attesi per nucleo bersaglio si calcola con la relazione: Per la rivelazione dei neutrini solari si usano nuclei in cui avvengono i processi di cattura: ν e + A(Z,N) A(Z+1,N-1) + e - ossia, a livello elementare, ν e + n p + e -. Il primo nucleo utilizzato è stato il 37 Cl che si trasforma in 37 A, in seguito è stato utilizzata la reazione 71 Ga 71 Ge. Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

78 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

79 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

80 Catena pp P.Galeotti Stelle 80

81 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

82 ν e + 37 Cl 37 A+e Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

83 La piccola sezione d'urto, in media σ ~ m 2, richiede l'uso di grandi masse di rivelatore. Poichè il 37 Cl è sensibile quasi solo ai neutrini di alta energia prodotti dal decadimento del 8 B, il cui flusso a Terra è Φ(ν e ) ~ m -2 s -1, il numero di eventi attesi è R = Φ(ν e )σ ~ per nucleo bersaglio. Per avere valori R ~ 1, e` stata introdotta una unità di misura speciale per calcolare o per misurare il numero di catture di neutrini solari nei diversi rivelatori, lo SNU, dove 1 SNU equivale alla cattura di 1 ν e s -1 in un bersaglio composto di atomi. Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

84 ν e + 71 Ga 71 Ge+e Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

85 REAZIONE Piero Galeotti, University of Torino 37 Cl catture (SNU) 71 Ga catture (SNU) pp 0,0 0,0 70,8 71,1 pep 0,23 0,21 3,01 2,99 7 Be 1,12 0,99 34,4 30,9 8 B 6,15 4,06 14,1 10,77 13 N 0,10 0,10 3,77 2,36 15 O 0,34 0,37 6,03 3,66 17 F 0,003 0,06 totale 7,9 5, ,5 misurato 2,6+0,16+0,14 (Homestake) 70+8 (Gallex) (Sage) Cosmic Ray School, Santo André

86 SuperKamiokande Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

87 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

88 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

89 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

90 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

91 Dalla legge di Stefan σ = at 4 segue L = 4πR 2 σt 4

92 Betelgeuse: una stella gigante rossa α Orionis

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94 P.Galeotti Stelle 94

95 Type II Supernovae Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

96 Evolvono più rapidamente (t M -2.5 ) La pressione di radiazione è dominante Il nucleo non diventa mai degenere e l elio si accende in modo non esplosivo Formazione di una struttura a shell con sequenza di bruciamenti termonucleari Piero Galeotti, University of Torino 96

97 Il nucleo raggiunge la composizione di ferro e nichel temperatura di gradi, fotoni di alta energia Curva dell energia di legame dei nucleoni nei nuclei Non possono aver luogo ulteriori trasformazioni nucleari esotermiche Fotodisintegrazione endotermica del Fe Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

98 Sun Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

99 Condizioni fisiche della presupernova Collasso gravitazionale del core di stelle massive (1.3 M 2.5 M ) in seguito alla fotodissociazione dei nuclei di Ferro Neutronizzazione e emissione di neutrini, intrappolati nell inviluppo Energia liberata: erg Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

100 Il collasso stellare è inevitabile quando la massa del core M C supera la massa di Chandrasekhar M C aumenta per il bruciamento dei gusci intorno al core, M Ch diminuisce perchè diminuisce Y e in seguito a processi di neutronizzazione, creazione e annichilazione di coppie e fotodissociazione: Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

101 25 M P.Galeotti Stelle 101

102 25 M Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

103 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

104 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

105 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

106 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

107 Fase del collasso Energia totale in neutrini (10 53 erg) Energia media dei neutrini (MeV) P.Galeotti Piero Galeotti 0,1 1, Durata temporale (s) 0,04 3, Formazione del core opaco ai neutrini (neutrinosfera). 2. Accrescimento dell inviluppo sul core. 3. Raffreddamento Kelvin della neonata stella di neutroni calda. Stelle Astrofisica neutrinica 107

108 In un core stellare con M C ~ M Ch ci sono ~ elettroni; quindi il numero massimo di neutrini da neutronizzazione emessi è Poichè la loro energia media è ~ 10 MeV = J, in totale l'energia emessa in questa fase è circa J, ossia ~ 10-2 M C c 2. L'energia emessa in neutrini durante i processi di annichilazione e + e - è ~ volte maggiore, ossia ~ J. Per un collasso al centro della Galassia (d~8.5 kpc) il flusso di ν e e a Terra è: Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

109 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

110 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

111 Flusso di µ in alcuni laboratori in funzione della loro profondità sottoroccia 3,5 µ/h 111

112 kt (MeV) E th (MeV) 0,01 0,1 t (s) 1 10 > ,15 2,55 9,3 24,4 35, ,08 1,33 4,8 12,7 18,3 15 0,02 0,39 1,4 3,7 5,4 20 0,00 0,07 0,3 0,7 1,0 5 0,23 4,0 14, ,17 3,0 10, ,09 1,6 5, ,04 0,6 2,2 5,9 8,5 5 0,31 5, ,27 4,6 16, ,19 3,2 11, ,11 1,8 6, Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

113 Main interactions in scintillator Inverse β decay: Neutrino-elettron scattering: Neutral currents interactions: Charged currents interactions: Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

114 The possibility to observe the neutrino burst depends on background conditions Cosmic rays 0 < E < Sources of background а) muons b) secondary particles generated by muons (e, γ, n and long-life isotopes) с) the products of nuclear reactions and electromagnetic interactions Natural radioactivity Е < 30 МeV, mainly Е < 2.65 МeV Deep underground location Low radioactivity materials Anti-coincidence system Coincidence of signals in several detectors Piero Galeotti, University of Torino Background reduction Cosmic Ray School, Santo André

115 Piero Galeotti, Università di Torino Particelle elementari 115

116 The LVD detector 840 scintillator counters, 1.5 m 3 each, are inserted in modules holding 8 counters each. The modules are grouped and stacked together to form three towers of 35 modules each. The scintillator of each counter (1.2 tons) is watched from the top by 3 PMTs (15 cm diameter). Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

117 Ac#ve Mass and Duty Cycle 117

118 Quasi-thermal (Fermi- Dirac) neutrino energy spectra from inner layers of collapsing star (neutrinospheres). Uncertainties on values of temperatures. Typically T e T e <T x Piero Galeotti, University of Torino Typical energy scale 0-50 MeV Cosmic Ray School, Santo André

119 ν e tagging through detection of delayed γ from n capture at low energy threshold, efficiency 60%. ν interactions in LVD ν e + p n + e + ν i (ν x ) + e- ν i (ν x ) + e- ν e + 12 C 12 N + e - Piero Galeotti, University of Torino ν e + 12 C 12 B + e + ν i (ν x ) +12 C ν i (ν x ) + γ + 12 C NC and CC interactions on carbon nuclei: potentially useful for ν oscillation Cosmic Ray School, Santo studies. André

120 А T t Detection of a burst of N pulses in a short time interval T Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

121 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

122 Ian Shelton (U.To) 10 astrograph Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

123 Piero Galeotti Vulcano

124 А McNaught Shelton Jones +6 Jones Discovery +8 Mont Blanc +10 Sk 69 o 202 Shelton Kamioka, IMB, Baksan Radio (21cм)? +12 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André h 2 h 52 m 7 h 36 m 9 h 22 m 15 h 54 m ut

125 Neutrini dalla SN 1987A Stella progenitrice Sanduleak Tipo spettrale B3 Ia, massa M O Osservazioni ν in 4 laboratori sotterranei Neutrini 2:52 UT 7:36 UT Ottico 1:55 UT, m V = 12 10:33 UT, m V = 6 E` stata fatta un'analisi di correlazione statistica utilizzando tutti i dati disponibili P.Galeotti Stelle 125

126 H=5200 m.w.e. 72 counters 6m 90 tons of СnH2n (n~9), 200 tons of Fe Fe (2 cm) 4.5 m 8m Piero Galeotti, University of TorinoFe (10 cm) Cosmic Ray School, Santo André

127 Neutrino 84, 11th Int. Conf.on Nutrino Physics and Astrophysics

128 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

129 Hirata et al. PR D 448 (1988) Piero Galeotti, Cosmic Ray School, Santo University of Torino André

130 Mont Blanc 5 pulses E > 5 MeV UT 2:52: ms Kamioka :35: min IMB :35: ms BST (2+5) 10 2:52:34 and 7:36:06 (+ 2s-54s) The main signal comes from electron antineutrinos: ν e p ne + followed by e + e _ annihilation producing 2 γ s, detectable in scintillator but not in water. The Mont Blanc signal (5.8 < E vis < 7.8 MeV) corresponds to 4.6 < E vis < 6.6 MeV in water, at the limit to be detected in Kamioka. Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

131 Kamiokande has a time error ± 1 minute Kamiokande time correction s IMB K Schramm and Truran (1990) Piero Galeotti, Cosmic Ray School, Santo University of Torino André

132 Kamioka - Mont Blanc correlations LSD Δt = 1.0 ms s + 60 s Kamioka Δt = 60 sec shift Piero Galeotti, University of Torino 132

133 N C = /7200 = 2.4 N O = 9 Mt. Blanc event time 1: U.T. Piero Galeotti, University of Torino Coincidence window Δt = s Bin width: 2 hours Coincidence time: 34 hours Kamioka time + 7 seconds Cosmic Ray School, Santo André

134 91 Mt. Blanc events 240 Baksan events

135 hours of 23 February Piero Galeotti, Cosmic Ray School, Santo University of Torino André

136 136

137 Neutrino interactions in iron ν e + 56 Fe 56 Co+e - ν, p ν, Fe Piero Galeotti, Cosmic Ray School, Santo University of Torino André

138 e e С n H 2n С n H 2n e С n H 2n Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

139 11 ν in 12 s Nh > 20 7 ν in 6 s Nh >

140 IMB E > 15 MeV No IMB E < 15 MeV Piero Galeotti, Cosmic Ray School, Santo University of Torino André

141 February 23, optical observations m v =12 m m v =6 m Geograv 2:52:35,4 LSD KII IMB 5 2 2:52:36,8 43,8 2:52: :36: :35:35 7:54: :35:41 47 BUST 1 2:52:34 6 7:36:06 21 Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

142 View from aside A rotating collapsar The Two-Stage Gravitational Collapse Model [Imshennik V.S., Space Sci Rev, 74, (1995)] 5 h later View from above Piero Galeotti, University of Torino Cosmic Ray School, Santo André

143 ECRS 2014 Kiel 143

144 Piero Galeotti, University of Torino 144

145 That s All Folks Piero Galeotti 145 Viaggio tra le meraviglie del cielo