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Il Problema dei neutrini solari
Dall’esperimento di Homestake fino a SNO e KamLAND
Nicola Casali
1)SSM (Solar Standard Model)2)Homestake3)Gallex – GNO4)Kamiokande e Super Kamiokande5)Massa e Oscillazione dei neutrini6)SNO7)KamLAND
1
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L’idea dello studio dei neutrini solari nasce soprattutto come esigenza diverificare lo SSM .Note le altre caratteristiche solari ( luminosità, temperatura, etc) è possibileprevedere esattamente il flusso a terra di neutrini elettronici.
1210105.6 −−×≈Φ scmTOTeν
2
Standard Solar Model (SSM)
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B. Pontecorvo propose nel 1951 di sfruttare laseguente reazione per rivelare i neutrini emessi dalsole:
La soglia per questa reazione è di 0.813 MeV↓
L’esperimento è sensibile in prevalenza ai neutrinisolari derivanti dalla catena p‐p III prodotti dal:
Queste premesse danno il via all’esperimentocondotto da R. Davis nella miniera di Homestake.
−+→+ eArCle3737ν
eeHeHeB ν+++→ +448
3
L’Idea
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1° Esperimento radiochimico per la rivelazione deineutrini solari (Homestake 1964 – 1997)
24210)04.014.1( cm−×±
SNU 110(Hz) Eventi 368
→≈×Φ= −σνBe
4
La sezione d’urto del processo è molto bassa:
Si deve guadagnare sulle dimensione delrivelatore poiché la frequenza di interazioneteorica è altrettanto bassa!
Con una vasca di grande volume (378000 l)riempita con tetracloroetilene si potevanoottenere circa da 4 a 11 eventi di interazione algiorno.L’Argon radioattivo prodotto nell’interazionetra cloro e neutrini viene estratto dal bersaglio,con un procedimento chimico, e contato grazieal suo decadimento.
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Risultato dell’esperimento e possibili interpretazioni
Il flusso dei neutrini solari era solamente 1/3 di quello aspettato:
rispetto aiprevisti nel SSM.
Le tre possibili spiegazioni:
1) Il SSM è errato2) L’esperimento di Homestake è errato3) I neutrini possiedono una massa ed oscillano noi loro tre possibili stati disapore leptonico
sec)] (atomicatturati/ neutrini 10SNU [1 SNU 0.16)(2,56 -36=±SNU )1.1(7.6±
31
≅Φ
Φ
teo
spe
5
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Ancora esperimenti radiochimici: GALLEX e GNO(Gran Sasso 1991 – 2003)
Entrambi questi esperimenti sfruttano la reazione:
La differenza sostanziale rispetto al precedente esperimento è la soglia dellareazione: questa volta è 0.233 MeV → sono sensibile anche ai neutriniprovenienti dalle reazioni primarie del ciclo p‐p.
↓sono sensibile a molti più eventi!
Il rivelatore consiste in 100 tonnellate di soluzione acquosa in cui sono disciolticirca 30 tonnellate di Gallio.
I risultati: →da confrontare con unvalore teorico di
−+→+ eGeGae7171ν
6
SNU )7,36,67( ±
SNU )7128( ±
21
≅Φ
Φ
teo
spe
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Evoluzione degli esperimenti
Da esperimenti radiochimici, che misurano il flusso medio su tempi dell’ordine delmese, si passa ad esperimenti detti in tempo reale, i quali rivelano il singoloevento di interazione istantaneamente.Questo grazie alla luce Cherenkov emessa da particelle veloci prodottenell’interazione dei neutrini con la materia.Ad esempio:
(Kamiokande, Super Kamiokande)
I vantaggi di questo tipo di esperimenti sono molteplici:1)La reazione è accessibili a tutti i neutrini2)La direzione di scattering dell’elettrone è fortemente dipendente da quella delneutrino iniziale
S) (E ⇒+→+ −− ee νν
τμννν e
GeVEcm
GeVEcme
/1018.0),(
/1093.0)(241
241
ντμ
ν
ννσ
νσ−
−
×=
×=
7
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Kamiokande & SuperKamiokande (1983 – OGGI)Un grande vasca cilindrica ([D=16.5 m, h=16m] K; [D=39.3m, h=41,4m] SK)riempita con acqua pura; la superficie interna ricoperta con (1000 K; 11000 SK)fotomoltiplicatori di 50 cm di diametro. La soglia per l’emissione di luce C in acquaè di 75.0=β
8
La rivelazione di un evento è associata allarivelazione del caratteristico “ring” emessodalla radiazione Cherenkov.Dal ring si può inoltre risalire alla direzionedell’elettrone diffuso, noto il tempo di arrivodei fotoni sui fotomoltiplicatori.
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L’energia di soglia per registrare un evento venne fissata a 9.3 MeV abbassatapoi a 7 MeV, per diventare infine 5 MeV ne SK.Con tali condizioni l’esperimento è sensibile solo ai neutrini provenienti dallareazioneI risultati:
K
SK
Nel frattempo lo SSM era stato riverificato e non sembrava essere sbagliato;allo stesso tempo più esperimenti in tutto il mondo confermavano il deficit dineutrini solari
B8
( )( ) 126
126
sec1002.035.2)(
sec1019.080.2)(−−
−−
×±=Φ
×±=Φ
cm
cm
e
e
ν
ν
21
≅Φ
Φ
teo
spe
9
Risultati riguardo il flusso di neutrini solari per K & S K
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L’ipotesi di neutrini con massa e la possibilità di oscillazione
In analogia a ciò che accade nel settore dei quark, si può pensare che gliautostati di flavor delle interazione deboli, siano una combinazionelineare degli autostati di massa che descrivono la propagazione fisicadel neutrino; questi differenti autostati sono legati dalla seguente matrice U:
Per adesso poniamoci nel caso semplici di due autostati di massa e di flavor.
∑ ⋅≡i
iiU νν αα ,
τμ ννν ,,e
321 ,, ννν
10
⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛•⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛−
=⎟⎟⎠
⎞⎜⎜⎝
⎛
2
1
cossinsincos
νν
ϑϑϑϑ
νν
μ
e
0per t sincos 21 =⇒+= νϑνϑν e
( ) 21 sincos 21 νϑνϑν tiEtiEe eet −− +=
( ) ( ) ( ) ( )ELMtP ee 4/sin2sin 2222Δ==→ ϑνννν μμ
( ) ( )( ) ( )μμ
μμ
νννν
νννν
→=→
→=→
ee
ee
PPPP
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SNO (Sudbury Neutrino Observatory 1999 ‐ 2006)
E' un esperimento in tempo reale: il rivelatorecontiene 1000 T di acqua pesante , con unasuperficie ricoperta da 10000 fototubi.Tre reazioni possono essere osservate con il deuterio:
SNO può dare una misura diretta del flusso solare dineutrini indipendentemente dal loro flavor e quindiindipendentemente dalle loro oscillazioni!
OD2
elastico) g(scatterin C N
C C
⇒+→+
⇒++→+⇒++→+
−−
−
eenpd
eppde
νν
ννν
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Risultati (eventi osservati per ogni reazione)
27273 elastico) g(scatterin 177717 C N
1741833 C C
±→⇒+→+
±→⇒++→+±→⇒++→+
−−
−
eenpd
eppde
νν
ννν
( )( )( ) syststatNC
syststatES
syststatCC
46.043.0
44.043.0
12.012.0
24.023.0
09.009.0
06.005.0
09.5
39.2
76.1
+−
+−
+−
+−
+−
+−
=Φ
=Φ
=Φ
( ) ( )( ) ( ) ( )CCNC
CCe
Φ−Φ=ΦΦ=Φ
τμ ννν
,
Conclusioni1) 2/3 dei raggiungono la terra
come e/o
2) Il flusso totale di neutrini è in accordo con il SSM
eνμν τν
12
( ) ( ) 029.0031.0023.034.0 +
−±=ΦΦ= NCCCRee
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Verifica oscillazione dei neutriniCome si possono verificare le oscillazioni deineutrini solari ad un reattore?
↓ ↓
In presenza di materia la formula dioscillazione si complica (Teoria MSW).Se le oscillazioni dei neutrini avvengono sudistanze dell’ordine di 1 U.A. un esperimentoai reattori non vedrebbe nulla!Con i risultati di SNO però si afferma, quellache viene chiamata, teoria del Large MixingAngle (LMA) e di conseguenza un chefissava le scale di L/E ad un valore tipico degliesperimenti ai reattori. Quindi se LMA è vera,questi esperimenti, devono misurare leoscillazioni dei neutrini!
MeV qualche Km di milioni 150
≈≈−
eED ST
ν MeV qualche Km 150Reattore
≈≈
eED
ν
MΔ
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L’interazione viene rivelata tramite unacoincidenza tra il segnale del positrone e ilsegnale ritardato dovuto all’emissione di unraggio , conseguenza della cattura del neutrone.Si può risalire all’energia del neutrinoconsiderando l’impulso del neutronetrascurabile, secondo la relazione:
nepe +→+ +ν
γ
( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) MeV 8.1−=−−+=+ee EemnmpmEeT νν
Neutrini da Reattore
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Gli esperimenti ai reattori osservano la seguentereazione:
Il rivelatore consiste in una vasca contenente unoscintillatore liquido circondato dafotomoltiplicatori.
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Il primo esperimento con reattori agrande distanza: 53 potenti reattoriintorno a KamLAND ad una distanzamedia di 150 Km;il rivelatore consiste in 1000 T discintillatore puro circondato da 1879fotomoltiplicatori; il tutto sospeso in olionon scintillante.La probabilità di sopravvivenzadel è:
La conferma ai reattori: KamLAND (2002 – 2004)
( ) ( )( ) ( )ELM
PP eee
/27.1sin2sin1
1222 Δ−=
=→−=→
ϑ
νννν μ
Noto il flusso di neutrini alla sorgente; misurato quello a KamLAND, si ha unamisura diretta della probabilità di sopravvivenza e quindi dei parametri dioscillazione:
MΔ & ϑ
eν
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( ) syststatP ee 047.0044.0658.0 ±±=→νν
Risultati
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Conclusioni
I neutrini possiedono una massa ed oscillano nei loro autostati di flavor.Riassumendo e comparando tutti gli esperimenti precedentemente descritti sipuò arrivare a questa conoscenza dei parametri di oscillazione per i neutrinisolari:
( )
°≅=
×=Δ+−
−+−
3447.0tan
eV 1059.706.005.0
2
2521.021.0
2
ϑϑ
M
17