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

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)

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

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.

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

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

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

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.

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

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

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

11

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

13

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

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.

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

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