Física underground
de neutrinos, aula 1
Introdução,
oscilações, solares e
atmosféricos
José Maneira (LIP-Lisboa)José Maneira (LIP-Lisboa)Física Experimental (de Partículas)Física Experimental (de Partículas)Mestrado/Doutoramento em Física, FCULMestrado/Doutoramento em Física, FCULLIP – 13 de Dezembro de 2006LIP – 13 de Dezembro de 2006
Sumário
1. Introdução2. Oscilação de neutrinos3. As “brechas” na Física Clássica de
Neutrinos• O problema dos neutrinos solares• O problema dos neutrinos atmosféricos
4. Os resultados cruciais• Super-Kamiokande• SNO
5. Situação actual
1. Introdução
AstrophysicalAstrophysicalAcceleratorsAccelerators
Soon ?Soon ?
Nuclear ReactorsNuclear Reactors(power stations, (power stations,
ships)ships)
Particle AcceleratorParticle Accelerator
Earth’s AtmosphereEarth’s Atmosphere(Cosmic Rays)(Cosmic Rays)
SunSun
SupernovaeSupernovae(star collapse)(star collapse) SN 1987ASN 1987A
Earth’s CrustEarth’s Crust (Natural (Natural
Radioactivity)Radioactivity)
Big BangBig Bang(here 330 (here 330 /cm/cm33)) Indirect Indirect EvidenceEvidence
Sources of neutrinos
As grandes descobertas recentes
Os neutrinos têm massa!
Há mistura de sabor nos leptões!
Motivação Física de Partículas
• Primeira evidência de que o Modelo Standard está incompleto:
o Massa não nula, mistura de sabores• Há muito para saber sobre o neutrino:
o Massa absoluta, Dirac/Majorana, 13, fase de CP … Astrofísica, etc
• Enorme abundânciao 330 cm-3 no Universo, contra 0.0000005 protões cm-
3 o Na Terra, recebemos 4x1010 cm-2s-1 do Solo O nosso corpo emite 340 milhões por dia (40K)
• Papel fundamental no transporte de energia no Big Bang, em Supernovas e outros fenómenos “extremos”
Além disso, detectá-los é um grande desafio!!
Neutrinos no Modelo Standard
Há apenas L
Não há termos de massa
Acoplamentos ao W e Z
Três famílias -sabores- de leptões
Conservação do número leptónico de família
l-
lW-
l
Z0l
l = e,
Declínio nuclear beta
Porque precisamos de neutrinos?• Conservação de
energia no declínio
• Espectro contínuo implica 3 corpos no estado final
Massa tem que ser muito pequena:• “End-point” do
espectro muito perto do máximo
Limites actuais com trítio: M < 2.3 eV
ZA X
Z+1AY+e
e
Violação da Paridade Hipótese teórica de Lee & Yang
• +/- não são iguais no declínio beta
Experiência de Chien-Shiung Wu (“Madame Wu”) (1957)• observação do declínio beta
de núcleos polarizados de Cobalto-60
Crióstato
-> Temperatura aumenta
Taxa de
contagens
maior para
campo oposto
à direcção dos
electrões
Porquê três sabores?
Brookhaven, 1962• Feixe de • Detectam-se apenas
muões
• ≠ e
CERN-LEP, 1989 • Espectro da produção
de bosões Z0
• Largura indica 3 sabores de neutrinos
Traçado de 1 muão isolado
3. Oscilação de neutrinos
Oscilações de neutrinos Estados próprios de massa (propagação) ≠ estados
próprios de sabor (interacção fraca)• Relaccionam-se através da matriz de mistura (simplificada a
dois sabores) Os neutrinos são criados em estados próprios de sabor,
sem massa bem definida Para massas não nulas, os estados próprios de massa
ganham fases diferentes, pois a velocidade é diferente• Por isso, a composição de sabor muda ao longo da
trajectória Transformação de sabor
• Vista pelos detectores de e como um desaparecimento de neutrinos
Neutrino mixing NOT in Standard Model
IF neutrinos are massive:States with well definedmasses (mass matrix eigenstates):
Staes participating in weakinteractions: W
1 2 3 1
1 2 3 2
1 2 3 3
e e e
e
U U U
U U U
U U U
Leptonmixing:
e
e
1 2 3
e
Neutrino oscillation – 2 flavors
1
2
c os s in
s in c ose
2
1
changes during propagation, hencee
mass states:
1 2,m mmixing angle:
,e are defined as different proportions of 1 2 states
1 2 states have different masses different velocities
2)(
)(
2
22
1
2
11
22
2
21
1
p
mpit
tiE
p
mpit
tiE
eet
eet
Oscillation probability – 2 flavors
Probability of transition from a state to a state :
E– neutrino energy (in GeV)Ldistance from a neutrino source to detector (km)
oscillationparameters
experimentalconditions:
m mass (in eV) mixing angle
( )2
2 2
2 2 21 2w h e re
1 .2 7sin 2 sin
m
m LP
E
m m
D
D®
Matter effectsIncoherent scattering – typical mean free paths(depend on flavor, “simplified” energy dependence):
( )( )
mant le sE ar t h' t he inGeV/ Ekm10~)(
S un t he inM eV/ E10km10~)(
cor es st ar neut r on-pr ot o inM eV/ E100cm10~)(
9
210
2
E
E
E
It affects the neutrino phases in a flavor dependent way
G eV1 0~~/
~/:co h e ren t
~/:in co h e ren t
5cosc
co
22sc
EEGddP
nGdxd
nEGdxdP
F
F
F
Coherent forward scattering is enhanced by 2EGF
eeeF
eeF
eeF
nG
eeG
eeG
L
0
55
55
2
)1()1(2
)1()1(2
Mistura de sabor na matéria
Por correntes carregadas: só e
Por correntes neutras: todos• Mas termos iguais não contribuem para
diferenças de fase, por isso ignoram-se• Notar sinal – para antineutrinos
Propagação na matéria
Propagação na matéria
Equações têm a mesma forma do que no vácuo, mas com ângulo de mistura e valores próprios de massa diferentes e dependendentes da densidade
Carácter ressonante do ângulo de mistura Diz-se efeito Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein
Efeito MSW no Sol Para Ne grande, e~2
m
Na condição adiabática, fica sempre em 2
D ENGm eF222co s2
dr
NdEm eln
22co s2s in 2
2
D
•Resonance Condition:
•Adiabatic Condition:
r
mm2
m1
e
e
co reeN re s
eN
Flavor of neutrino state follows density change
Resonance layer: nR Ye = 20 g/cc RR= 0.24 Rsun
In the production point: sin2m
0 = 0.94 cos2 m
0 = 0.06
An example: E = 10 MeV
2m1m
Evolution of the eigenstate 2m
2m
Regeneration of the e flux
Oscillations in the matter of the Earth
Day - Night asymmetryVariations of signalduring nights (zenithangle dependence),Seasonal variations
Spectrum distortion
Parametric effects for the core crossing trajectories
core
mantle
22
Mixing of 3 flavors
1
2
3
e
U
For 3 flavors we need 3x3 matrix. In quark case the corresponding matrix is called CKM (Cabibo-Kobayashi-Maskava).For neutrinos sometimes the matrix is referred as:PMNS (Pontecorvo, Maki, Nakagawa, Sakata)
Mixing of 3 flavors
The mixing matrix can be written:
12 2313rotation by: rotation by: rotation by:
2323
2323
1313
1313
1212
1212
321
321
321
1
1
1 cs
sc
ces
esc
cs
sc
UUU
UUU
UUU
U
i
i
eee
PMNS
= CP phase
c os s ini j i j i j i jc s
Solar AtmosphericNot measured yet: small
2.1. O Problema dos Neutrinos Solares
Energy Production in Stars
pp chain
CNO cycle
Bethe 1939
Solar Neutrinos Bahcall, Davis 1964
Ingredientes do Modelo Solar
Observação
astronómica
Observação
astronómica+ Cte.
G
Medição
Indirectamente,
da composição de
meteoritos
Espectroscopia
Previsão do
modelo
Modelling stellar strcuture
Basic assumptions:• mass conservation• hydrostatic equilibrium
• equation of state (gas & radiation)
• energy transport (radiative & convective)
• energy production
p+p2H+e
e0 . 42 MeV p+e +p
2
e1. 44MeV
2H+p
35 . 49MeV
3He+
3He 2 p+12 .86MeV
3 71.59MeV
3He+p
e
7Be+e
7
e0 .8617MeV 7
Be+p8
0 .14MeV
7Li+p 17.35MeV 8
B8Be+e
e14 . 6MeV
8Be 3MeV
““pp” 99.75%pp” 99.75%
86%86% ““hep” 2.4*10hep” 2.4*10-5-5
““77BeBe”” 99.89% 99.89%
““pep” 0.25%pep” 0.25%
0.11%0.11%
14%14%
““88BB”” 0.11% 0.11%
A cadeia pp de fusão nuclear
Bahcall, Pinsonneault, PRL2004
Stonehill, Formaggio, Robertson, PRC2004
Standard Solar Models : BP04
Princípios das experiências radioquímicas
• Reacção de captura nuclear
• Concentração química• Contagem dos declínios
do núcleo N’
• 1 Solar Neutrino Unit [SNU] = 1 interaction per s each 1036 target atoms
N '+e
eN N 'e
Rate=N∑∫ E i E P e edE
E ~10−46 cm2 ; i~6×1010 cm−2 s−1
Expected Signal (BP04 + N14) 8.2 SNU +1.8
–1.8 1
37Cl(e,e)37Ar (Ethr = 813 keV) Kshell EC = 50.5 d
37Cl + 2.82 keV (Auger e-, X)
O Pioneiro: Experiência do Cloro
615 ton C2Cl4
30 anos de estatística…
Método sugerido em 1946 por Bruno Pontecorvo
Demonstrou que ≠ Desde 1964-1994! Prémio Nobel 2002 Ray
Davis
R = 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNUR = 2.56 ± 0.16 ± 0.16 SNU
= 2.56 ± 0.23= 2.56 ± 0.23
127 SNU +12 –10 1
Expected Signal (BP04 + N14)
As Experiências do Gálio
Principal vantagem: Limiar de energia mais baixo permite detectar neutrinos pp
Duas experiência nos anos 90:• GALLEX (Gran Sasso, Itália)• SAGE (Rússia)
Eficiência calibrada com fonte muito intensa de 51Cr
R = 68.1 ± 3.75 (5.5%)SNUR = 68.1 ± 3.75 (5.5%)SNU
71Ga(e,e)71Ge (Ethr = 233 keV)K,L shell EC = 16.5 d
71Ga + 10 keV, 1 keV (Auger e-, X)
O detector Super-Kamiokande
Detector Cherenkov de água • 50,000 ton de (22,500 ton
fiducial)
• 11496 PMTs de φ=50 cm
39m
42m
50cm20cm
ν
Partículacarregad
a
cos1
Cone deCherenkov
Cherenkov radiationBoat moves throughwater faster than wavespeed.
Bow wave
Aircraft moves throughair faster than speed ofsound.
Sonic boom
Particle moves throughtransparent media fasterthan speed of light in thatmedia.Cherenkov radiation Cone of
light
Neutrinos solares
• Ruído de fundo uniforme• Distribuição angular da
dispersão elástica neutrino-electrão
Small mixing angle (SMA)
Large mixing angle (LMA)
Vacuum oscillatio
n
O problema dos neutrinos solares antes de SNO
2.2. O Problema dos neutrinos atmosféricos
Cosmic Ray
, K
e e
μ
Neutrinos from the other side of the Earth.
e
Produção de neutrinos atmosféricos
Flu
x ×
E2
E(GeV)
Measured cosmic ray proton flux
Total flux
Sabor dos neutrinos atmosféricos• baixas energias: muão
“tem tempo” para decair, /e~2
• altas energias: muão atinge superfície terrestre antes de decair /e > 2
, K
e
e
μ
(+ )/(e+ e)
Características dos neutrinos atmosféricos
3000ton water
Cherenkov detector
electronics
Water purification
system
Kamiokande (1983-1996)
Na mina Kamioka (1 km de montanha)
NDE (Nucleon Decay Experiment)
Inside of Kamiokande
1983 (Kamiokande construction)
144.085-like ( ~ CC )
88.593e-like ( ~ CC e)
MC prediction
Data
“We are unable to explain the data as
the result of systematic detector effects
or uncertainties in the atmospheric
neutrino fluxes. Some as-yet-
unaccoundted-for physics such as
neutrino oscillations might explain the
data.” Phys.Lett.B 205 (1988) 416.
Esperava-se uma razão /e ~2,
Observou-se /e~1• Durante bastante
tempo especulou-se sobre erros nos modelos de fluxos de raios cósmicos
Era necessário obter mais dados...
Primeiros indícios (1988)
Atmospheric neutrinos and neutrino oscillations
Cosmic ray p, He, ……
Cosmic ray p, He,
……
Super-K
νμ→ντ oscillation
Detect down-going and up-
going ν
Atmosphere
Down-going
Up-going
4.2. Super-Kamiokande
SuperKamiokandeElectronics hutLINAC
Control room
Water and air purification system
SK
2km3km
1km(2700mwe)
50 kton waterfid. vol. 22.5 kton
39.3m
41.4m
Inner Detector Outer Detector1885 of 8 inch PMTs (SK-III)
Atotsuentrance
AtotsuMozumi
Ikeno-yamaKamioka-cho, Gifu
+ e- ® + e-
(for solar neutrinos)
Sensitive to e(()e-)=~0.15×(ee-)
Timing Vertex position
Ring pattern direction
Number of hit PMTs Energy (calibration
with LINAC and 16N)
Super-Kamiokande detector under construction
Summer 1995
SuperK data taking phases
SK-I (1996-2001)
•Photo coverage 40%
Feb-1996 Aug-2002 Apr-2006
SK-III (2006-)
•Photo coverage 40%
SK-II (2002-2005)
•Photo coverage 19%
Eν(GeV)
Quasi-elastic
1 productionDeep inelastic
CC total
lepton
N N’
Quasi-elastic lepton
N N*
N’
1 production
lepton
N N’
Deep inelastic
Interacções de neutrinos
Fully Contained (FC)
Partially Contained (PC)
Through-going
Stopping
Tipos de eventos
FC(fully
contained)
・ Both CC e and (+NC)
Need particle identification to separate e and 12000 events
Single Cherenkov ring electron-like event
Single Cherenkov ring muon-like event
Color: timing
Size: pulse height
Outer detector (no signal)
Eventos “Fully-Contained”
(onl
y) 1
0m
Particle ID Experiência dedicada em
KEK Calibração do parâmetro
de identificação de cones Cherenkov
PC (partially contained)
・ 97% CC
・ 900 events
Signal in the outer detector
Eventos “Partially Contained”
Upward going
muon
ν
・ almost pure CC
・ 1800 throught muons
・ 400 stopping muons
Upward
stopping muon
Upward
through-
going muon
Eventos “Partially Contained”
(CC samples)
(CC sample)
Lepton momentum (GeV/c)
leptonNucleon
(MN=
1GeV/c2)
Resolução angular
Super-K atmospheric neutrino data
1489day FC+PC data +
1646day upward going
muon data
CC e CC
Up-going down-going
Atmospheric neutrinos and neutrino oscillations
Cosmic ray p, He, ……
Cosmic ray p, He,
……
Super-K
νμ→ντ oscillation
Detect down-going and up-
going ν
Atmosphere
Down-going
Up-going
90% C.L. region
sin22> 0.92
Dm2=(1.5 – 3.4)×10-3eV2
Mixing angle is consistent
with full mixing
Up-going down-going
Oscilações
oscillation
decoherence
decay
Further evidence for oscillations Strong constraint on oscillation parameters, especially Dm2
-like multi-GeV
+ PC
Should observe this dip!
Análise L/E (1/3)
Selection criteria
Following events are not used:★horizontally going events★low energy events
Select events with
high L/E resolution
(D(L/E) < 70%)
FC single-ring -like
Full
oscillation
1/2 oscillation
D(L/E)=70%
2121 FC -like and
605 PC
MC (no osc.)
1489 days FC+PC
Evidence for oscillatory signature
Mostly down-going
Mostly up-going Osc.
Decay Decoh.
Decay and decoherence disfavored at 3.4 and 3.8 levels, respectively.
Distribuição L/E
Allowed neutrino oscillation parameters
2min=37.9/40 d.o.f
@ Dm2=2.4x10-3,sin22=1.00(sin22=1.02, 2
min=37.8/40 d.o.f)
1.9x10-3 < Dm232 < 3.0x10-3 eV2
0.90 < sin2223 (90% C.L.)
Stronger constraint on Dm2
Consistent with that of the standard zenith angle analysis
5. Resumo
3
2
1
Atmospheric neutrinos Long baseline exp.
Solar neutrinos Reactor exp.
Reactor exp.
Long baseline
small
Dm232 23
small
m
ass
e
Dm122
・・・ 12
Dm132
13 ・・・・
(normal mass hierarchy assumed)
1
23
4
Massas e ângulos de mistura
Consistência com observações
• Resultados de neutrinos solares e atmosféricos são facilmente integrados num cenário de oscilações a três sabores
A matriz de mistura
13 = ? (fase CP) = ? majorana?
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