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?