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Alexis A. Aguilar Arévalo "Física de Neutrinos" VIII Escuela de Física Fundamental Hermosillo, Sonora, 59 Agosto, 2013
Física de Neutrinos
Alexis A. Aguilar Arévalo ICNUNAM
VIII Escuela de Física Fundamental,Departamento de Física, Universidad de Sonora
Hermosillo, Sonora, 59 de agosto de 2013
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Alexis A. Aguilar Arévalo "Física de Neutrinos" VIII Escuela de Física Fundamental Hermosillo, Sonora, 59 Agosto, 2013
Clase V
Escala absoluta de masa de los neutrinosMediciones directas y cosmología
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Escala absoluta de masa de los neutrinos
Esquema Normal
Esquema Invertido
En ambos casos, quasidegenerados si:
mi
1
2
3
mi
1
2
3
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Decaimiento beta del Tritio
En el decaimiento del tritio:
Si el tiene masa, el espectro de energías de los electrones emitidos es:
Plot de Kurie:
Mezcla de neutrinos suma incoherente de tazas de decaimiento:
Los experimentos buscan distorsiones en lacola del plot de Kurie.
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Decaimiento beta del Tritio (cont.)
Un experimento no es sensible a las masas individuales si:
la masa efectivaEn este caso
Mainz & Troitsk[Weinheimer, hepex/0210050]
El mejor límite a la fecha proviene de la medición:
95% C.L.: área debajo de 1.64
Futuro: Exp. KATRIN: sensibilidad a[hepex/0309007]
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Decaimiento beta del Tritio (cont.)
FUTURO: Si Jerarquía Normal
Caso Cuasidegenerado:
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Decaimiento beta doble
Permitido cuando el decaimiento usual está prohibido cinemáticamente.
1) neutrinos con masa 0 2) neutrinos de Majorana (L0)
Proceso sin neutrinos
Proceso normal
requiere:
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Decaimiento beta doble sin neutrinos ()Decaimiento doble con neutrinos Decaimiento doble sin neutrinos
Proceso de 2o ordenen el Modelo Estándar
Masa eff. de Majorana:
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Masa efectiva de Majorana
es compleja posibles cancelaciones.
Im( )
Re( )
Im( )
Re( )
puede resultar menor que la masa del neutrino más ligero.
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Decaimiento beta doble sin neutrinos (cont.)
FUTURO: Si Jerarquía Normal
J.F. Wilkerson, NuMass 2013
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Decaimiento beta doble sin neutrinos, límites experimentales
CUORICINO (130 Te) [arXiv:1012:3266]
HeidelbergMoscow (76 Ge) [EPJA 12, 147 (2001)]
IGEX (76 Ge) [PRD 65, 092007 (2002)]
NEMO3 (100 Mo) [PRL 95, 182302 (2005)]
Experimentos futuros:COBRA, XMASS, CAMEO, CANDLES
|m|~ 101 eV
EXO, MOON, SuperNEMO, CUORE, Majorana, GEM, GERDA|m|~ 102 eV
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Decaimiento beta doble sin neutrinos, ¿señal positiva?
[KlapdorKleingrothaus et al. Mod. Phys.Lett. A 16, 2409 (2001)][KlapdorKleingrothaus et al. Mod.Phys.Lett. A 21, 1547 (2006)]
Controversial. En conflicto con otras observaciones.
Experimento HeidelbergMoscow (76 Ge) en Gran Sasso (19902003)/
Presenta evidencia positiva de señal a nivel de 6.5
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Decaimiento beta doble sin neutrinos, límites experimentales
O. Cremonesi, EPS HEP 2013
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Decaimiento beta doble sin neutrinos (cont.)J.F. Wilkerson, NuMass 2013
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Límites cosmológicos
Dando origen al fondo cósmico de neutrinos (reliquia) con temperatura actual
Neutrinos en equilibrio con plasma primigenio a través de interacciones débiles:
Se desacoplan del plasma a la temperatura
y densidad
Los neutrinos masivos contribuyen a la densidad del universo con:
[Fondo de radiación de microondas (CMB): ]
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Constricciones cosmológicasSupernovas tipo Ia
CMB
Estructura a gran escala (LSS)Lymann Forest
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Para tipos de neutrinos, la densidad de energía es:
Estos contribuyen con grados de libertad relativistas efectivos (al momento del desacople del CMB) a la densidad de radiación actual:
El Modelo Estándar predice .
Un valor de indicaría una nueva fuente de radiación oscura.
Ec. Friedmann 0 si
(3 + correcciones)[Mangano et al, 2002]
Grados de libertad relativistas en el universo temprano
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Grados de libertad relativistas en el universo temprano
Observaciones cosmológicas (eg. CMB) imponen constricciones en
WMAP 9
ACTSPT
Curve: Flat CDM model
WMAP 9:
ACT:
SPT:[Di Valentino et al. astroph/1301.7343 (2013)]
[Sievers et al. astroph/1301.0824 (2013)]
[Hinshaw et al. astroph/1212.5226 (2013)]
Neutrinos reliquia existen! excluido a .
Datos recientes del Satélite Planck (Mar 2013)
¿Indicación de neutrino adicional?
1 neutrino adicional permitido a ~2
[Planck Collab. astroph/1303.5076 (2013)]
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Espectro de potencias de fluctuaciones de densidad
[Tegmark hepph/0503257]
Línea sólida: Modelo CDM plano
Línea a guiones:
Materia oscura caliente: dificultala formación de galaxias en el universo temprano.
Puede imponer fuertes restriccionessobre la masa de los neutrinos.
Límites dependen de los modelos y delos datos escogidos.
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Límites de observaciones cosmológicas
Límites a la masa de los neutrinos depende fuertemente de los modelosy de los conjuntos de datos usados.
[Fogli et al. Phys. Rev. D 78, 033010 (2008)]
[Planck Collab. astroph/1303.5076 (2013)]
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Límites de observaciones cosmológicas C. Giuntu, EUROnu 2011
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Límites de observaciones cosmológicas (cont.)
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Nucleosíntesis primordialNucleosíntesis primordial puede constreñir :
Mayor mayor taza de expansión del Universo reacciones npe se desacoplan antes mayor cantidad de neutrones que formarán 4He
mayor abundancia de 4He primordial.[Planck Collab. astroph/1303.5076 (2013)]
¿4 's a 2b: densidad de bariones
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Resumen● Conocimos algunos experimentos actuales de neutrinos:
● Solares: SNO+, Borexino● Atmosféricos: SuperKamiokande, MINOS● Reactores: Double Chooz, Daya Bay, RENO● Aceleradores: MINOS, OPERA, T2K● Telescopios: ANTARES, IceCube
● Observaciones de todos estos experimentos consistentes con el esquema de oscilaciones de 3 sabores de 's. Fenómeno bien establecido.
● Existen algunas anomalías que están en proceso de investigarse y que podrían indicar la existencia de nuevas especies de neutrinos (estériles).
● Rayos cósmicos ultraenergéticos (E>1020 eV) deberían dar origen a 's de muy alta energía (GRB's, AGN's, etc), pero telescopios aún no los observan.
➔Mecanismos de aceleración de rayos cósmicos deben ser revisados?
● Muchos otros experimentos existen, otros están en construcción o en planeación para investigar a fondo las propiedades de los neutrinos.
● ¡Son tiempos muy emocionantes para aprender sobre los neutrinos!
