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Fisica del neutrino (con massa) Eligio Lisi INFN, Sezione di Bari Dip. di Fisica & INFN, Milano Bicocca 14 Marzo 2007 1
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Fisica del neutrino (con massa)

Eligio LisiINFN, Sezione di Bari

Dip. di Fisica & INFN, Milano Bicocca 14 Marzo 2007

1

Schema:

Un po di storia Le oscillazioni di neutrino Le masse assolute Conclusioni

2

3

Il neutrino () nasce nel 1930 come rimedio disperatodi Wolfgang Pauli per spiegare lo spettro continuo dei raggi

Prime propriet cinematiche: spin 1/2, massa piccola, carica nulla

4

Viene battezzato nel 1933-34 da Enrico Fermi, che necaratterizza le prime propriet dinamiche (interazioni deboli)

e

n p

GF (costante di Fermi)

5

Oltre 70 anni di ricerche hanno permesso di scoprire molte altrepropriet del neutrino. Per esempio, che si manifesta in tre sapori

e che linterazione di Fermi mediata da un bosone vettoriale W,con una controparte neutra, il bosone Z

Corrente carica (q=1)

Corrente neutra (q=0)

6

Nonostante i molti progressi, solo recentemente si cominciato a dare(o intravedere) una risposta ad alcune domande fondamentali poste nelsecolo scorso:

Quanto piccola la massa del neutrino ?(Pauli, Fermi, anni 30)

Pu un neutrino trasformarsi nella sua antiparticella?(Majorana, anni 30)

Neutrini di sapore diverso si trasformano (oscillano) luno nellaltro?(Pontecorvo, Maki-Nakagawa-Sakata, anni 60)

In particolare, come vedremo, possiamo dare una risposta positiva emolto articolata alla terza domanda.

7

Nell ultimo decennio, linteresse per queste (ed altre) domande stato enorme, sia dal punto di vista teorico-fenomenologico che sperimentale ( solari, atmosferici, da acceleratore, reattore, supernova, )

O(104) articoli con neutrino(s) nel titolo (database: SLAC-SPIRES)

Chiara evidenza di oscillazioni di neutrini atmosferici

Chiara evidenza di oscillazioni di neutrini solari (e da reattore). Nobel: Davis e Koshiba

( preprint/year, from SPIRES)

N.B.: questa vasta letteratura ben organizzata nel sito Neutrino Unbound, www.nu.to.infn.it

8

Le oscillazioni di sapore dei neutrini

A due anni dal centenario dellannus mirabilis (1905-2005), non possiamo che partire da una celebre equazione

ovvero, per p0:

9

La nostra esperienza quotidianasi svolge nel limite

mentre per il neutrino il limiteappropriato

Differenza di energia fra dueneutrini i e j di masse mi e mjin uno stesso fascio

Pontecorvo: neutrini conmasse definite (i e j)possono non avere saporidefiniti ( e ), p. es.

10

Analogia con esperimento di interferenza con due fenditure

Questo il caso pi semplice possibile (due neutrini coinvolti su tre, effetti di interazione trascurabili). E sorprendente che proprio

questo caso si realizzi in natura - con buona approssimazione - nellafenomenologia dei neutrini atmosferici, ove la semplice formula per P

spiega i dati su ~7 ordini di grandezza in L/E nell esperimento Super-Kamiokande (come pure in MACRO e Soudan2).

(Oscillazioneperiodica di sapore)

11

Super-Kamiokande

Eventi indotti da e: ~ come previstoEventi indotti da : deficit dal basso

Oscillazioni e? No (o secondarie)Oscillazioni ? Si (dominanti)

12

39m

41.4

m

Dettaglio: Super-KamiokandeSGe MGe SGMGUSUT

Sub-GeV electrons Multi-GeV electrons Sub-GeV muonsMulti-GeV muonsUpward Stopping muonsUpward Through-going muons

elettroni ~OK

no osc.

up down deficit di mu dal basso

Si ottengono forti limiti sui parametridi massa e mescolamento (m2, ).Valore di mixing preferito ~/4 :molto maggiore che nel caso dei quark

13

Nessuna Oscillazione Mediata

Il primo semiperiodo di oscillazione risulta visibile con alta statistica inuna analisi dedicata (Super-Kamiokande). La scarsa risoluzione in L/E non permettedi vederne il seguito (oscillazioni mediate)

14

Test di laboratorio con da acceleratori: esperimenti a lunga base (1)

Questi risultati convergono verso: sparizione del sapore muonicoe non-apparizione del sapore elettronico, cioe oscillazioni

Ma manca ancora un tassello del puzzle osservazione diretta di apparizione di in un fascio di !

Minos K2K

15

Esperimento OPERA su fascio CERN-Gran Sasso (CNGS): dedicatoalla rivelazione diretta di tau. Risultati attesi nei prossimi ~5 anni.

Simulated tau event:

Test di laboratorio con da acceleratori: esperimenti a lunga base (2)

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Il sole visto coi neutrini (SK)

Orbita terrestre da solari (SK)

Neutrini (e) solari

17

Davis & Bahcall Gallex/GNO

Il deficit di neutrini solari: 50 anni di ricerche

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Importante differenza fra oscillazioni di neutrini solari (e,)ed atmosferici (~ ): i e hanno anche interazioni di CC con lamateria che attraversano, la quale contiene e- ma non - e -)

Differenza di energie di interazione:

[Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (MSW), anni 70-80]Inoltre (ovviamente): diversi parametri di oscillazione per neutrini solari e atmosferici

Straordinaria riduzione dellospazio dei parametri (m2,12) negli anni 2001-2003(notare scale da log a lineari)

Cl+Ga+SK (2001)

+SNO-I (2001-2002)

+KamLAND-I (2002)

+SNO-II (2003)

Prova diretta di e,in SNO dal confronto di

19

(+ conferma del modello solare)

20

Sudbury Neutrino Observatory:

1000 tonnellate di acqua pesante

(disponibili solo in Canada, per una serie di eventi e circostanze fortunate che hanno origine nelle ricerche nuclearifrancesi durante la II guerra mondiale)

quindi:

SNO, 2002: CC/NC ~ 1/3 Evidenza di cambiamento di sapore indipendente da modelli

21

KamLAND: 1000 tonnellate di oliominerale, circondato da reattori nucleari(L~100-200 km, E~ alcuni MeV)

2002:

22

1905: annus mirabilis per la fisica in generale2002: annus mirabilis per la fisica dei neutrini solari

Nobel 2002

nel 2004: ununica soluzione nettamente identificata (Large Mixing Angle)

+ evidenza per un semiperiodo di oscillazione in KamLAND

Cosa possiamo dire sulleffetto MSW?

23

24

Esercizio: (1) Variamo il potenziale MSW a mano, V(x) aMSWV(x)

(2) Analizziamo tutti i dati e controlliamo se aMSW~1

( un modo di misurareGF attraverso oscillazionidi neutrini solari )

Risultato: aMSW~1 confermato entro un fattore ~2, mentre aMSW~0 escluso

Evidenza per effetto MSW nella materia solare

25

Verso una fisica dei neutrini di precisione .

Solar neutrino analysis LEP EWWG analysis

26

Ricapitolando: i neutrini si mescolano e oscillano,con (almeno) due diverse frequenze. Textbook plots:

Super-K KamLAND

m2-driven oscillations (~2.5 x 10-3 eV2)

m2-driven oscillations (~8.0 x 10-5 eV2)

Questi risultati implicano (almeno) 3 differenti masse di neutrini

Il caso generale: 3

Mescolamento dei sapori:

Convenzione sulle rotazioni di Eulero (di cui una complessa):

analoga al caso dei quark, ma con angoli molto diversi:

Solo se s2130 si puo sperare di scoprire una fase di violaz.CP) (sacro graal di futuri esperimenti di oscillazione, come le -factory)

27

28

Tutti gli esperimenti preferiscono 13 piccolo o nullo(specialmente lesperimento CHOOZ con neutrini da reattore)

consistenza non banale in 3 , ma rende difficile future ricerche

CHOOZ exclusion plot

m2(eV2)

sin2(213)

CHOOZ: Per m2 circa 2.5x10-3 eV2, pone limiti superiori su 13

(corroborati da dipendenza subdominante da 13 in altriesperimenti)

29

Sommario 3, con una figura e una cifra significativasufficiente per molti scopi! (sapori = ee ):

+m2

m2m221

3

3

-m2

Scala ass. Gerarchia Normale O Gerarchia Inversa Diff. di massa2

30

Ulteriori cifre significative

*hep-ph/0608060, to appear in PRD (2007)

La determinazione di sin213=e|32 forse il problema pi urgente, con implicazioni per le determinazioni di CP e gerarchia.

Stato dellarte: Risultati dellanalisi globale di oscillazioni con neutrini solari, atmosferici, da acceleratore, reattore, aggiornati al 2007*, in termini di intervalli permessi a 2 (=95% C.L.):

La spada di Damocle dello scenario a 3: LSND

Abbiamo finora nascosto una osservazione incompatibile con 3:Il controverso segnale in LSND (Liquid Scintillator Neutrino Detector) M2~O(eV2) con piccolo mescolamento?

Le soluzioni inventate finora(nuovi neutrini sterili, nuoveinterazioni o proprieta), oltread essere piuttosto ad hoc,sono in scarso accordo con glialtri risultati acquisiti

Ma se lesperim. MiniBooneconfermasse LSND (dati attesientro ~un mese), molte dellecose dette finora andrebberoprofondamente riesaminate Sarebbe molto divertente!

31

Altri problemi aperti: masse assolute e neutrini di Majorana

32

33

Masse assolute dei neutrini: 3 strumenti

(1) Decadimento beta (classico test cinematico):Massima energia beta dipende dalla massa del neutrino

Evoluzione: da esperimenti table top

Tiny effect ->

34

ad enormi spettrometri magnetici

Katrin

35

Con buona approssimazione, la parte finale dello spettro di decadimento beta sensibile ad una combinazione di masse al quadrato (pesate dal contenuto di

sapore elettronico) detta massa effettiva del neutrino elettronico m:

Limiti attuali (Mainz+Troitsk): m< ~2 eV

N.B.: Essendo piccole le differenze di massa, ogni massa deve essere < 2 eV (e questa lunica vera certezza attuale sulle masse assolute dei neutrini)

Sensibilit futura (Katrin): m ~ 0.3 eV

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(2) Cosmologia di precisione (uno strumento moderno) :

m = 0 eV m = 1 eV

m = 7 eV m = 4 eV

Neutrini relici: relativistici aldisaccoppiamento (TD>m) sono oranonrelativistici (T0

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Cosmologia: Limiti sulla somma delle masse dei neutrini dadiversi insiemi di dati (assumendo il modello piatto CDM):

Caso 1: prudente (assume solo dati da WMAP 3y)Caso 7: aggressivo (assume tutti i dati disponibili)

Limiti superiori: vanno da ~2 a ~0.2 eV (95% C.L.), ma non esiste ancora un limite condiviso in questo campo.

38

(3) Doppio decadimento beta senza neutrini: (A,Z)->(A,Z+2)+2e

Pu aver luogo solo con un neutrino massivo e identico al suo antineutrino (neutrino di Majorana). Rappresentazione intuitiva:

Masse assolute dei neutrini: 3 strumenti

39

RIGHT

LEFT:

:

Neutrini a massa nulla hanno elicit ben definita

2 d.o.f. indipendenti: Bi-spinori a massa nulla (Weyl)

40

RIGHT

LEFT:

:

RIGHT

LEFT

O(m/E)

O(m/E)

Per massa non nulla, pu svilupparsi lelicit opposta :

Se 4 d.o.f. independenti: Quadri-spinori massivi (Dirac)

41

RIGHT

LEFT:

:

RIGHT

LEFT

O(m/E)

O(m/E)

Ma per fermioni neutri, 2 componenti potrebbero identificarsi !

In questo caso, nessuna differenza fra neutrini e antineutrini (a meno di una fase): Quadri-spinori massivi di Majorana con2 soli d.o.f. independenti.

42

Torniamo al decadimento 02. Intuitivamente:

1) Un antineutrino RH emesso in A assieme ad un elettrone2) Se massivo, sviluppa una componente LH di O(m/E) (impossibile se di Weyl)3) Se nu=antinu, tale componente un neutrino LH (impossibile se di Dirac)4) Il neutrino LH (di Majorana) assorbito in B dove un altro elettrone emesso

N.B.: Il processo - se esiste - molto raro, essendo doppiamente debole ed anchesoppresso dalle piccole masse dei neutrini.

A

B

43

Decadimento 02 - osservabile:

Sensibile alla massa effettiva di Majorana (e fasi relative):

[Combinazione lineare di tre canali neutrinici con ampiezze complesse]

44

02 status: Nessun segnale osservato, eccetto nellesperimentoHeidelberg-Moscow, in cui parte della collaborazione reclama unsegnale a 6. Risultato vivacemente dibattuto nel settore.

Se vero, allora (a 95% C.L.):

Ma: Difficile da riconciliare con i pi stringenti limiti cosmologici

45

Cosmo-dati prudenti:P.es., restringiamo i dati alsolo WMAP, ma accettiamoil segnale 02

Allora, una combinazione globale ammessa (a forma di cuneo nella parte superiore della fig.)

Implicazioni (a 95% C.L.):

1.80.6 eVm 0.60.2 eVm 0.60.2 eV

Spettro degenere, con m0.60.2 eV (2) per ogni neutrino

Allowed

by os

cill. da

ta

46

Cosmo-dati aggressivi (tutti i dati insieme)

In questo caso, una combinazioneglobale con il claim del segnaledoppio beta non possibile

Implicazioni (al 95% C.L.):

< 0.17 eVm < 0.06 eVm < 0.06 eV

Masse assolute piccole (purtroppo), specie in gerarchia normale

47

La situazione relativa alle masse assolute non affatto chiara, sebbene i valori siano probabilmente nel range sub-eV. Ulteriori ricerche sono necessarie.

Ignorando il claim 02, assumendo che la somma delle masse sia

48

49

ConclusioniMasse e mescolamenti non nulli dei neutriniDeterminazione di (m2,12) e (m2,23) Limiti superiori su 13 Distorsioni spettrali indotte da oscillazioniEvidenza diretta per oscillazioni di solariEvidenza per effetto MSW nel SoleLimiti superiori su m di ordine (sub)eV

Determinazione di 13Violazione di CP leptonicaMasse assolute da -decay e cosmologiaNeutrini di Majorana e 02Gerarchia normale vs inversaTest del segnale di LSNDOltre lo scenario standard a 3Piu profonda comprensione teorica

Grandi progressi in anni recenti

e grandi sfide per il futuro

50

Poster of the Neutrino Oscillation Workshop 2004 (NOW 2004, Otranto, Italy)