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Introdução à Física de Neutrinos sob uma ótica experimental

Carla Bonifazi(bonifazi@if.ufrj.br)

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17-21 de Julho de 2017 2/4

17-21 de Julho de 2017

ONTEM …

– Decaimento beta e postulação do neutrino – Teoria do decaimento beta e outros processos com neutrinos – Detecção pela primeira vez do neutrino (do elétron) – Produção e detecção do neutrino do múon e do tau

Modelo Padrão das Partículas Elementares

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Métodos de Detecção

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Métodos de Detecção de Neutrinos

Observação de partículas: Forma que interagem com a matéria

Ex: detecção do eléctron pela forma que se curva num campo magnético pode ionizar gás numa câmera

Característica da partícula e como ela interage com a matéria Detectores baseados em medir a carga e massa

Neutrino: Problema pois é neutro e tem uma massa muito pequena Invisível !!!

Medição do neutrino indireta a traves das partículas que ele deixa depois de uma interação Ex: espalhamento quase-elástico com o nêutron O que vamos detectar? Da reconstrução dos traços vamos saber que vem da interação com o neutrino e até que bem de um espalhamento quase-elástico (análise da cinemática do estado final)

⌫µ + n ! µ� + p

Detectores de baixa massa com boas capacidades de rastreamento (tracking)

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Métodos de Detecção de Neutrinos

Mais a sessão de choque é muito pequena

Precisamos de grandes massas para conseguir um número suficiente de eventos para poder fazer a análise

Desafio: combinar grandes massas de alvo com um grau fino de rastreamento e identificação das partículas – Não sempre possível !!!

Perguntas para responder à hora de planejar um experimento:

• Quantos eventos e com que energia? —> massa do detector • Que tipo de interação queremos ver? ? Corrente carregada ou neutra? • Que estado final queremos detectar e o que queremos medir de este estado

—> tecnologia do detector • Que tipo de contaminação de fundo vou ter e quanto bem ela precisa ser determinada

—> tecnologia do detector • Quanto dinheiro e tempo?

⌫e, ⌫µ, ⌫⌧

1. Radio-química

Neutrinos solares de baixa energia Decaimento beta inverso

é instável e decai num tempo razoavelmente curto A detecção é feira através do decaimento radioactivo do filho

Taxa de contagem muito baixa ex: para um fluxo de 1010 neutrinos por cm2 por segundo e uma sessão de choque de 10-45 cm2 são necessário 1030 átomos para poder ter uma taxa de 1 evento por dia

Nova unidade SNU = 10-36 interações por átomo alvo por segundo (Solar Neutrino Unit)

Experimentos grandes e baratos: acumular um certo número de filhos em um tempo menor que o tempo típico de decaimento. Re-circular o sistema de contar o número de filhos por algum processo químico bem estabelecido. Obtemos: número de neutrinos por unidade de tempo (sem informação de energia, tempo da interação nem direção)

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n ! p+ e� + ⌫̄

ANZ + ⌫e ! A

N�1(Z + 1) + e�

AN�1(Z + 1)

1. Radio-química – Cloro

1968 Davis realizou o experimento – proposto por Pontecorvo – em Homestake Gold Mine em South Dakota

⌫ + 37Cl ! e� + 37Ar

37Ar ! 37Cl + e� + ⌫̄e

Emissão raio-X 2,82 keV

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Limiar de energia = 814 keV Etileno de perclorato Átomos de Ar extraídos cada ~ 60 dias Foi medida uma taxa de captura de (2,56 ± 0,25) SNU Mas na época a predição era de (8,1 ± 1,2) SNU —> 3x menor que o predito !!!

Problema experimental? Taxa muito baixa. Como saber que eram neutrinos solares se o experimento não mede direção nem energia?

Problema do Neutrino Solar

1. Radio-química – Gálio

No lugar de utilizar o Cloro como elemento para o decaimento beta inverso, foi proposto utilizar Gálio pois este baixa significativamente o limiar de detecção.

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• Limiar de energia = 233 keV • Com este tipo de detectores foram capazes de medir o fluxo solar proveniente da cadeia de

reação pp • 71Ge instável com tempo de vida media de ~12 dias – Contadores proporcionais

SAGE (Soviet-American Gallium Experiment) – 1990-2001 Experimento com 50-57 ton de gálio metálico líquido em Baksan - Russia

GALLEX – 1991-1997 Experimento com 54 m3 com 101 ton de uma solução de tricloreto de gálio-ácido clorídrico no Laboratori Naziaonali del Gran Sasso (LNGS)

GNO (Gallium Neutrino Observatory – 1998 30/60/100 ton de Ga atual em uma solução clorídrica no LNGS – Medida durante 1 ciclo solar Utiliza um método de medição dos átomos de Ge produzidos mais sofisticado –

71Ga+ ⌫e ! 71Ge+ e�

1. Radio-química

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Problema do Neutrino Solar

•Resumo dos fluxos medidos e os esperados

Experimento Fluxo medido(SNU)

Fluxo esperado(*)(SNU)

Homestake (Cl) 2,56 ± 0,25 8,1 ± 1,2

SAGE (Ga) 70,8 ± 5,0

129 ± 9GALEX (Ga) 77,5 ± 8,0

GNO (Ga) 70,7 ± 4,5 (stat) ± 3,8 (sys)

(*) Modelo Padrão Solar

SNU = Solar Neutrino Unit SNU = 10-36 interações /átomo/segundo

1. Radio-química

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Problema do Neutrino Solar

•Resumo dos fluxos medidos e os esperados

Experimento Fluxo medido(SNU)

Fluxo esperado(*)(SNU)

Homestake (Cl) 2,56 ± 0,25 8,1 ± 1,2

SAGE (Ga) 70,8 ± 5,0

129 ± 9GALEX (Ga) 77,5 ± 8,0

GNO (Ga) 70,7 ± 4,5 (stat) ± 3,8 (sys)

(*) Modelo Padrão Solar

SNU = Solar Neutrino Unit SNU = 10-36 interações /átomo/segundo

Déficit no fluxo de neutrinos em comparação com o esperado

pelo Modelo Padrão Solar

2. Detector Cherenkov

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Quando uma partícula se move através de um meio a uma velocidade maior do que a da luz nesse meio, radiação Cherenkov é emitida.

A luz total emitida é medida. Isto nos proporciona informação sobre a velocidade da partícula. A produção de luz é muito pequena. O cone de emissão de luz caraterístico é alinhado com a direção de movimento da partícula

✓C = cos

�1

✓1

�n

◆

� =v

c

2. Detector Cherenkov

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Estes detectores não podem detectar partículas neutras ou carregada embaixo do limiar de energia de produção de luz Cherenkov Precisamos de um médio transparente onde a luz se propague (H20 ou D20) e detectores sensível à luz geradas para poder registrar o evento: fotomultiplicadoras

Tubos fotomultiplicadores (PMTs) foram desenvolvidos em meados 40 (após a Segunda Guerra Mundial)

Eles são dispositivos que convertem a luz em uma corrente elétrica mensurável.

Eles consistem de um cátodo feito de material foto-sensível, seguido por um sistema de recolha de elétrons, uma seção multiplicador de elétrons (cadeia de dínodos) e, finalmente, um ânodo a partir do qual o sinal final possa ser medido. Todas as peças são geralmente alojados em um tubo de vidro com vácuo.

Uma alta voltagem é aplicada ao cátodo, dínodos e ânodo.

O ganho vai estar dado por o número de elétrons produzidos em cada etapa e o número total de etapas. Um valor típico é 510 ~ 107.

2. Detector Cherenkov

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Principio de detecção

Experimento SuperKamiokande

Quando o cone de luz Cherenkov é gerado em algum lugar do volume do detector, este se propaga até alcançar as PMTs e um anel é observado. A partir dele é possível determinar a energia do evento e a sua direção. Ao mesmo tempo, é possível distinguir o tipo de partícula

2. Detector Cherenkov

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Principio de detecção

Elétrons tem um anel difuso

Múons deixam um anel bem determinado

Limitação: reconstrução do anel fica complicado para mais de 2 ou 3 partículas

2. Detector Cherenkov – SuperKamiokande

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Localizado a 1 km baixo terra na mina de Mozumi em Kamioka

41,4

m39,3 m

50 kton de água ultra pura 11146 PMTs de 50 cm de diâmetro 1885 PMTs na capa externa Limiar de energia de 5 MeV Medição de neutrinos solares e atmosféricos Canais

Separação e/µ baseado nas características dos anéis Energia e/µ determinada pelo raio do anel

Taxa de captura de (0,45 ± 0,02) SNU quando a predita era 2 vezes maior

⌫e + e� ! e� + ⌫e

⌫e + n ! e� + p

⌫̄e + p ! e+ + n

⌫µ + n ! µ� + p

⌫̄µ + p ! µ+ + n

2. Detector Cherenkov – SuperKamiokande

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O anel Cherenkov permite determinar a direção da partícula detectada

41,4

m39,3 m

Taxa de captura de (0,45 ± 0,02) SNU quando a predita pelo modelo padrão solar é 2 vezes maior (1,0 ± 0,2) SNU

Problema do Neutrino Solar

1. Radio-química + 2. Detector Cherenkov

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Oscilação de Neutrinos

•Resumo dos fluxos medidos e os esperados

Experimento Fluxo medido(SNU)

Fluxo esperado(*)(SNU)

Homestake (Cl) 2,56 ± 0,25 8,1 ± 1,2

SAGE (Ga) 70,8 ± 5,0

129 ± 9GALEX (Ga) 77,5 ± 8,0

GNO (Ga) 70,7 ± 4,5 (stat) ± 3,8 (sys)

SuperKamikande 0,45 ± 0,02 1,0 ± 0,2

(*) Modelo Padrão Solar

SNU = Solar Neutrino Unit SNU = 10-36 interações /átomo/segundo

Déficit no fluxo de neutrinos em comparação com o esperado pelo

Modelo Padrão Solar

A diferencia do experimento SuperKamiokande, o alvo de água pesada permite observar eventos de corrente carregada (CC) e corrente neutra (NC) Limiar de energia de 1,4 MeV (CC)

Corrente Carregada

Espalhamento elástico

Corrente Neutra

2. Detector Cherenkov – SNO (Subbury Neutrino Observatory)

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41,4

m39,3 m

Localizado a 2,1 km baixo terra na mina no vale de Creighton em Sudbury, Canada Desenhado para detectar neutrinos solares através das suas interações em um tanque grande de água pesada.

1 kton de água pesada rodeada por 3 kton de água para dar flutuabilidade e ao mesmo tempo funcionar de blindagem ao alvo, com 9700 PMTs

6 m

⌫e + d ! e+ p+ p

⌫ + e� ! ⌫ + e�

⌫ + d ! ⌫ + p+ n

n+ d ! H3 + �

⌫e + d ! e+ p+ p

⌫ + e� ! ⌫ + e�

Oscilação de Neutrinos

3. Detectores de Cintilação

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Emissão de um pulso de luz após ionização

Tipos: • Cintiladores orgânicos plásticos e líquidos • Cristais inorgânicos • Líquidos inorgânicos (bem exóticos)

A emissão de luz é isotrópica e tem um limiar de energia bem baixo (pode não ter)

Mesmo principio que para os WCD, precisamos de grandes volumes com o interior coberto de detectores foto-sensíveis (PMTs) A direção não pode ser reconstruída e se o detector for pequeno é possível ter informação temporal.

Ideais para anti-neutrino de reatores energia ~ 3 MeV

4. Calorímetros de rastreamento (tracking)

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Várias camadas de diferentes tipos de detector, câmeras de faíscas, contadores proporcionais, cintiladores, tubos de difusão, câmeras RPCs, etc.

Utilizados para detecção a altas Energias > GeV

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Fontes de Neutrinos

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Espectro de neutrinos

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Detecção de neutrinos

credito: J.A.Formaggio (MIT)

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Fontes Naturais – Neutrinos cosmológicos • Logo depois do Big Bang o Universo começa a se expandir e esfriar • A 10-6 s o Universo estava muito quente (sopa de partículas fundamentais) • A temperatura continua a descer e as partículas desacoplam tendo apenas e±, 𝛾, 𝜈 em

equilibro térmico • A temperatura desce mais (ainda dentro do primeiro segundo), Z0 e os neutrinos se

desacoplam dos 𝛾 e e±

• Nos próximos 3 105 anos, os e- e 𝛾 vão estar em equilíbrio térmico.

• A temperatura já baixou o suficiente como para que os e- comecem a se combinar com núcleos leves. Os fótons evoluem independentemente e o Universo se torna transparente (Temperatura CMB 2,7 K).

C𝜈B Temperatura ~1,9 K Densidade ~ 110 𝜈’s/cm3 por sabor

Muito difícil de medir, mas a sua medição abriria uma janela para o 1º segundo do Universo

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Fontes Naturais – Neutrinos Solares

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Fontes Naturais – Neutrinos Solares

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Neutrinos Solares – Modelo Padrão Solar

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Neutrinos Solares – Modelo Padrão Solar

cherenkov detector

clorogálio

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Fontes Naturais – Neutrinos Supernovae

• Um dos eventos astrofísicos mais violentos: explosão de uma estrela massiva • Neutrinos são produzidos em grande quantidade • Devido à interação fraca eles são os primeiras que conseguem escapar da estrela

O frente de neutrinos se propaga e pode alcançar a Terra horas antes que a luz São a prova dos processos que acontecem no interior da supernova (core)

Evolução de uma estrela passiva é um processo extremadamente complicado. A estrela vai consumindo o H, quando se esgota, esta começa a se contrair e esquentar e começa a queimar He. E assim por diante…. CNO, Si que fusiona para Fe.

Produção: i) explosão termonuclear de uma anã branca num sistema binário ii) colapso do núcleo de uma estrela passiva com massa > 8 massas solares

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Última fase: estrela irradia a maior parte da sua energia em neutrino (mais que fótons). Processo ~ 1 dia quando a estrela não pode ganhar mais energia de fusão. Final: o núcleo de Fe se mantém do colapso pela pressão de degenerescência dos elétrons (Principio de exclusão de Pauli - fermions). Matéria mais compacta, os elétrons ganham momento e suportam o colapso gravitacional.

Fontes Naturais – Neutrinos Supernovae

Colapso do núcleo Se a estrela é passiva então os elétrons no núcleo pode ter altas energias

elétrons que evitavam o colapso sejam “comidos” no processo de captura e o colapso se produz a velocidades ultra-sônicas, então neutrino se propaga Inicialmente os neutrinos podem sair do núcleo sem problema, mas como a densidade aumenta, eles vão ficar confinados: esfera de neutrinos

e+ p ! n+ ⌫e

e+ ZA ! Z(A� 1) + ⌫e

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Fontes Naturais – Neutrinos Supernovae

Fim do colapso do núcleo O núcleo colapsa até que alcança uma densidade comparável com a do núcleo atômico. A pressão de degenerescência dos neutrinos e as interações fortes freiam o colapso. A matéria instável rebota produzindo uma onde de choque que sai da estrela

Em estudo A onda de choque não causa a explosão senão que os neutrinos são os responsáveis (frente de neutrinos alcança a onda de choque e uma porcentagem pequena interage com a onda de choque dando energia e revitalizando-a).

Depois da explosão – Interior: núcleo, onde se produz a onda de choque, formado por nêutrons, prótons elétrons e neutrinos. – Exterior: se instala em 0,5-1 segundo emite a sua energia em neutrinos

Estela com um núcleo de proto-nêutrons se esfria e emite neutrinos de todos os sabores. Neutrinos transportam 99% da energia liberada por uma supernova

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Neutrinos Supernovae – Detecção

Camadas de neutrinos se propagam da estrela de nêutrons com horas de diferencia da camada de fótons que chegam posteriormente Camadas de espessura de ~10 s para energia do neutrino de ~ 10 MeV Detectores sensitivos a neutrino do elétron pois tem-se energia suficiente para gerar o lepton (CC). Para neutrinos do múon e tau, interação via corrente neutra.

Supernova SN1987A

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• Produzidos pelo decaimento de 235,238U, 232Th, 40K dentro da Terra

• Fluxo vai depender da quantidade de material radioativo dentro da Terra (apenas conhecemos a superficial (~ 10 km)

Fontes Naturais – Geoneutrinos

• A geofísica prediz que dentro do interior temos vácuo com muito material radioativo (quantidade significativa de K)

• Não sabemos: o número de neutrinos nem a quantidade de calor geotérmico

• Energia dos geoneutrinos < 3,5 MeV • 2005 o primeiro resultado foi dado

por KamLAND (Limiar de energia em 1,8 MeV)

• Estimada uma geração de calor da ordem dos 60 TWatt (radioatividade significativa no interior da Terra)

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• Terra continuamente bombardeada por raios cósmicos: ~95% prótons, ~5% alfas e < 1% partículas pesadas

• Fluxo vai depender da quantidade de material radioativo dentro da Terra (apenas conhecemos a superficial (~ 10 km)

Fontes Naturais – Neutrinos Atmosféricos

• Raios cósmicos com E < 1012 eV são responsáveis pelos neutrinos atmosféricos

• Os raios cósmicos primários interagem e geram chuveiros (cascata de hâdrons)

•Para energias maiores, também do decaimento dos K

⇡+ ! µ+ + ⌫µ

⇡� ! µ� + ⌫̄µ

µ� ! e� + ⌫̄e + ⌫µ

µ+ ! e+ + ⌫e + ⌫̄µ

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Fontes Naturais – Neutrinos Atmosféricos

• Caminho dos neutrinos pode ser 15 km ou 13000 km

• Estudamos Fluxo atmosférico 20% incertezaR =⌫µ + ⌫̄µ⌫e + ⌫̄e

= 2 (5%incerteza)

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Fontes Naturais – SuperKamiokande

• Estudou o cociente entre os fluxos dos neutrinos do múon e do elétron

• Estudou o angulo zenital destes dois sabores de neutrinos

• Para ajudar a interpretar os resultados e cancelar os possíveis sistemáticos realizou o duplo cociente

• Se R = 1, está todo OK, medimos o mesmo que esperado, mas eles encontraram um valor de R < 1

R =(⌫µ/⌫e)DATA

(⌫µ/⌫e)SIM

Anomalia dos Neutrinos

Atmosféricos

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Fontes Artificiais – Reatores

• Fissão nuclear de 238U e 239Pu produz neutrinos do elétron • Emissão isotrópica com um fluxo que se atenua inversamente proporcional ao

quadrado da distancia

• Detectores do tipo cintiladores são ideais para medir a partir da deteção do decaimento beta inverso

• Limiar de detecção ~ 1,8 MeV + captura do nêutron

• Estudado na aula anterior quando viemos a descoberta do neutrino do elétron

⌫e + e� ! e� + ⌫e

⌫e + n ! e� + p

⌫̄e + p ! e+ + n

⌫µ + n ! µ� + p

⌫̄µ + p ! µ+ + n

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Fontes Artificiais – Feixes

• Produzir feixe de neutrinos no acelerador não é fácil. • Mesma receita da natureza quando produz neutrinos na atmosfera a partir dos

raios cósmicos

• Incerteza no fluxo ~ 20% • Alvo:

• comprido para que o feixe de próton interaja, mas curto para minimizar o espalhamento dos mésons gerados

• pesado para favorecer interação do próton, mas leve para minimizar a reintegração do primeiro

CONTINUARA …

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17-21 de Julho de 2017