Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
1
Particelle fondamentali
massa crescente
Carica
u
c
t
d
s
b
0
ne
nm
nt
-1
e
m
t
+2/3
-1/3
Piero Galeotti,
University of Torino
Cosmic Ray School, Arequipa,
Peru, 2008
quark
leptoni
2
Neutrino
spin 1/2
Momentum
direction
Spin
direction
Anti-Neutrino
spin 1/2
Momentum
direction
Spin
direction
Piero Galeotti,
University of Torino
Cosmic Ray School, Arequipa,
Peru, 2008
3
Reattore
Rivelatore
ne
n x?
Tunnel di decadimento
,m
Rivelatore
nm
n x
raggi cosmici primari
n
n
Rivelatore
Atmosfera
ne
nx? Terra
Nucleo (zona delle
reazioni di fusione)
Sottoterra si può studiare la componente
penetrante dei raggi cosmici
P,, A
  , 0 , K  , K 0
p, n
e 
  EAS
m  
m
m  ,n m ,(n m )
m
.м.
e  элem.

  ливни
showers
  , 0, К   адронный
hadronic
p, n
Neutrini da
supernove


ливень
shower
nm
m
n m (n m )
Neutrini solari
Hadronic shower
m
n m ,(n m ), m
Muoni
Neutrini da sorgenti
?
Supernova
Cosmologici
Solari
Atmosferici
Astrofisici
Piero Galeotti
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6
Tempi evolutivi solari
E  Lt  4 10  4.5 10  3.110  6 10 J
26
9
7
43
corrispondente a e ~ 3·1013 J/kg.
L'ossidazione del carbonio fornisce e ~ 9·106 J/kg.
La contrazione gravitazionale può aver prodotto l'energia:
R
4 3
G
2
E P    ( r  )( 4r dr ) 
3
r
0
R
2
1
3
GM
  (4) 2 G  r 4 dr  
 2 10 41 J
3
5 R
0
Le reazioni di fusione di
H sono invece in grado
di produrre 6·1014 J/kg
e garantire l'esistenza
del Sole per 1010 anni.
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9
ne+37Cl→37A+e
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10
ne+71Ga→71Ge+e
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11
REAZIONE
pp
pep
7Be
8B
13N
15O
17F
totale
misurato
Piero Galeotti
37Cl
catture
0,0
0,23
1,12
6,15
0,10
0,34
0,003
71Ga
(SNU) catture (SNU)
0,0
70,8
71,1
0,21 3,01
2,99
0,99 34,4
30,9
4,06 14,1 10,77
0,10 3,77
2,36
0,37 6,03
3,66
0,06
7,9
5,8
132
122,5
2,6+0,16+0,14 70+8 (Gallex)
(Homestake)
72+10 (Sage)
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12
SuperK
Piero Galeotti,
University of Torino
Cosmic Ray School, Arequipa,
Peru, 2008
13
SuperKamiokande
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14
Piero Galeotti,
University of Torino
Cosmic Ray School, Arequipa,
Peru, 2008
15
Piero Galeotti
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16
Piero Galeotti
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17
Piero Galeotti
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18
Reactor baseline
80 % of expected ne
from baselines 140-210 km
KamLAND
~ 5 x 106 ne / cm2 / sec
Few evts/day detected
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19
Piero Galeotti
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20
Piero Galeotti
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22
1604 (Kepler)
1572 (Ticho)
1181
1054 (Crab)
1006
Sole
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23
25 M
Piero Galeotti
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24
Binding energy emitted as
99% Neutrinos
of all flavors
1% Kinetic energy
0.01% Optical luminosity
MC  MCh  5.76Ye 2M0
e   p  n n e
    e   e   n x n x
  56Fe  134He  4n
1
n 
n
GM 2 GM 2
E B 

Rns
Rc
Piero Galeotti
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25
1
n 
n
Piero Galeotti
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26
Fase del collasso
Energia totale in neutrini
(1053 erg)
Energia media dei neutrini
(MeV)
Durata temporale (s)
1
2
3
0,1
1,7
3
12
14
15
0,04
3,1
15
1. Formazione del core opaco ai neutrini
(neutrinosfera).
2. Accrescimento dell’inviluppo sul core.
3. Raffreddamento Kelvin della neonata stella di
neutroni calda.
Piero Galeotti
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27
Neutrini da collassi stellari
In un core stellare con MC ~ MCh ci sono ~ 1057
elettroni; quindi il numero massimo di neutrini
da neutronizzazione emessi è 1057. Poichè la
loro energia media è ~ 10 MeV = 10-12 J, in
totale l'energia emessa in questa fase è circa
1045 J, ossia ~ 10-2 MC·c2.
L'energia emessa in neutrini durante i processi
di annichilazione e+e- è ~ 20-30 volte maggiore,
ossia ~3·1046 J. Per un collasso al centro della
Galassia (d~8.5 kpc) il flusso di ne e a Terra è:
Piero Galeotti
 0 (n e ,n e )
16
-2
 (n e ,n e ) 

10
(
n
,
n
)
m
e
e
2
6

4

d
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28
kT
(MeV)
3
4
5
Piero Galeotti
Eth
(MeV)
0,01
5
0,1
t (s)
1
10
> 25
0,15
2,55
9,3
24,4
35,3
10
0,08
1,33
4,8
12,7
18,3
15
0,02
0,39
1,4
3,7
5,4
20
0,00
0,07
0,3
0,7
1,0
5
0,23
4,0
14,5
38
55
10
0,17
3,0
10,9
29
41
15
0,09
1,6
5,7
15
22
20
0,04
0,6
2,2
5,9
8,5
5
0,31
5,3
19
51
73
10
0,27
4,6
16,7
44
64
15
0,19
3,2
11,7
31
45
17
2529
20
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0,11
1,8
6,6
Main interactions
in scintillator
• Inverse β decay:
n e  p  n  e
• Neutrino-elettron scattering:
n e,m ,t  e   n e,m ,t  e 
• Neutral currents interactions:
n e,m ,t (n e,m ,t )12C  n e,m ,t (n e,m ,t )12C *
• Charged currents interactions:  (n  e)  10  44  En  cm 2


e
 MeV 
n e 12C 12B  e 
n e  C N  e
12
12
Piero Galeotti

2
 E 
 (n e  n)   (n e  p)  9 10  44  n  cm 2
 MeV 
Bologna, 6 Ottobre 2008
30
The possibility to observe the neutrino burst
depends on background conditions
Cosmic rays
0<E<
Sources of background
а) muons
b) secondary particles generated by muons
(e, , n and long-life isotopes)
с) the products of nuclear reactions and electromagnetic
interactions
Natural radioactivity Е < 30 МeV, mainly Е < 2.65 МeV
Deep underground location
Background reduction
Low radioactivity materials
Anti-coincidence system
Coincidence of signals in several detectors
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
31
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
32
A massive (1 kton) scintillation detector
for neutrino astronomy @ LNGS
15 Years 1992-2007
Università di Bologna e Infn Bologna
Ifsi-Inaf Torino, Università e Infn Torino
Infn-Lngs Assergi, Infn-Lnf Frascati
Inr Ras, Moscow, Russia
Mit, Boston USA
University of Campinas, Brazil
Physics goal
Detect neutrino burst from a
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre
2008
galactic
Supernova
33
The LVD detector
840 scintillator counters,
1.5 m3 each, are inserted in
modules holding 8 counters
each.
The modules are grouped
and stacked together to
form three towers of 35
modules each.
The scintillator of ach counter
(1.2 tons) is watched from the
top by 3 PMTs (15 cm diameter).
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
34
INTERNAL Counters (M=570 tons)
EXTERNAL Counters (M=430 tons)
Topology
Schema numerazione tank del primo piano
1517
1518
1417
1418
1317
1318
1217
1218
1117
1118
1515
1516
1415
1416
1315
1316
1215
1216
1115
1116
1513
1514
1413
1414
1313
1314
1213
1214
1113
1114
1511
1512
1411
1412
1311
1312
1211
1212
1111
1112
2517
2518
2417
2418
2317
2318
2217
2218
2117
2118
2515
2516
2415
2416
2315
2316
2215
2216
2115
2116
2513
2514
2413
2414
2313
2314
2213
2214
2113
2114
2511
2512
2411
2412
2311
2312
2211
2212
2111
2112
3517
3518
3417
3418
3317
3318
3217
3218
3117
3118
3515
3516
3415
3416
3315
3316
3215
3216
3115
3116
3513
3514
3413
3414
3313
3314
3213
3214
3113
3114
3511
3512
3411
3412
3311
3312
3211
3212
3111
3112
Piero Galeotti
FRONT VIEW
Bologna, 6 Ottobre 2008
35
Neutrino Burst
Detection in LVD
n-e tagging through
detection of delayed 
from n capture at low
energy threshold,
efficiency 60%.
interactions in
scintillator
ne+ p n + e+
ni (nx ) + e- ni (nx ) + ene+ 12C 12N + ene+ 12C 12B + e+
ni (nx ) +12C  ni(nx ) +  + 12C
Piero Galeotti
NC and CC interactions on
carbon nuclei useful for
Bologna, 6 Ottobre 2008 neutrino oscillation.
37
LVD 10 years
High duty cycle (>99.5% since 2002)
Fiducial Active MassBologna,
(M~6 Ottobre
900 2008
tons since Jun/2001)
Piero Galeotti
38
Active Mass and Duty Cycle
stability survey
n-capture efficiency
The stability of the scintillator
has been monitored for about 2
years using a 252Cf n-source and
periodically measuring:
• n-capture efficiency
• n mean capture time
mean capture time
They both do not show any hint
of variation or degradation.
Other measurements are done
on smaller samples by directly
measuring transmittance, light
yield, and fluor concentration.
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
40
Galaxy survey
Uptime Duty
[days] Cycle
Mass
[tonn]
PUBLISHED
60%
310
23rd ICRC 1993
397
74%
390
24th ICRC 1995
Apr 30th ’97
627
90%
400
25th ICRC 1997
Apr 30th ‘97
Mar 15th ‘99
685
94%
415
26th ICRC 1999
RUN 5 Mar 16th ‘99
Dec 11th ‘00
592
95%
580
27th ICRC 2001
RUN 6 Dec 12th ‘00
Mar 24th ’03
821
98%
842
28th ICRC 2003
RUN 7
Mar 25th ’03
Feb 4th ‘05
666
>99%
881
29th ICRC 2005
RUN 8
Feb 5th ‘05 May 31st ‘07
846
>99%
936
30th ICRC 2007
RUN
Since:
To:
RUN 1
Jun 6th ‘92
May 31st ’93
285
RUN 2
Aug 4th ‘93
Mar 11th ’95
RUN 3
Mar 11th ‘95
RUN 4
LVD

4919 days
 rate of Galactic Gravitational Stellar Collapses
[D≤20kpc]
< 0.18 event/year 90% c.l.
SUPER KAMIOKANDE
 rate of Galactic
Gravitational
Piero Galeotti
Bologna,
6 Ottobre 2008Stellar Collapses
[D≤100kpc]
< 0.32 event/year 90% c.l.
44
Ian Shelton (U.To)
Pieroastrograph
Galeotti
10”
Bologna, 6 Ottobre 2008
45
+4
mv
McNaught
1987А
Jones
Shelton
+6
Discovery
Jones
+8
Mont Blanc
Kamioka,
IMB,
Baksan
Sk – 69o202
+10
Radio (21cм)
SW
(У В)
?
Shelton
+12
Feb24 Feb25
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
0h
2h52m
7h36m
9h22m
15h54m
UT
46
Neutrino ’84, 11th Int. Conf.on Nutrino Physics and Astrophysics
562
563
On line print of five pulses on 23 febbrury 1987 at 3 hr,
52 min, i.t., detected at Mt. Blanc LSD experiment
Hirata et al.
PR D 448 (1988)
DETECTED NEUTRINO SIGNALS
Mont Blanc 5 pulses
Kamioka
11 “
IMB
8 “
BST
(2+5) “
E > 5 MeV
UT 2:52:36.8 + 2 ms
8
7:35:35 + 1 min
25
7:35:41 + 5 ms
10
2:52:34 and 7:36:06 (+ 2s-54s)
The main signal comes from electron antineutrinos:
_
+
+
nep ne followed by e e annihilation producing
2 ’s, detectable in scintillator but not in water.
The Mont Blanc signal (5.8 < Evis < 7.8 MeV)
corresponds to 4.6 < Evis < 6.6 MeV in water, at the
limit to be detected in Kamioka.
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
50
Kamioka - Mont Blanc correlations
LSD t = 1.0 ms
N1  N 2
Nc  2
t
T
0
- 60
- 60s s
Kamioka t= 60 sec
Piero Galeotti
+ +60
60s s
shift
Bologna, 6 Ottobre 2008
51
Kamiokande has a time error ± 1 minute
Kamiokande
time correction
+ 7.8 s
IMB
K
Piero Galeotti
Schramm and Truran
(1990)
Bologna, 6 Ottobre 2008
52
T: from 1:45 to 3:45
LSD: 91 events, f=0.72/min
Eth ≥ 5-7MeV
K-II: 191 events, f=1.4/min
Eth ≥ 7.5MeV (20 hits)
LSD-KAMIOKANDE Coincidences
in 34 hours- 17-2 hrs intervals – 11.45-22 Feb. – 21.45 - 23 Feb
10
t = 0.5 s
8
Shift = 7.0 s
1462 events at LSD
2890 events at Kamioka
Shift = 6.9 s
6
Expected: 2.03
4
2
11.45
17 .45
23.45
5.45
11.45
17.45
91 Mt. Blanc events
240 Baksan events
Annals New YORK
Academy of Sciences,
Vol. 571, pag. 577
New York 1989
Ed. by Ervin Fenyves
Coincidences Mt.Blanc-Kamioka
9
NC = 191•91•2•0.5/7200 = 2.4
NO = 9
8
7
6
5
4
3
2
1
0
1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16
Mt. Blanc event time
1:45 – 3.45 U.T.
Piero Galeotti
Coincidence window t = + 0.5 s
Bin width: 2 hours
Coincidence time: 34 hours
Kamioka time + 7 seconds
Bologna, 6 Ottobre 2008
58
hours of 23 February
Conclusions drawn in 1987
•Neutrinos: One or two bursts? or a long activity during the
coincidence time? Was that a 2 steps collapse, first into a NS
and 4.7 hours later into a BH or a SQM star? More statistics
is needed !!!
•Light: A week after the explosion mV = 4.5 and MV = -14.5
being 18.5 the distance module, and AV = 0.45. Hence this SN
wouldn’t be visible by naked eye if exploded in the disk of our
Galaxy, unless closer than ~ 5 kpc (assuming an extinction
parameter of ~ 1.5 mag/kpc). However the neutrino burst
would have been 100 times stronger !!!
•Hidden sources: Are there sources visible only in neutrinos
and not light? Is the rate of collapses higher than that of SN?
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
60
Neutrino interactions in iron
n, Fe
ne+56Fe 
56Co+e-
n, p
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
61
H=5200 m.w.e.
72 counters
Liquid Scintillator Detector (LSD)
6m
90 tons of СnH2n (n~9), 200 tons of Fe
Fe (2 cm)
4.5 m
8m
Piero Galeotti
Fe (10 cm)
Bologna, 6 Ottobre 2008
62
Fe  n e  e   56Co  
Fe  n e  e   56Co  
56
Ee  Eo  E
e
СnH2n

56
E  1.82MeV Ee  Eo  E 


E  7 MeV

СnH2n
 E  1.72MeV
E  1.82MeV
Fe  n e  e   56Co  
Ee  Eo  E
56

e

СnH2n
Piero Galeotti


E  4 MeV
E  1.82MeVBologna, 6 Ottobre
E 2008
 1.72MeV

63
11 n in 12 s
Nh > 20
7 n in 6 s
Nh > 21
IMB
E > 15 MeV
No IMB
E < 15 MeV
February 23, 1987
11
33
F e b r u a r y
55
77
2 3 ,
1 9 8 7
99
11
1 1
O p t observations
io cb as le r v a t i o n s
optical
m
m =12
= 1 2
m
mv=6
mv m
mv v m
Geograv
Ge o g r
a 2:52:35,4
v2 : 5 2 : 3 5 , 4
5
LSD
L S D 5
KII
KI I
22
I M
IMB
B
( 4
BUST
B U S T11
Piero Galeotti
= 6
2:52:36,8
2 : 5 2 : 3 6
43,8
22:52:34
: 5 2 : 3 4
)
44
22:52:34
: 5 2 : 3 4
, 8
77:36:00
: 3 6 : 0 0
19
1 2 77:35:35
: 3 5 : 3
11+7
47
77:35:41
: 3 5 : 4
88
47
4 3 , 8
4 4
22
66
1 9
5
7:54:22
4 7 28
1
: 4 7
77:36:06
: 3 6 : 0 6
Bologna, 6 Ottobre 2008
21
2 1
66
A rotating collapsar
Two-Stage Gravitational Collapse Model

View from
aside

ne

2
M2, J2
M 2  M1
2  1
M1 , J1

1
5 h later
n ,n~


View from
above
Piero Galeotti
Bologna, 6 Ottobre 2008
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Bologna, 6 Ottobre 2008
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Bologna, 6 Ottobre 2008
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Bologna, 6 Ottobre 2008
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arXiv:0804.4598v1 [astro-ph] 29 Apr 2008
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Bologna, 6 Ottobre 2008
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Bologna, 6 Ottobre 2008
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arXiv:08094225v1 [astro-ph] 24 Sep 2008
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Bologna, 6 Ottobre 2008
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