La struttura dell'esperimento.
Si noti la differente struttura di MACRO fra la parte inferiore e quella superiore, meglio conosciuta come il Attico; la parte interna dell’Attico era vuota mentre lateralmente era ospitata l'elettronica. La massa della zona inferiore di MACRO era di circa 4200 t, principalmente contenitori riempiti di roccia del Gran Sasso. Il rivelatore è stato costruito e dotato di elettronica durante gli anni 1988-1995. Ha iniziato ad acquisire dati, anche se incompleto, nel 1989; è stato completato nel 1995 ed ha continuato a funzionare nella sua configurazione finale fino al 19 Dicembre 2000. Vale la pena di sottolineare che per tutti gli obiettivi di fisica e astrofisica contenuti nel Proposal del 1984 sono stati ottenuti buoni risultati, perfino oltre le più rosee aspettative.

 Il rivelatore

La struttura del rivelatore MACRO era modulare, diviso in sei sezioni conosciute come supermoduli. Ogni parte attiva di un supermodulo aveva le dimensioni di  12.6x12x9.3 m³ e la struttura meccanica e l'elettronica di lettura separate. Gli obiettivi primari nella progettazione dell'esperimento sono stati la ridondanza e la complementarità. Poiché ci si aspettava un esiguo numero di monopoli magnetici, era importante avere segnali multipli e controlli incrociati fra le varie parti dell'apparato. L’esperimento era composto da tre tipi di rivelatori: i contatori a scintillazione, i tubi a streamer e rivelatori plastici. Questi ultimi era stati montati anche nell’Attico.

I contatori a scintillazione

Ogni supermodulo conteneva 77 contatori a scintillazione, divisi su tre piani orizzontali (nella parte inferiore, al centro e in quella superiore) e due verticali (sui lati est ed ovest). Le facce superiori di questi piani sono state lasciate aperte per permettere l'accesso all'elettronica di lettura del segnale. Tutti i piani di scintillazione sono stati riempiti con una miscela di olio minerale di elevata purezza (96,4%) e pseudocumene (3,6%), con l’aggiunta di PPO e di bis-MSB che agivano come shifter. Gli scintillatori orizzontali erano “visti” da due PMTs, mentre quelli verticali da uno solo. I muoni al minimo di ionizzazione quando attraversavano verticalmente un contatore liberavano un'energia media di 34 MeV che veniva misurata con una risoluzione temporale di circa 500 ps. I contatori erano dotati di trigger specifici per le particelle rare, i muoni ed i neutrini da collassi stellari di bassa di energia.

I tubi a streamer

La parte inferiore del rivelatore conteneva dieci piani orizzontali di tubi a streamer, intervallati da sette strati di roccia che agivano da assorbitori. Ogni tubo aveva una sezione di 3x3 cm² ed una lunghezza di 12 m. Il numero totale di tubi era di 50304 interamente riempiti da una miscela di gas composta di He (73%) e n-pentano (27%). La risoluzione per i tubi a streamer era di circa 1 cm, corrispondenti ad un'accuratezza angolare di circa 0.2 gradi. I tubi a streamer erano letti da schede a 8 canali (un canale per ogni filo) che discriminavano i segnali e trasmettevano le informazioni analogiche (di tempo e carica totale) ad un sistema di ADC/TDC (il QTP). I segnali sono stati usati come trigger per i tubi a streamer per la rivelazione delle particelle. Durante gli 11 anni di funzionamento soltanto 50 fili sono andati persi.

Rivelatori plastici

I rivelatori plastici sono stati disposti su tre piani, orizzontalmente nel centro della sezione più bassa e verticalmente sulle facce est e nord. Il rivelatore è stato diviso in 18126 moduli, che sarebbero potuti essere estratti e sostituiti individualmente. Ogni modulo era composto di tre strati di CR39, tre strati di Lexan e di uno di alluminio dello spessore di 1 millimetro utilizzato come assorbitore (per arrestare i frammenti nucleari).

Il TRD

Era composto da tre diversi moduli (dimensioni generali 6x6x2 m3) ed era formato da radiatori fatti di schiuma di polietilene spessi 10 cm e da contatori proporzionali; ogni contatore era riempito da una miscela di Ar (90%) e di CO2 (10%). Il TRD ha fornito una misura dell'energia dei muoni nella gamma di energia 100 GeV<E<930 GeV. Anche muoni di energie maggiori potevano essere rivelati e contati.

 La fisica

1. Monopoli Magnetici e Nucleariti

La ricerca dei monopoli magnetici (MM) era uno degli obiettivi principali del nostro esperimento. I monopoli supermassivi previsti dalle teorie di Grande Unificazione (GUT) delle interazioni elettrodeboli e forti, dovrebbero avere una massa dell'ordine di 10¹⁷ GeV. Questi MM potrebbero essere presenti nella radiazione cosmica penetrante e si pensa che abbiano velocità galattiche tipiche, 10^-3 c, se intrappolati nella nostra galassia. Il livello di sensibilità di riferimento per la ricerca dei MM è il limite di Parker, che dà il massimo flusso compatibile con i valori del campo magnetico galattico. Questo limite è dell'ordine di 10^-15 cm^-2 s^-1 sr^-1 Il nostro esperimento è stato pensato per raggiungere una sensibilità ben al di sotto il limite di Parker, nella gamma di velocità 4 10^-5<beta<1. I tre tipi di rivelatori presenti in MACRO hanno una sensibilità molto ampia in beta, con regioni di sovrapposizione; permettono così una rivelazione multipla dello stesso candidato di evento raro. Nessun candidato è stato trovato durante parecchi anni di presa dati in alcun tipo di rivelatore.

I nostri limiti sono indicati in Fig. 1.1
,
insieme ai limiti dati da altri esperimenti.

Limiti simili si applicano anche ai Nucleariti 

fig 1.2 (nucleaflux.jpg)

2. Oscillazione dei neutrini atmosferici

I muoni che vanno dal basso verso l’alto sono identificati usando i tubi a streamer (per il tracciamento) ed lo scintillatore (per la misura di tempo di volo). Un fattore di rigetto di almeno 10⁷ è necessario, ed è stato raggiunto, per separare questi muoni dal background causato dai muoni che vanno verso il basso.

La Fig. 2.1

mostra un abbozzo delle differenti tipologie di eventi da neutrino analizzate: muoni verso l’alto, muoni verso l’alto semi contenuti (anche denominato Internal Upgoing muons, IU), muoni verso l’alto che vengono fermati dal rivelatore (UGS), muoni verso il basso interni (ID).

La Fig. 2.2

mostra gli spettri di energia del neutrino muonico genitore per le tre tipologie di eventi, calcolati con tecnica Monte Carlo (MC). Tutti i campioni di dati deviano dalle aspettative dei MC; le deviazioni indicano lo stesso scenario di oscillazione neutrino mu -> neitrino tau.  

Si vedano anche le figure

fig. 2.3

fig. 2.4

fig. 2.5

fig. 2.6

fig. 2.7

3. Ricerca di sorgenti astrofisiche di neutrini muonici

Ci si aspetta che neutrini muonici di alta energia provengano da diverse sorgenti galattiche ed estragalattiche. La produzione dei neutrini richiede degli acceleratori astrofisici di particelle cariche e di un certo tipo di assorbitore astrofisico del fascio. I neutrini muonici interagiscono nella roccia sotto MACRO creando muoni che viaggiano verso l’alto. L’eccellente risoluzione angolare del nostro rivelatore ha permesso una ricerca dei muoni verso l’alto prodotti da neutrini muonici che provengono da sorgenti celesti

(vedi Fig. 3.1)

con un background trascurabile di neutrini atmosferici. Nessun eccesso di eventi è stato trovato; i limiti superiori sui flussi muonici al 90% c.l. da precise sorgenti celesti giacciono nell’intervallo 10-15-10-14 cm2 s-1

(Fig. 3.2).

La linea continua  MACRO è la nostra sensibilità vs la declinazione. I più grandi eccessi di eventi corrispondono a GX339-4 ed a Cir X-1. Inoltre abbiamo cercato (con risultati nulli) la coincidenza temporale fra i nostri muoni upgoing con i lampi di raggi gamma dati nei cataloghi BATSE 3B e  4B, dall’aprile del 1991 al dicembre del 2000. Per concludere, inoltre abbiamo cercato un flusso diffuso di neutrini astrofisici per il quale abbiamo stabilito un limite superiore di 1.5x10-14 s-1

(Fig. 3.3)

4. Ricerca indiretta di WIMPs

Le WIMPs potrebbero fare parte della materia oscura galattica; le WIMPs potrebbe essere intercettate da corpi celesti, rallentate e bloccate nei loro interno, dove WIMPs ed anti-WIMPs potrebbero annichilarsi e creare neutrini muoici che interagiscono nella roccia sotto la MACRO formando muoni. Le annichilazioni all’interno di questi corpi celesti produrrebbero neutrini di energia dell’ordine del TeV o del GeV, molto vicina al valore centrale. Per la Terra il limite, al 90% c.l., per il flusso di muoni upgoing varia da 0,8 a 0,5 10-14 cm-2 s-1. Se le WIMPs sono identificate con quelle di massa più piccola, il neutralino, il limite di MACRO potrebbe essere usato per dare dei limiti la massa del neutralino, secondo il modello di Bottino ed altri, vedi la figura. Una procedura simile è stata seguita per cercare i neutrini muonici dal Sole; il limite superiore è circa 1.5x10-14 cm-2 s-1.

5. Neutrini da collassi stellari

Un collasso gravitazionale  (GC) del nucleo di una stella massiccia si pensa produca una grande quantità di tutti i tipi di neutrini ed di antineutrini con energie di 7-30 MeV e con una durata di circa 10 s. Gli antineutrini elettronici possono essere rilevati attraverso il processo beta-inverso  nello scintillatore liquido. Circa 100-150 positroni dovrebbero essere rilevati nel nostro scintillatore di 580 t per un collasso gravitazionale al centro della nostra galassia. Abbiamo usato due sistemi per la rilevazione degli antineutrini elettronici da collassi gravitazionali, inoltre era in funzione un sistema di allarme per le supernove, che avvisava immediatamente i fisici in turno. La massa attiva di MACRO era di circa 580 t; la frazione di tempo durante gli ultimi quattro anni è stata di circa il 97.5%. Nessun collasso gravitazionale stellare è stato osservato nella nostra galassia da 1989 alla fine di 2000.

6. Muoni da raggi cosmici

 La grande area ed accettanza del nostro rivelatore hanno permesso lo studio su molti aspetti della fisica e dell’astrofisica dei raggi cosmici (CR). Abbiamo registrato circa 6x10⁷ singoli muoni e 3.7 x10⁶ muons multipli. Abbiamo misurato l’intensità dei muoni verticali vs spessore della roccia che fornisce informazioni sul flusso di muoni atmosferici di alta energia e sullo spettro dei CR primari. L’analisi delle tracce ad alta molteplicità fornisce informazioni sulla composizione nel CR primari. Lo studio della funzione di decoerenza

(la distribuzione della distanza fra due muons in un gruppo di muoni, Fig. 6.1)

fornisce le informazioni sulle caratteristiche delle interazione adroniche alle alte energie.

Astronomia muonica.
Nel passato, alcuni esperimenti hanno segnalato eccessi di muoni modulati provenienti da sorgenti astrofisiche conosciute, ad esempio Cyg X-3. I nostri dati non indicano eccessi significativi sopra il background, sia per flussi stazionari che modulati-

(si veda Fig. 6.2)

Variazioni stagionali.
I muoni sotterranei sono prodotti dai mesoni che decadono in volo nell'atmosfera. Il flusso dei muoni è sensibile alla densità atmosferica ed alla temperatura media. Troviamo le variazioni previste al livello di circa il 2%

(Fig. 6.3).

Ombra lunare e solare sui raggi cosmici primari.
La capacità di puntamento di MACRO è stata dimostrata con l’osservazione delle ombre della Luna (5.5 sigma) e del Sole, che producono uno schermo ai raggi cosmici

(Fig. 6.4)

Lo spettro delle energie differenziale dei muoni sotterranei è stato misurato con i tre moduli di TRD. L'energia residua media misurata è 270 e 380 GeV per i muoni singoli e multipli, rispettivamente

(Fig. 6.5)

7. Ricerca di particelle leggermente ionizzanti

Le particelle a carica frazionaria potrebbero esserci nelle GUT, come i quarks; i valori previsti  variano da Q=e/5 a Q=2e/3. Dovrebbero liberare una frazione (Q/e)2 dell'energia depositata da un muone che attraversa un mezzo. Queste particelle leggermente ionizzazione (LIPs) sono state cercate con MACRO usando una coincidenza quadrupla fra i tre strati degli scintillatori e dei tubi a streamer. I limiti superiori per le LIPs, al 90% c.l., sono attualmente di 1.5x1015 cm-2 s-1 sr-1 e dovrebbero essere migliorare presto.