Sterile Neutrinos and Neutrino Magnetic Moments A.B. Balantekin - PowerPoint PPT Presentation

Sterile Neutrinos and Neutrino Magnetic Moments A.B. Balantekin ACFI Workshop: Neutrino Mass: From the Terrestrial Laboratory to the Cosmos

Does the reactor-flux anomaly imply active-sterile neutrino mixing? Hayes, ¡et ¡al., ¡arXiv: 1309.4146 ¡[nucl-­‑th] ¡ ¡ Can we know the reactor neutrino flux ever as well as we need?

Questions about sterile neutrinos in no specific order • Is there any ν µ disapperance? • Do both reactor and non-reactor ν e 's disappear? • Is there visible oscillatory behavior? • Can the sterile nature of the new flavors be established without recourse to the Z width? • Is there any associated CP violation? Oscillatory behavior of the neutral-current event rate, would establish, without recourse to the Z-width, oscillation into sterile flavor(s).

First calculated by • PRELIMINARY ¡ Freedman. 1 x 10 -14 This reaction is • background to the 12 C dark matter searches 13 C σ (fm ² ) with nuclear targets. Nuclear form factors • need to be included. 1 x 10 -15 McLaughlin, Engel. A calculation for Suzuki, ¡ • Balantekin, ¡ scintillators with the Kajino ¡ state-of-the-art Chiba ¡ Suzuki, ¡Balantekin, ¡Kajino, ¡Chiba ¡ nuclear interactions is shown on the left. 0 5 10 15 20 25 30 E (MeV)

PROSPECT ¡Collabora.on, ¡arXiv:1512.02202 ¡ ¡

In effective field theories at lower energies, beyond Standard Model physics is described by local operators L = L SM + C (5) (6) (7) C i C i Λ O (5) + (6) + (7) + … ∑ ∑ Λ 2 O i Λ 3 O i i i Majorana Includes neutrino Majorana mass neutrino (unique) magnetic moment µ ν ∝ m ν Λ 2

Physical Processes with a Neutrino Magnetic Moment ν -e scattering Spin-flavor precession Plasmon decay Neutrino decay

Recent neutrino experiments such as the Daya Bay experiment well pinned the neutrino parameters. sin 2 2 θ 13 = 0.084 ± 0.005 2 = 2.42 ± 0.11 ) × 10 − 3 eV 2 ( δ m ee

" % = α 2 π d σ 1 − 1 2 2 µ eff $ ' dT e m e T e E ν # & 2 2 = − iE j L µ ji ∑ ∑ U ej e µ eff i j

Standard Model (only) contribution to the Dirac neutrino magnetic moment measured at reactors A.B.B., ¡N. ¡Vassh, ¡arXiv:1312.6858 ¡ PRD ¡ 89 ¡ (2014) ¡073013 ¡ Cosmological ¡limits ¡ A.B.B. ¡& ¡ N. ¡Vassh ¡

Standard Model (only) contribution to the Majorana neutrino magnetic moment measured at reactors Cosmological ¡limits ¡

Reactor vs. solar neutrinos Dirac Majorana A.B.B. & N. Vassh AIP Conf.Proc. 1604 (2014) 150 arXiv:1404.1393

A large enough neutrino magnetic moment implies enhanced plasmon decay rate: γ→νν . Since the neutrinos freely escape the star, this is turn cools a red giant star faster delaying helium ignition. Globular cluster M5 è µ ν < 4.5 × 10 -12 µ B (95% C.L.) arXiv:1308.4627

The effect of the neutrino magnetic moment on neutrino decoupling in the BBN epoch Vassh, Grohs, Balantekin, Fuller, arXiv:1510.0042

The change in the BBN abundances due to the neutrino magnetic moment Solid lines: µ e τ = 10 − 11 µ B black: µ µ τ = 10 − 11 µ B red: µ µ τ = 4 × 10 − 10 µ B blue: µ µ τ = 6 × 10 − 10 µ B Dashed lines: µ e τ = 6 × 10 − 10 µ B black: µ µ τ = 10 − 11 µ B red: µ µ τ = 4 × 10 − 10 µ B blue: µ µ τ = 6 × 10 − 10 µ B Vassh, Grohs, Balantekin, Fuller, arXiv:1510.0042

Kopp ¡ At very close distances to the reactor 2 ≥ 1 eV 2 and for m 4 2 + 2 U e 4 4 ( ) = 1 − 2 U e 4 P ν e → ν e

" % = α 2 π d σ 1 − 1 2 2 µ eff $ ' dT e m e T e E ν # & 2 2 = − iE j L µ ji ∑ ∑ U ej e µ eff i j For a sufficiently heavy sterile neutrino the phases with ( E 4 − E i ) L average to zero 3 2 = " % ∑ ( ) ij U je ( ) 44 U 4 e U ei µµ + + + U e 4 µµ + + µ eff $ ' # & i , j = 1

δ m 2 =1 eV 2 δ m 2 = δ m 2 = 1.78eV 2 3eV 2 2 L " % " % * - * - ∞ 2 α 2 π 1 − 1 cos δ m 4 i ' dN ∫ A 4 i = / dE ν $ , / , $ ' 2 m e T e E ν 2 E ν dE ν # & + . + . # & E ν ,min

For a sufficiently heavy sterile neutrino the phases with ( E 4 − E i ) L average to zero 3 2 = " % ( ) ij U je ( ) 44 U 4 e ∑ U ei µµ + + + U e 4 µµ + + µ eff $ ' # & i , j = 1 3 3 2 ≤ 2 + 1 − U e 4 ( ) 2 ∑ ∑ 2 ⇒ µ eff µ i 4 µ ij i = 1 i , j = 1

Sterile neutrino decay and Big Bang Nucleosynthesis 2 m i 3 3 2 − m j 2 − m j 2 $ ' $ ' 3 2 2 $ ' m i Γ i → j = µ = 5.308 s − 1 µ eff $ m i ' & ) & ) & ) & ) & ) & ) 2 8 π m i m i % eV ( µ B % ( % ( % ( ¡ Kusakabe, A.B.B., Kajino, and Pehlivan, Phys. Rev. D 87, 085045 (2013) ¡

Sterile neutrino How it asserts What does it mass itself solve? ~ ¡1 ¡eV ¡ Mixing ¡with ¡ac^ve ¡ Reactor ¡anomaly, ¡ flavors ¡ ¡ IceCube ¡data ¡ ~ ¡7 ¡keV ¡ Electromagne^c ¡ Gammas ¡rays ¡from ¡ decay ¡ the ¡galac^c ¡centers ¡ ~ ¡4-­‑5 ¡MeV ¡ Electromagne^c ¡ 7 Li ¡problem ¡in ¡BBN ¡ decay ¡ Are we cooking up a separate magic potion for each malady? I certainly hope not!

SN Neutrino Flavor Content Accretion ≈“Shock2 Revival” Cooling (no2oscillations) CC NC Adopted ¡from ¡Messer ¡

Symmetry ¡magazine ¡ If we want to catch a supernova with neutrinos we’d better know what neutrinos do inside a supernova. What can sterile neutrinos do in a core-collapse supernova?

λ p : proton weak loss rate (rate for ν e + p → e + + n and e − + p → ν e + n reactions) λ n : neutron weak loss rate (rate for ν e + n → e − + p and e + + n → ν e + p reactions) dN p dt = − λ p N p + λ n N n Electron fraction: Y e ≡ Net number of electrons Number of baryons N p Neutral medium, only protons and neutrons: Y e = N p + N n N p + 2 N α Neutral medium, with protons, neutrons and alphas: Y e = N p + N n + 4 N α 4 N α Mass fraction of alphas: X α = N p + N n + 4 N α # & dt Y e − 1 d ) Y e + 1 ( ( ) X α 2 X α ( = λ n − λ p + λ n 2 λ p − λ n % $ ' Vanishes ¡if ¡weak ¡interac^ons ¡of ¡alphas ¡are ¡ignored ¡

dY e /dt ¡= ¡0 ¡ λ p − λ n + 1 λ n 1 (0) = Y e = X α Y e 2 λ p + λ n λ p + λ n 1 + λ p λ n If ¡alpha ¡par^cles ¡are ¡present ¡ If ¡alpha ¡par^cles ¡are ¡absent ¡ " % (0) + 1 (0) Y e = Y e 2 − Y e ' X α $ # & Non-­‑zero ¡X α ¡ pushes ¡ If ¡Y e (0) ¡< ¡1/2, ¡non-­‑zero ¡X α ¡ increases ¡Y e . ¡If ¡Y e (0) ¡> ¡ Y e ¡ to ¡1/2 ¡ 1/2, ¡non-­‑zero ¡X α ¡decreases ¡Y e. ¡ ¡ Alpha ¡effect ¡

Matter-enhanced oscillations with active-sterile mixing # & # & # & ϕ e , x ( r ) Ψ e , x ( r ) Ψ e , x ( r ) Λ e , x i ∂ % ( % ( % ( ( = % % ( % ( ∂ r − ϕ e , x ( r ) Ψ s ( r ) Ψ s ( r ) Λ e , x $ ' $ ' $ ' Λ e , x = δ m 2 4 E sin2 θ es , ex # & + . ϕ e ( r ) = 1 + ( r ) − N n ( r ) 0 E − δ m 2 cos2 θ s − ( r ) − N e 4 E ± 2 2 G F N e % ( - , 2 / $ ' (− δ m 2 # & ϕ e ( r ) = ± 3 G F ρ ( r ) Y e − 1 4 E cos2 θ es % $ 3 ' 2 2 m N ) − δ m 2 ϕ µ , τ ( r ) = ± G F ρ ( r ) ( Y e − 1 4 E cos2 θ µ s , τ x 2 2 m N Neutrinos: + sign Antineutrinos: - sign

0.6 0.5 0.4 Y e ¡ ρ 0.3 0.2 0.1 0 R → R → ρ Y e − 1 " % $ ' 3 # & R → MSW Resonance Condition: '− δ m 2 " % ϕ e ( r ) = ± 3 G F ρ ( r ) Y e − 1 4 E cos2 θ es = 0 $ 3 2 2 m N # &

Note that this discussion ignores collective neutrino oscillations! No ¡ feedback ¡ With ¡ feedback ¡ Fejer, ¡McLaughlin, ¡Balantekin, ¡Fuller, ¡1999 ¡

Alpha effect Active-sterile mixing could yield very low values of Y e , Y e ¡Contours ¡ which is crucial for r-process nucleosynthesis McLaughlin, ¡Fejer, ¡Balantekin, ¡Fuller, ¡Astropart. ¡ Phys., ¡18, ¡433 ¡(2003) ¡

Active-sterile mixing with the parameters inferred from reactor anomaly enables nucleosynthesis, but seems to suppress shock reheating by neutrinos. Wu, ¡Fischer, ¡Mar^nez-­‑Pinedo, ¡Qian, ¡2013 ¡

A ¡factor ¡of ¡10 ¡ enhancement ¡ Enhancement due to active-sterile mixing Dark ¡ majer ¡ Sterile ¡ neutrino ¡with ¡ m=5.012 ¡keV ¡ and ¡ sin 2 2 θ∼ 10 - 5 ¡ Warren,Meixner, ¡Majhews. ¡Hidaka, ¡Kajino, ¡2014 ¡

Thank you very much! ¡ ¡ ¡