L'ASTRONOMIA PER PASSIONE

  
  
  
Login  -  Registrati  -  Dimenticato i dati?

Astronomia dei neutrini

Cosa sono i neutrini

Neutrini, rilevatore

 

Quello che potevamo conoscere dall'osservazione visuale lo abbiamo scoperto, almeno in grandissima parte. Se ci limitassimo a questo, tuttavia, potremmo soltanto dire che il Sole è una palla incandescente, potremmo conoscerne l'atmosfera esterna ma non potremmo mai sapere cosa c'è al suo interno e come fa a bruciare così a lungo e con così grande potenza.

La possibilità di estendere i nostri occhi attraverso strumentazioni che consentono di ottenere immagini negli spettri X, ultravioletto, gamma, infrarosso ecc. non ha colmato questo handicap, dal momento che si è arrivati soltanto a vedere di più lo stesso irraggiamento che vediamo con i nostri occhi. Ma ancora una volta non riusciamo ad entrare nel profondo.

Studiare la radiazione a diverse frequenze, quindi, equivale a studiare sempre e soltanto la radiazione, analoga alla luce ma a diverse lunghezze d'onda.

Da poche decine di anni, invece, esiste una nuova tipologia di astronomia che scende molto più in profondità e che si basa sulle particelle elementari: soltanto attraverso questa nuova astronomia possiamo capire cosa c'è al centro di una stella e perché riesce a brillare tanto ed a lungo.

 

Le particelle elementari sono i costituenti ultimi della materia, i mattoni che compongono tutto ciò che vediamo intorno a noi, le componenti più piccole che formano ogni materia.

 

Il concetto è variato molto con il tempo: Aristotele, riprendendo i concetti del V secolo a.C. riconducibili a Empedocle parlava di quattro costituenti fondamentali dati da aria, terra, fuoco ed acqua, ai quali fu poi accostata la quintessenza, o l'etere.

Dal 1896, anno della scoperta della radioattività ad opera di un gruppo di fisici tra i quali Henry Becquerel e Madame Curie (due volte Premio Nobel), si è scatenata invece una caccia alle mattonelle che compongono la materia. Caccia che dura ancora oggi e che porta a scoperte di particelle stabili e di particelle instabili.

Struttura dell'atomo

Era il 1911 quando Ernst Ruthertford scoprì la struttura degli atomi, composti da un nucleo che ne contiene quasi tutta la massa e da elettroni in orbita a distanze molto grandi dal nucleo stesso. A quel tempo l'elettrone era la sola particella conosciuta, scoperta da Joseph Thomson nel 1897, ma Rutherford aggiunse il protone scoperto durante fenomeni radioattivi mentre per la scoperta del neutrone si attese il 1932 con James Chadwik.

 

 

I protoni hanno massa e carica elettrica positiva, i neutroni hanno carica neutra e massa soltanto leggermente diversa da quella dei protoni, mentre gli elettroni hanno massa trascurabile (circa 2000 volte minore di quella dei protoni) e carica elettrica negativa.

PARTICELLA CARICA CARATTERISTICA
Protone Positiva Fa parte del nucleo atomico
Elettrone Negativa Orbita intorno al nucleo atomico
Neutrone Neutra Fa parte del nucleo atomico


L'atomo ha una composizione planetaria: un nucleo formato da protoni e neutroni intorno al quale orbitano gli elettroni.

 

Il numero atomico è rappresentato dal numero di protoni nel nucleo.
Il numero di massa è dato dal numero di protoni più il numero di neutroni, quindi dal totale degli elementi presenti nel nucleo atomico.

 


Nel nucleo, quindi, si trova quasi tutta la massa atomica e tutta l'energia positiva.

La svolta nella fisica delle particelle elementari ci fu con la scoperta e lo studio dei raggi cosmici, nel 1912 da parte di Viktor Hess attraverso un volo ad alta quota.

Nel 1932 Carl Anderson scopre la prima particella di antimateria, l'elettrone con carica positiva positiva noto come positrone, mentre nel 1933 Patrick Blackett e Giuseppe Occhialini scoprono la prima coppia elettrone-positrone.
Nel 1937 i muoni furono scoperti da Seth Neddermeyer e Anderson mentre ancora Occhialini insieme a Cecil Powell scoprì i pioni nel 1947.

I neutrini furono teorizzati da Wolfgang Pauli nel 1931 ed introdotti nei decadimenti radioattivi da Enrico Fermi.

 

Il decadimento radioattivo, o decadimento beta, è la trasformazione di protoni in neutroni o viceversa, con emissione di elettroni positivi (positroni) o negativi.

 

Le particelle elementari erano inizialmente classificate in base alla loro massa, ed allora era solito distinguere tra leptoni (particelle leggere), mesoni (particelle intermedie) e barioni (particelle pesanti). Oggi si preferisce utilizzare una classificazione che tenga conto delle interazioni nucleari cui sono soggette le particelle, distinguendo due gruppi:


Gruppo di particelle Sottodivisioni Caratteristiche
ADRONI Barioni (se fermioni, come protoni e neutroni)
Mesoni (se bosoni, come pioni e kaoni)
Soggetti a interazione nucleare forte e debole
Sono costituiti da 3 quark se barioni e da 1 quark ed 1 antiquark se mesoni.
LEPTONI - Soggetti a interazione nucleare debole
Non mostrano struttura interna

 

FERMIONI E BOSONI

Abbiamo detto che gli adroni sono particelle elementari suscettibili di essere soggette ad interazione nucleare forte e debole e che si distinguono in barioni e mesoni.
Sono barioni se si tratta di fermioni mentre se si tratta di bosoni sono mesoni. Dove è la differenza tra fermioni e bosoni?

fermioni sono particelle che devono il proprio nome ad Enrico Fermi, fisico italiano, e che obbediscono al Principio di esclusione di Pauli. I bosoni sono particelle che devono il proprio nome al fisico indiano Nath Bose e che non sono soggette al Principio di esclusione di Pauli.

Non resta che vedere cosa dice il principio di esclusione di Pauli: "Due fermioni identici non possono occupare simultaneamente lo stesso stato quantico", quindi il principio vale soltanto per i fermioni, che formano stati quantici antisimmetrici ed hanno uno spin (rotazione) semi-intero.
I bosoni, invece, formano stati quantici simmetrici ed hanno spin intero.
Ne segue che i fermioni includono protoni, neutroni ed elettroni, i tre tipi di particelle che compongono la materia ordinaria, mentre il principio non si applica a fotoni e gravitoni, dal momento che sono bosoni. 

Esempio
Si consideri un atomo di elio neutro, con due elettroni associati. Entrambi gli elettroni possono occupare l'orbitale con il livello di energia più basso purché acquisiscano spin opposti, senza violare il principio di Pauli. Lo stato quantico, infatti, comprende lo spin e dal momento che i due elettroni hanno spin differenti non hanno lo stesso stato quantico.

Schema delle tre generazioni di materia (fermioni) in base alle interazioni nucleari cui sono soggette

Al di fuori dello schema ci sono i bosoni di gauge, che sono i quanti delle interazioni, ossia le particelle di scambio nelle interazioni. Tra i bosoni di gauge ci sono il fotone gamma e le particelle W e Z0 per le interazioni elettromagnetiche e deboli e gli 8 gluoni mediatori di colore associati alle interazioni forti.  In più ci sono il gravitone per le interazioni gravitazionali e svariati bosoni come il bosone di Higgs che si spera di rivelare con l'esperimento LHC del CERN. Questi bosoni ed il gravitone non sono ancora stati osservati.

Possiamo riassumere nel modo seguente: le particelle elementari sono quark e leptoni, ed i neutrini appartengono alla famiglia dei leptoni.
Esistono tre famiglie di quark e tre famiglie di leptoni, quindi in natura esistono tre specie di neutrini: la specie legata agli elettroni (neutrini elettronici), la specie legata ai leptoni mu (e per questo chiamati muoni) e la specie legata ai leptoni tau.
Tutte le specie interagiscono debolmente con la materia ordinaria, composta da quark up e down della prima famiglia, ma i neutrini elettronici, anch'essi della prima famiglia, interagiscono un po' di più in quanto possono scambiarsi particelle W e Z0 in processi a correnti cariche o a correnti neutre rispettivamente.
I neutrini delle altre specie interagiscono molto di meno visto che in natura non esistono leptoni stabili delle altre famiglie e la loro interazione avviene soltanto tramite processi a correnti neutre, con il solo scambio di Z0.
Soltanto nel 1956, tuttavia, i neutrini furono davvero scoperti in un reattore nucleare artificiale, ad opera di Fred Reines e Clyde Cowan e la causa di questo ritardo è dovuta proprio alla natura del neutrino, che interagisce pochissimo con la materia. La bassissima interazione è dovuta al fatto che i neutrini sono prodotti o assorbiti dalla materia solo in processi nucleari a interazioni deboli che, al contrario di quelli a interazioni forti, hanno una piccolissima intensità.

I neutrini e le stelle

Abbiamo visto che i neutrini sono prodotti soltanto in decadimenti beta o, più in generale, durante reazioni termonucleari che comprendono questi processi, comprese quelle che avvengono nelle stelle.
Le nostre conoscenze sulle stelle, e sul Sole in particolare, sono state provate proprio dall'osservazione di questi neutrini.
Se ci limitassimo a vedere gli strati esterni del Sole, ad esempio, potremmo pensare che la sua luce deriva da fusioni nucleari interne ma non potremmo esserne certi perché potrebbero esserci altre cause. A logica potremmo comunque dedurre che una fusione nucleare sia l'unica possibilità per avere una energia così forte e duratura nel tempo, ma non sarebbe comunque una prova diretta, ma soltanto una prova di deduzione. Il Sole fornisce da miliardi di anni una energia che corrisponde al bruciamento di seicento milioni di tonnellate di idrogeno al secondo, ed una simile energia è spiegabile soltanto con fusioni nucleari. Allo stesso modo, per emanare energia una stella deve necessariamente bruciare qualcosa. Queste furono le pezze d'appoggio alla teoria che vede le stelle brillare di luce proveniente da fusioni nucleari, ma la prova più schiacciante è senza dubbio la presenza dei neutrini provenienti dalle stelle, ed in particolare da quella più vicina, il Sole. Dal momento che i neutrini si formano soltanto durante reazioni termonucleari, il fatto che provengano dalle stelle vuole dire che al loro interno avvengono reazioni termonucleari.

Il viaggio dei neutriniContrariamente alla radiazione (fotoni) che proviene dal nucleo e che interagisce con gli strati superiori della zona radiativa, i neutrini non interagiscono con nulla. I fotoni, quindi, impiegano milioni di anni ad uscire dal Sole mentre i neutrini escono subito.

Luce e calore si diffondono molto lentamente dal nucleo solare, e stellare in genere, fino a raggiungere la superficie, che viene raggiunta dopo circa un milione di anni. Il Sole, infatti, è opaco alla radiazione e lo sappiamo perché altrimenti da Terra riusciremmo a vederne l'interno. La radiazione, quindi, viene assorbita e riemessa in continuazione. Soltanto quando raggiunge la superficie, la radiazione è libera di diffondersi nello spazio e raggiungere la Terra.

In pratica, un fotone emesso dal nucleo solare impiega un milione di anni a raggiungere la superficie del Sole ed otto minuti a raggiungere la Terra, viaggiando ovviamente alla velocità della luce (il fotone è esso stesso luce). Da Terra, quindi, vediamo il Sole così come era otto minuti fa, ma vediamo la radiazione prodotta dal nucleo un milione di anni fa. Il tutto è rappresentato, nella figura di fianco, dal groviglio formato dalla linea bianca, che rappresenta un ottimistico viaggio di un fotone all'interno del Sole.
Per i neutrini il discorso è differente: non interagendo con la materia, i neutrini vengono emessi dal nucleo stellare e puntano dritti verso la superficie stellare distante 700.000 di chilometri (la lunghezza del raggio solare). Una volta raggiunta, arrivano a Terra dopo i classici otto minuti. I neutrini che riusciamo a catturare da Terra, in pratica, sono particelle nuove, appena create, e non vecchie di milioni di anni quindi rispecchiano fedelmente le condizioni attuali del nucleo solare. Nell'immagine, il viaggio lineare del neutrino è rappresentato dalla linea retta nera.
A questo punto il problema è un altro: catturare i neutrini e studiarli. Ma come si studiano i neutrini? se ne dovrebbe calcolare il numero e l'energia, perché questi due parametri consentono di calcolare il numero di eventi che si prevede di rivelare. Confrontando questo numero con quello degli eventi effettivamente osservati si riesce a stabilire la bontà del modello solare.

QUANTI NEUTRINI ARRIVANO A TERRA?

Il Sole sta bruciando nuclei di idrogeno e producendo nuclei di elio: cosa comporta? Due protoni iniziali restano tali mentre altri due si trasformano in neutroni (l'idrogeno è composto da protoni, l'elio da due protoni e due neutroni). Questa reazione, per le leggi di conservazione della fisica, comporta la comparsa di due positroni (elettroni positivi) per la conservazione della carica elettrica e di due neutrini elettronici (per la conservazione del numero leptonico: non essendoci leptoni prima, la differenza tra leptoni e antileptoni deve restare nulla anche dopo la reazione). I positroni sono antimateria e si annichilano con elettroni negativi producendo fotoni di alta energia. Inoltre, dal momento che la massa di quattro protoni è superiore a quella di una particella alfa (elio), l'energia in eccesso viene anch'essa liberata come energia.

I neutrini fuggono dal Sole e dopo pochi minuti raggiungono la Terra, mentre i fotoni iniziano la serie di rimbalzi interni che produce la loro perdita di energia insieme alla termalizzazione con la materia più fredda degli strati superiori del Sole. Giungeranno a fuggire dalla superficie, dopo un milione di anni, come fotoni di bassa energia con un massimo di emissione nel dominio ottico.
Per la conservazione dell'energia, ogni fotone prodotto nel Sole con energia di 10 MeV genera mediamente dieci milioni di fotoni di energia di circa 1 eV emessi dalla fotosfera solare. Inoltre, il numero totale di reazioni termonucleari nel Sole deve essere tale da liberare una quantità di energia pari a quella emessa dalla fotosfera solare, in modo da giustificarne la luminosità che, quindi, rappresenta un vincolo molto rigido al ritmo delle reazioni di bruciamento dell'idrogeno nelle parti interne del Sole. Proprio da questo vincolo si deduce che la massa di idrogeno che si deve consumare al secondo è pari a seicento milioni di tonnellate e che il numero di neutrini emessi dal Sole ogni secondo è la metà del numero di protoni che si trasformano in particelle alfa.
Nota la distanza Terra-Sole si ottiene che il flusso di neutrini solari che giunge a Terra al secondo è di cento miliardi per ogni centimetro quadrato. Una nostra unghia, quindi, ogni secondo è attraversata da cento miliardi di neutrini.
Ovviamente questo non avviene solo di giorno, ma anche di notte visto che i neutrini attraversano indisturbati la materia e quindi anche la Terra.

Come si fa a catturare queste particelle, visto che non interagiscono con la materia se non in percentuale piccolissima?

Osservare i neutrini solari

I primi studi riguardanti le sostanze che più probabilmente potessero presentare caratteristiche adatte a catturare i neutrini sono targati George T. Zatsepin e Vadim Kuzmin, due fisici russi degli anni Sessanta. Il primo rivelatore, formato da 600 tonnellate di liquido a base di cloro, fu costruito tuttavia negli USA, nella miniera di Homestake nel Sud Dakota. Il cloro è un nucleo che si trasforma in argon in seguito alla cattura di un neutrino.

Rivelatori di neutrini e raggi cosmici

La dislocazione a grandi profondità dei rivelatori di neutrini è dovuta alla necessità di isolare i neutrini stessi rispetto ai segnali più forti provenienti dall'atmosfera terrestre e dai raggi cosmici

Il fatto che i rivelatori di neutrini siano posti a profondità anche notevoli è dovuto all'intenzione di eliminare il più possibile i disturbi o i segnali estranei ai neutrini, che vengono bloccati dalle rocce superficiali terrestri. Se il rivelatore fosse posto in superficie, il debole segnale dei neutrini sarebbe sovraffatto dai segnali molto più intensi rappresentati dalla radioattività ambientale e dai raggi cosmici.
La scelta del cloro, in realtà, non era la migliore scelta tecnica ma era dettata da problemi economici, dato il suo basso costo. A fronte del vantaggio in termini di risparmio, però, il cloro è in grado di assorbire soltanto i neutrini a maggior contenuto energetico, prodotti dal Sole durante il decadimento del boro, una reazione marginale che contribuisce al flusso di neutrini soltanto per una parte su centomila.
Nei più recenti esperimenti, quindi, il cloro è stato soppiantato dal gallio (che si trasforma in germanio in seguito a cattura del neutrino), dal boro stesso e dall'acqua, leggera o pesante. Il gallio, soprattutto, è molto più costoso ma riesce a catturare anche i neutrini prodotti nella reazione principale del Sole, che trasforma l'idrogeno in elio.
In Italia, nei laboratori del Gran Sasso dell'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), è stato a lungo sperimentato il gallio mentre ora si sta sperimentando il boro.

IL PROBLEMA DEI NEUTRINI SOLARI

Nonostante queste scelte, l'interazione dei neutrini con la materia continua ad essere davvero ridottissima: in circa trenta anni di funzionamento, il rivelatore di Homestake ha catturato una media di un neutrino ogni due giorni, quanto basta però ad innescare un dubbio. La misura rivelata, infatti, era circa un terzo di quanto predetto dai modelli, il che ha dato il via al problema dei neutrini solari. Anche i rivelatori in Italia ed in Russia rivelarono quantità inferiori a quelle dei modelli, ed il problema è stato risolto solo recentemente grazie a nuovi esperimenti più sensibili che utilizzano tecniche di rivelazione differenti.
Quale è la causa dei neutrini mancanti? Nel 2002 si è trovata la soluzione con i risultati dell'esperimento canadese Sudbury Neutrino Observatory (SNO), che utilizza l'acqua pesante come rivelatore. I risultato hanno provato che i neutrini sono prodotti dal Sole nella misura esatta prevista dai modelli teorici, tuttavia durante il loro viaggio verso di noi soltanto un terzo resta di tipo elettronico mentre gli altri due terzi si trasformano in neutrini tau e neutrini muonici.
Già nel 1986 Bruno Pontecorvo suppose una teoria del genere, chiamata oscillazione del neutrino, ma soltanto nel 2002 si è avuta la prova pratica. I neutrini tau ed i muoni non erano osservabili nei precedenti esperimenti, mentre in Canada si riuscì ad osservare anche queste particelle ed i conti furono chiusi con successo.

Rappresentazione di neutrini

I neutrini con maggior probabilità di interagire con la materia sono quelli a maggior energia e provenienti da una direzione nei pressi del Polo Nord: questo è quanto prevede il Modello Standard e questo è quanto ottenuto dalle rilevazioni di IceCube, un rilevatore di neutrini (Nature, Novembre 2017, Collaborazione IceCube). Lo studio ha misurato la cross-section per neutrini tra 6.3 e 980 TeV, molto alte, creati generalmente dall'interazione tra raggi cosmici e nuclei di azoto e ossigeno in atmosfera terrestre. IceCube misura la radiazione Cherenkov quindi non vede direttamente i neutrini: si tratta di una luce blu prodotta dall'interazione citata. In un anno, tra maggio 2010 e maggio 2011, sono state analizzate ben 10800 interazioni di neutrini, avallando quanto previsto dal Modello Standard. 

Supernovae, stelle di neutroni e pulsar

I neutrini prodotti dalle altre stelle sono troppo lontani per poter essere osservati, ma alcune stelle giungono ad un punto della propria vita da emetterne talmente tanti che possono essere osservati anche da noi: si tratta delle stelle che esplodono come supernova.
I neutrini giocano un ruolo fondamentale in tutte le fasi del collasso gravitazionale della stella morente, visto che l'energia prodotta dalla stella stessa viene dispersa nello spazio per il 99% dai neutrini e solo per una frazione inferiore all'1% da radiazione elettromagnetica. E' stato addirittura calcolato che durante il breve tempo del collasso la luminosità neutrinica della stella è pari alla luminosità "luminosa" dell'intero universo. Altri calcoli sostengono che una supernova che esplodesse nel centro Galattico, a 30.000 anni luce da noi, genererebbe un flusso di neutrini che giungerebbe a Terra in misura superiore a mille miliardi per centimetro quadrato, circa dieci volte superiore al flusso di neutrini solari.

Se i processi di neutronizzazione del nucleo stellare in collasso avvengono completamente, l'energia emessa sottoforma di neutrini elettronici è pari a circa l'1% della massa del core trasformata in energia secondo la formula di Einstein E=mc2.
I neutrini prodotti nell'annichilazione delle coppie elettrone-positrone sottraggono al nucleo stellare un'energia tra venti e trenta volte maggiore, corrispondente a flussi sulla superficie terrestre dell'ordine di almeno mille miliardi di neutrini per centimetro quadrato per un collasso gravitazionale che avviene al centro della Galassia, a 30.000 anni luce di distanza.
Se i neutrini potessero evadere subito dalla stella si verificherebbe un burst di qualche centesimo di secondo, ma non è così: interagiscono con la materia in collasso, per cui si viene a formare un nucleo opaco ai neutrini e la durata dell'emissione dipende dal tempo di diffusione dei neutrini fino alla superficie del nucleo collassato. I modelli teorici risentono di molte approssimazioni, a partire dal non prendere in considerazione rotazione stellare e campo magnetico che possono invece rallentare la diffusione.

Le principali reazioni per la rivelazione dei neutrini da collasso sono la cattura di neutrini e antineutrini elettronici da parte dei neutroni o dei protoni di un rivelatore posto in profondità, sotto grandi spessori di roccia. Tuttavia, essendo i neutroni legati nei nuclei dei rivelatori, il segnale indotto dai neutrini viene integrato per il tempo di decadimento del nucleo composto e quindi non è adatto allo studio dei burst neutrinici che, secondo i modelli, sono di breve durata. Data la maggior sezione d'urto, le interazioni dei neutrini con i protoni forniscono il segnale principale, per cui gli esperimenti sui collassi devono essere composti di sostanze idrogenoidi come uno scintillatore liquido o l'acqua.
Nei primi, la soglia di rivelazione è limitata solo dalle caratteristiche dell'esperimento e dal fondo di radiazione (cosmica ed ambientale) del laboratorio in cui è situato. Nei secondi, i neutrini sono rivelati per effetto Cerenkov, per energie superiori a una soglia che dipende dal rivelatore stesso.
Il confronto tra i due tipi di rivelatori porta a concludere che i rivelatori a scintillatore sono più sensibili di quelli ad acqua. Il numero di neutrini rivelati è comunque sempre molto piccolo, nell'ordine di un neutrino ogni due o tre tonnellate di rivelatore per un collasso distante 10 kpc. In Italia, ai Laboratori Nazionali del Gran Sasso il rivelatore ha unamassa di mille tonnellate (esperimento LVD - Large Volume Detector).

I burst vengono evidenziati da fenomeni più intensi rispetto a quelli considerati "normali" e di fondo. Per avere la certezza che i burst siano legati effettivamente ad un evento celeste reale, si procede poi a caratterizzare le energie delle rivelazioni (devono essere simili) e la distribuzione topologica.

Evoluzioni dello studio: oscillazioni e massa

Ogni due anni si tiene la Conferenza Internazionale sulla Fisica e l'Astrofisica dei Neutrini, e nel 2010 si è svolta la 24° conferenza ad Atene, a metà mese di giugno.
Il problema della massa dei neutrini fu affrontato per la prima volta da Enrico Fermi nel 1949 nel libro Nuclear Physics, in un capitolo dedicato al decadimento beta che parlava anche dell'effetto della massa dei neutrini.
Il problema dell'oscillazione, invece, fu affrontato come detto da Bruno Pontecorvo nel 1967.
Ora conosciamo molte cose sui neutrini e possiamo rispondere ad alcune delle questioni proposte da Fermi e Pontecorvo, soprattutto grazie a quattro grandi esperimenti portati avanti al CERN di Ginevra, in funzione dal 1989 al 2000 per lo studio delle interazioni tra elettroni positivi e negativi accelerati con il LEP (Large Electron Positron collider).

Le misure dirette della massa si basano sullo stesso principio indicato da Fermi: misurare l'energia cinetica terminale degli elettroni emessi nel decadimento beta. Le nostre conoscenze indicano un limite superiore di circa 2eV per i neutrini elettronici, corrispondente ad una massa inferiore di almeno trecentomila volte rispetto a quella dell'elettrone.

OPERA, al CERN

Le oscillazioni dei neutrini sono state studiate da anni, fin dalla nascita del problema dei neutrini mancanti trattato in precedenza. Le prime indicazioni sull'oscillazione si ebbero con l'esperimento MACRO del Gran Sasso e con l'esperimento Kamiokande in Giappone, che indicarono chiaramente un flusso di neutrini elettronici in accordo con le previsioni e un deficit di neutrini muonici che, dunque, potevano essersi trasformati in neutrini tau.
Gli esperimenti sono detti "a scomparsa" se vedono arrivare una quantità minore di neutrini di un certo tipo rispetto a quanto atteso, mentre sono detti "a comparsa" se vedono giungere particelle che non facevano parte del fascio iniziale di neutrini. Mentre il metodo "a scomparsa" potrebbe essere dovuto ad azioni diverse dall'oscillazione, la comparsa di particelle può derivare soltanto da una oscillazione da un tipo all'altro. L'esperimento Opera al Gran Sasso vuole proprio rintracciare neutrini tau in un fascio originario di neutrini muonici.
Al CERN di Ginevra vengono fatti scontrare protoni di alta energia che si spezzano producendo altre particelle, tra le quali i pioni che decadono in muoni e producono neutrini muonici. La lunghezza del tunnel in cui si muovono non è sufficiente a far decadere a loro volta i muoni in elettroni e neutrini elettronici, quindi si crea un fascio puro di neutrini muonici, con la possibilità di qualche neutrino elettronico ma senza alcun neutrino tau.
Il fascio viaggia a velocità prossime a quelle della luce per 730 chilometri, da Ginevra al Gran Sasso in un tempo di circa 2,4 millesimi di secondo. Se nel Gran Sasso vengono rivelati neutrini tau si ottiene la prova dell'oscillazione dei neutrini. L'esperimento Opera ha osservato il primo neutrino tau nei dati registrati nel 2008 e nel 2009, in mezzo a 19 miliardi di miliardi di urti tra protoni al CERN.
Si tratta di un solo evento, ma è un buon punto di partenza che riesce a dimostrare anche la massa del neutrino, visto che soltanto se dotato di massa un neutrino può oscillare.

Evento IceCube-160731La ricerca di controparti elettromagnetiche da associare ai neutrini ad alta energia è uno dei campi più attivi dell'astrofisica moderna e la scoperta di un legame potrebbe anche far chiarezza su quali siano le sorgenti in grado di accelerare i raggi cosmici alle maggiori energie. Il 31 luglio 2016 IceCube, dal Polo Sud, ha catturato il neutrino IceCube-160731, evento che ha scatenato le survey mirate a osservare la regione di provenienza alla ricerca di segnali interessanti (The Astrophysical Jornal - Ottobre 2017). Nessuna possibile sorgente è stata rilevata con particolare significatività ma un segnale era stato catturato da Agile un giorno prima la cattura del neutrino, un evento osservato nella banda radio, ottica e dei raggi X: si tratta di una sorgente il cui spettro lascia pensare a una AGN di tipo blazar High Energy Peaked Bl Lac, tra i maggiori candidati nell'accelerazione delle particelle. Swift, tuttavia, non ha confermato la categoria. 

 

 

 

Prossima diretta

Corso di Astrofotografia on line

Per i più piccoli

Astropillola

Cielo di oggi(Dettagli)

Sole
S: 07:30, T: 16:39
Distanza 0.98431 UA


Attività solare real time

Luna
S: 02:35, T: 14:12
Fase: 12% (Cal.)

Satelliti principali

ISS (ZARYA)
Accadde Oggi
  • (2012) - La sonda Chang'e sorvola l'asteroide Toutatis
Gallery utenti

Partner

International Physicist Network

Rigel Astronomia

Media Sponsor

SIAMO IN DIRETTA

Da questo momento puoi accedere alla nostra diretta. Controlla il riquadro sulla destra per aggiungerti alla AstroChat.

ALERT ISS!

La Stazione Spaziale Internazionale sta passando nel cielo in questo momento. Per maggiori informazioni cliccare qui