I neutrini
Nel mondo delle particelle subatomiche, i neutrini sono elementi di massa molto piccola e carica elettrica neutra. Interagiscono molto difficilmente con la materia ma possono fornire una quantità davvero elevata di informazioni sui processi fisici
Quel che possiamo conoscere tramite l'osservazione elettromagnetica lo conosciamo, almeno con i mezzi tecnologici di oggi, ma se ci si limitasse alla radiazione saremmo costretti a fermarci in superficie, senza andare troppo a fondo nella comprensione dei processi che, ad esempio, fanno brillare le stelle. I nostri occhi possono fortunatamente avere aiuti sempre più validi e da qualche decina di anni una nuova astronomia si basa sullo studio di particelle.
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.
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.
Come già detto in altra sede, 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.
L'atomo, come scoprì Rutherford, ha una composizione planetaria: un nucleo formato da protoni e neutroni intorno al quale orbitano gli elettroni. 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:
Classificazione di particelle
| Gruppo di particelle |
Sottodivisioni |
Caratteristiche |
| ADRONI |
Barioni (se fermioni, come protoni e neutroni)
Mesoni (se bosoni, come pioni e kaoni)
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Soggetti a interazione nucleare forte e debole.
Sono costituiti da 3 quark se barioni e da 1 quark e 1 antiquark se mesoni
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| LEPTONI |
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Soggetti a interazione nucleare debole
Non mostrano struttura interna
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Fermioni e Bosoni
Abbiamo detto che gli adroni sono particelle elementari suscettibili di essere soggette a interazione nucleare forte e debole e che si distinguono in barioni e mesoni.
Sono barioni se si tratta di fermioni mentre sono mesoni se si tratta di bosoni. Quale è la differenza tra fermioni e bosoni?
I fermioni sono particelle che devono il proprio nome a 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.
Principio di Esclusione di Pauli: due fermioni identici non possono occupare simultaneamente lo stesso stato quantico.
Il principio, quindi, vale soltanto per i fermioni, i quali formano stati quantici antisimmetrici e hanno uno spin (rotazione) semi-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 (quest'ultimo ancora vagante), dal momento che si tratta di bosoni.
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, ancora non manifestato in alcun esperimento, per le interazioni gravitazionali e svariati bosoni come il bosone di Higgs, rivelato invece nel 2012 dagli esperimenti ATLAS e CMS condotti tramite l'acceleratore LHC del CERN.
Possiamo riassumere nel modo seguente: le particelle elementari sono quark e leptoni, e i neutrini appartengono alla famiglia dei leptoni.
I neutrini sono particelle subatomiche di massa piccolissima e carica elettrica nulla, appartenenti al gruppo dei leptoni e alla famiglia dei fermioni. Interagiscono solo con la forza nucleare debole e la gravità.
Il nome neutrino fu pronunciato per scherzo da Edoardo Amaldi durante una conversazione con Enrico Fermi all'Istituto di Fisica di Via Panisperna a Roma, come confronto con il più massiccio elettrone, ma venne poi ripetuto in più occasioni ufficiali fino a che, nel 1933, Wolfgang Pauli lo consacrò definitivamente. A lungo si è discusso sulla massa del neutrino, dandola molto spesso per nulla fino a capire che una massa, anche se minuscola, esiste ed è compresa tra 100.000 e 1.000.000 di volte più piccola rispetto alla massa dell'elettrone. La prima teorizzazione della particella fu quella di Pauli nel 1930 e fu finalizzata a spiegare lo spettro continuo del decadimento beta, ma soltanto nel 1956 i neutrini furono davvero scoperti in un reattore nucleare artificiale, ad opera di Fred Reines e Clyde Cowan. 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.
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 (neutrini tauonici).
I tre tipi di neutrino vengono chiamati sapori (flavours) e diversi esperimenti hanno confermato ciò che Bruno Pontecorvo sostenne già nel 1969: un neutrino può oscillare da un tipo all'altro, il che spinge a favore di una massa non nulla della particella. La prima oscillazione è stata osservata nel 2007 durante l'esperimento MACRO tra CERN e Gran Sasso (e l'esperimento Kemiokande in Giappone), quando su miliardi di neutrini sparati dal CERN se ne osservò uno oscillato. Stesso risultato si ebbe nel 2010, con oscillazione da muonico a tau, e da allora gli episodi sono stati sempre più numerosi. 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. 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.
Il fatto che il neutrino sembri avere una massa crea dei problemi, tra l'altro, al modello cosmologico standard, per il quale la massa deve essere invece nulla. 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. 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 1eV per i neutrini elettronici, corrispondente ad una massa inferiore di almeno un milione di volte rispetto a quella dell'elettrone. Si è accennato al fatto che la presenza di massa possa essere un problema per il Modello Standard, ma in realtà ci sono altri aspetti per i quali la massa dei neutrini faccia comodo al Modello stesso: le strutture che vediamo oggi nell'universo (ammassi galattici soprattutto) sono poche rispetto a quanto la radiazione cosmica di fondo suggerisca, e molti cosmologi tendono a spiegare questa assenza con una massa dei neutrini superiore alle attese, tale da inibire l'ammassarsi di materia nel primo universo. In tal caso la massa neutrinica viene posta tra 0.320±0.081 eV, quindi sopra il limite massimo stabilito per i neutrini elettronici. I neutrini si dividono solitamente, in termini di massa, in tre possibili categorie: un lavoro di simulazione che aggrega e analizza big data derivanti da ogni fonte disponibile (telescopi spaziali, mappe della radiazione cosmica di fondo e eltro) i cui risultati sono stati pubblicati a Agosto 2019 fissa la massa massima dei neutrini più leggeri in 1.5x10-37, pari a 0.086 eV e quindi più di un milione di volte inferiore a quella dell'elettrone (Physical Review Letters l’articolo - “On The Upper Bound of Neutrino Masses from Combined Cosmological Observations and Particle Physics Experiments” - di Arthur Loureiro et al.). Ad oggi quindi la massa massima è fissata in 1 eV (valore ottenuto dall'esperimento Katrin i cui risultati sono stati pubblicati a Settembre 2019, fino ad allora era di 2 eV) mentre quella minima in 0.086 eV (arXiv - “An improved upper limit on the neutrino mass from a direct kinematic method by KATRIN” - M. Aker et al.).
Sempre tra CERN e Gran Sasso fu scambiato un fascio di neutrini a settembre 2011 i cui risultati, nell'ambito del progetto OPERA, sembravano affermare una velocità dei neutrini superiore a quella della luce. Già a marzo 2012 tuttavia i risultati furono ritirati poiché viziati da due errori sistematici nell'impianto.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.
I neutrini ultra energetici
Una delle domande aperte, che dura da cinquanta anni, riguarda l'origine delle particelle maggiormente energetiche, definite UHECR (Ultra-High Energy Cosmic Rays) e in grado di trasportare energie milioni di volte superiori a quelle riproducibili al Large Hadron Collider del CERN (fino a più di 1019 eV). Le sorgenti sono principalmente buchi neri e supernovae ma finora nessuna sorgente è mai stata identificata con precisione, primo perché i raggi cosmici risentono dei campi magnetici che ne alterano il percorso e secondo perché interagiscono randomicamente con i fotoni distruggendosi ma dando vita a una cascata secondaria di neutrini ultra-energetici. I neutrini posseggono energie pari al 5% circa di quella dei UHECRs ma quelli derivanti dalla distruzione di UHECRs raggiungono energie di 109 eV. I neutrini ultra energetici prodotti dall'interazione tra UHECRs e radiazione cosmica di fondo sono detti neutrini cosmogenici e il loro spettro evidenzia informazioni riguardanti la loro origine (distribuzione di massa e energia massima). Si tratta di elementi difficili da osservare, tanto da meritare uno strumento apposito come GRAND.
Un passo avanti per la comprensione dell'origine dei neutrini ad altissima energia viene nel 2020 da uno studio russo, che ha abbinato ai dati di IceCube quelli interferometrici riguardanti i flare radio provenienti da distantissime AGN . Entrambi i fenomeni viaggiano alla velocità della luce e proprio questo ha fatto notare una enorme coincidenza di eventi tra sciami di neutrini osservati e flare radio. I neutrini ad alta energia deriverebbero quindi da AGN (Alexander Plavin et al. Observational Evidence for the Origin of High-energy Neutrinos in Parsec-scale Nuclei of Radio-bright Active Galaxies, The Astrophysical Journal - 2020). Ciò è particolarmente vero oltre i 100 TeV ma esistono prove crescenti di un eccesso di neutrini al di sotto di questa soglia, neutrini - cioè - privi di una controparte gamma. Le fonti di neutrini ad alta energie devono creare anche raggi gamma, quindi ci si chiede dove siano queste sorgenti gamma mancanti. Il dito viene puntato verso ambienti tanto densi da creare un blocco alla radiazione gamma in uscita, laddove invece i neutrini passano tranquilli interagendo soltanto debolmente con la materia. Siti promettenti sono quindi i buchi neri supermassicci, con particolare riguardo alla corona, cioè all'aura di plasma supercaldo che circonda i corpi celesti, compresi - si crede - i buchi neri. La corona è un ambiente molto caldo (circa un miliardo Kelvin) ma anche magnetizzato e turbolento e le particelle possono essere accelerate ma anche bloccate dalla possibile fuga, data la densità. La radiazione potrebbe presentarsi a energie minori, dopo un processo di assorbimento, ma finora nessuna osservazione ha avallato la previsione (Kohta Murase et al, Hidden Cores of Active Galactic Nuclei as the Origin of Medium-Energy Neutrinos: Critical Tests with the MeV Gamma-Ray Connection, Physical Review Letters - 2020).
Discorso a parte è quello dei neutrini sterili, a lungo indicati come componenti della materia oscura . Si tratterebbe di una particella subatomica esotica, predetta ma mai osservata, in grado di interagire esclusivamente attraverso la gravità e proprio questo li renderebbe candidati al ruolo di materia oscura. A volte ai neutrini sterili sono state associate delle righe spettrali particolari e mai spiegate, come quelle riscontrate in alcune galassie nel 2014 dai dati di XMM-Newton e Chandra X-Ray Observatory. Le caratteristiche di un neutrino sterile sono date da uno spin destrorso di 1/2 (un fermione), da una carica elettrica nulla e da una massa ignota. Finora è sempre sfuggito a qualsiasi tentativo di cattura, compresi gli ultimi progetti di Hong Kong e Minnesota frutti delle collaborazioni Daya Bay e Minos+. Nessuna oscillazione ha portato alla detection di neutrini sterili, il che - come sempre - serve comunque a fissare un valore soglia minimo di massa (Physical Review Letters - “Improved Constraints on Sterile Neutrino Mixing from Disappearance Searches in the MINOS, MINOS+, Daya Bay, and Bugey-3 Experiments” - P. Adamson et al.)
Ultimo aggiornamento del: 16/08/2020 11:33:50
I rivelatori di neutrini
A causa della bassissima interazione con la materia, catturare i neutrini è un compito decisamente complesso e necessita di rilevatori molto spaziosi e di tecnologie decisamente particolari. Su tutti, IceCUBE è uno strumento fondamentale.
Catturare un neutrino è un compito estremamente complesso a causa della bassissima interazione con la materia. Ogni istante che passa il nostro corpo è attraversato da miliardi di neutrini che passano e vanno via, e che come il nostro corpo attraversano la Terra, il Sistema Solare, la Galassia e vanno oltre. Soltanto in rarissime occasioni queste particelle si lasciano catturare e per farlo vengono utilizzati dei rivelatori di neutrini sotterranei, allo scopo di creare una schermatura dai molto più numerosi raggi cosmici. Si creano così delle gigantesche vasche sotterranee o sottomarine riempite di materiale che può variare in base al budget a disposizione, portando ovviamente a risultati differenti. Si hanno, così, rivelatori al cloro e rivelatori al gallio ma anche rivelatori ad acqua pura e ad acqua pesante. 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. I disturbi vengono bloccati dalle rocce superficiali terrestri o dall'acqua degli oceani. 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.
Rivelatore di Neutrini, Kamiokande
I primi studi riguardanti le sostanze che più probabilmente potessero 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. 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.
Riepilogando:
RIVELATORI AL CLORO: si compongono di grandi serbatoi riempiti di tetracloruro di carbonio (CCl4) che vedono la conversione di un atomo di cloro in uno di argon nel momento in cui un neutrino (di solo tipo elettronico) vada a interagire. L'attività radioattiva dell'argon, che decade in cloro in 35 giorni, fornisce la prova della cattura di un neutrino ma non riesce a fornire indicazioni riguardanti la direzione della particella né la sua energia. Un esempio di rivelatore al cloro è il rivelatore di Homestake, in Dakota del Sud, con una vasca di 520 tonnellate di CCl4.
RIVELATORI AL GALLIO: il funzionamento è simile ma la vasca è riempita con gallio, rendendo il materiale più sensibile ai neutrini a bassa energia. Esempio di rivelatore al gallio sono GNO (ex-GALLEX) in Italia al Gran Sasso.
RIVELATORI AD ACQUA PURA: la vasca è riempita con una enorme quantità di acqua. Il neutrino trasferisce parte dell'energia a un elettrone che quindi accelera il proprio moto arrivando a velocità superiori a quelle della luce in acqua generando una radiazione Cherenkov captata da tubi fotomoltiplicatori che circondano la vasca. Contrariamente agli altri metodi, il neutrino viene captato in tempo reale e ne vengono misurate energia e direzione. Rivelatori simili captarono i neutrini della SN 1987A, ma si tratta di strumenti che captano neutrini dai 5 MeV in su.
RIVELATORI AD ACQUA PESANTE: allo stesso meccanismo valido per l'acqua pura, i rivelatori ad acqua pesante associano una collisione del neutrino con un atomo di deuterio, collisione che rilascia un elettrone, e uno spezzamento dell'atomo stesso. Sono quindi tre i processi che possono essere captati dai tubi fotomoltiplicatori. Un esempio è al Sudbury Neutrino Observatory.
Discorso a parte merita l'IceCube Neutrino Detector, rivelatore di neutrini installato al Polo Sud, erede di AMANDA (Antarctic Muon And Neutrino Detector Array) e costruito immergendo fotomoltiplicatori a profondità comprese tra 1.45 e 2.45 chilometri. Lo scopo è la rivelazione di neutrini ad alta energia tramite collisione tra neutrino e ghiaccio, collisione in grado di produrre particelle alla portata di IceCube. Come per ANTARES (leggi dopo), la maggior parte dei neutrini provenienti dall'alto sono probabilmente di origine atmosferica mentre l'origine astrofisica dovrebbe riguardare maggiormente i neutrini provenienti dal basso.
Schema di IceCube
Un rivelatore di particolare interesse si trova 2475 metri sotto il Mar Mediterraneo, davanti le coste francesi, e risponde al nome di Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss Environmental Research (ANTARES). La gran parte degli eventi captati da ANTARES (debolissimi segnali tra blu e ultravioletto) riguarda muoni derivanti dall'interazione di raggi cosmici con l'alta atmosfera, segnali che devono essere eliminati al fine di captare i neutrini provenienti dal cosmo e per fare questo si tende a catturare gli eventi provenienti dal basso, cioè quelli che hanno attraversato la Terra e che, quindi, derivano esclusivamente dai neutrini. Ancora una volta, molti di questi sono di origine terrestre quindi si prendono in esame soltanto quelli maggiormente energetici, prodotti da GRB o AGN. I neutrini muonici producono una traccia abbastanza precisa, che consente di risalire alla direzione. I neutrini elettronici vengono captati in sciami, con una direzione mal stimata ma una energia abbastanza calcolabile. In nove anni di campionamento ANTARES ha evidenziato 33 eventi ad alta energia, qualcosa in più rispetto ai 24 attesi e in linea con quanto segnalato dal rivelatore IceCube. Il vantaggio principale di un rivelatore sottomarino consiste nell'evitare le disomogenee stratificazioni di ghiaccio dovute ai periodi di intense nevicate, visto che il ghiaccio stesso non consente in certi casi di rivelare precisamente la direzione dei fotoni Cherenkov. D'altro canto, il ghiaccio consente di arrivare a distanze maggiori data la maggior trasparenza rispetto all'acqua ed è privo di fonti di fotoni come il potassio-40 e come alcuni organismi viventi bioluminescenti presenti, invece, in acqua.
Schema del rivelatore di neutrini ANTARES
A fine 2014 è stata posata la prima torra di un nuovo osservatorio di neutrini nelle acque siciliane di Portopale di Capo Passero, provincia di Siracusa. A completamento dell'opera sarà il più grande rivelatore di neutrini dell'emisfero boreale, in grado di realizzare una matrice tridimensionale di sensori.
Il principio di funzionamento di GRAND. Credit: Science China Press
Uno strumento di nuova generazione è il Giant Radio Array for Neutrino Detection (GRAND), destinato ai neutrini a energie "ultra-elevate". Per captare questi elementi, il cui flusso è veramente minimo, si serve di un array di antenne radio al fine di scovare i segnali distinti derivanti dall'interazione con l'atmosfera terrestre. Maggiore è l'energia e più alte sembrano le probabilità di interazione. In particolare, quando un neutrino tau interagisce sotto Terra produce una particella di breve vita detta "leptone tau" che fugge in atmosfera. Qui decade creando una pioggia di nuove particelle, compresi miliardi di elettroni e positroni che, sotto la spinta del campo magnetico terrestre, emettono segnali radio nelle frequenze MHz. Questo segnale può essere rintracciato con antenne tra 50 e 200 MHz, proprio il principio di GRAND.
GRAND lavora su una area di duecento mila chilometri quadrati ed è utile anche per raggi cosmici e raggi gamma . Oggi è in costruzione il prototipo, GRANDProto300, con trecento antenne vicino la città di LengHu nella provincia cinese di QingHai. Il prossimo step sarà GRAND10K, con diecimila antenne che porteranno alle prime chances di cattura di neutrini altamente energetici. La costruzione impiegherà cinque anni. La versione finale sarà GRAND200k, con duecentomila antenne in venti luoghi diversi. La costruzione è prevista per gli anni Trenta.
Ultimo aggiornamento del: 28/10/2019 20:56:38
I neutrini e l'astronomia
Il neutrino riveste un ruolo fondamentale nel Modello Standard di cosmologia, nella vita stellare e, per una parte in valutazione, nella materia oscura. Sono tanti i problemi aperti che l'astronomia dei neutrini cerca di chiudere.
Neutrini solari: un problema
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 all'interno delle stelle. Le nostre conoscenze sulle stelle, e sul Sole in particolare, sono state provate proprio dall'osservazione di questi neutrini.
Se ci limitassimo a osservare gli strati esterni del Sole, ad esempio, potremmo pensare che la sua luce sia la conseguenza di 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. 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 solari. Dal momento che i neutrini si formano durante reazioni termonucleari, il fatto che provengano dal Sole vuole dire che all'interno di esse avvengono reazioni termonucleari.
Contrariamente 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 riescono ad uscire subito. La radiazione, quindi, viene assorbita e riemessa in continuazione e soltanto quando raggiunge la superficie è libera di diffondersi nello spazio e raggiungere la Terra. Da Terra, quindi, vediamo il Sole così come era otto minuti fa, ma vediamo la radiazione prodotta dal nucleo un milione di anni fa.
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.
A questo punto il problema è un altro: catturare i neutrini e studiarli. Ma come si studiano i neutrini? Se ne dovrebbe stimare il numero e l'energia in base a quanto conosciuto dal Sole, 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.
Il Sole sta bruciando nuclei di idrogeno e producendo nuclei di elio, quidni 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.
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.
Nonostante i rivelatori utilizzati, 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, una volta stimata la percentuale di interazioni, 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.
La soluzione al problema dei neutrini solari è giunta nel 2002 con i risultati dell'esperimento canadese Sudbury Neutrino Observatory (SNO) ad acqua pesante. I risultati hanno provato come i neutrini siano 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, oscillano.
In Canada, così, si riuscì ad osservare anche queste particelle ed i conti furono chiusi con successo.
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 (Nature, Novembre 2017, Collaborazione IceCube). Lo studio ha misurato la cross-section per neutrini tra 6.3 e 980 TeV, energie molto alte, creati generalmente dall'interazione tra raggi cosmici e nuclei di azoto e ossigeno in atmosfera terrestre. In un anno, tra maggio 2010 e maggio 2011, sono state analizzate ben 10.800 interazioni di neutrini, avallando quanto previsto dal Modello Standard.
Supernovae, stelle di neutroni e pulsar
I neutrini prodotti dalle altre stelle diverse dal Sole sono troppo lontani per poter essere osservati, ma alcune stelle - al termine della propria vita - giungono a emetterne talmente tanti da consentire una detection anche dal nostro pianeta. 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 elettromagnetica 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 in grado di giungere a Terra in misura superiore a mille miliardi per centimetro quadrato, circa dieci volte superiore al flusso di neutrini solari. Proprio questa caratteristica dei neutrini intriga non poco gli astronomi circa la possibilità di prevedere con un certo anticipo la morte di una stella: se fosse possibile catturare un fascio di neutrini con ampio anticipo - e questo sarà compito dei nuovi rilevatori - potrebbe essere possibile osservare l'esplosione di una stella in tempo reale (Kato et al., The sensitivity of presupernova neutrinos to stellar evolution models)
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 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.
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, ma sono importanti anche gli incroci tra diversi rivelatori e, perché no, con osservatori di radiazione elettromagnetica. Ad esempio, nel 2014 IceCube ha rivelato un neutrino altamente energetico quasi in concomitanza con un flare da parte di SgrA* rivelato da Chandra appena tre ore prima il che, insieme ad altre "coincidenze" tra IceCube e i dati di NuSTAR e Swift aumenta la probabilità che non si tratti di mere coincidenze.
In tema di antineutrini, la notte tra 7 e 8 dicembre 2016 alle ore 01.47.59 UTC si è registrato tramite IceCube un evento battezzato Hydrangea e consistente in un antineutrino di 6.3 PeV, qualcosa di altamente energetico e di origine astrofisica che fornisce, quasi, la testimonianza empirica alla teorizzata risonanza di Glashow, per la quale i bosoni W negativi possono originare da una collisione tra un elettrone e un antineutrino elettroni di energia minima 6.3 PeV. Si tratta di una conferma a Sigma 2.3, ben lontana dal famoso 5 Sigma necessario alla certezza, ma si tratta comunque di un ottimo inizio (Nature - “Detection of a particle shower at the Glashow resonance with IceCube” - IceCube Collaboration)
Tidal Disruption Events
Un neutrino è partito 2MASX dalla galassia J20570298+1412165 da un evento di distruzione mareale di stella circa 700 milioni di anni fa per giungere sulla Terra ed essere catalogato, dimostrando per la prima volta come anche questi fenomeni di morte stellare causata da buchi neri possano accelerare le particelle naturali fino a generare neutrini e altre emissioni, all'insegna dell'astronomia multimessenger. Il buco nero in esame ha una massa di 30 milioni di masse solari e la sua gravità ha determinato lo strappo mareale della stella. Metà dei detriti è stata lanciata nello spazio mentre l'altra metà è finita in un disco di accrescimento sempre più caldo e luminoso, il cui bagliore è stato rilevato dalla Zwicky Transient Facility (ZTF) il 9 aprile 2019. Dopo sei mesi, il 1 ottobre, il rilevatore IceCube al Polo Sud ha registrato un neutrino altamente energetico proveniente dalla stessa zona, con energia all'impatto con il ghiaccio pari a più di cento TeV (A tidal disruption event coincident with a high-energy neutrino, Nature Astronomy - 2021).
Ultimo aggiornamento del: 11/03/2021 17:56:04
Neutrini e astronomia multimessenger
Il 2017 ha portato alla prima osservazione di neutrini abbinati a un evento visibile nello spettro elettromagnetico, il che apre la porta a una astronomia sempre più multimessenger. E le supernovae potrebbero rivelare sorprese ulteriori.
La 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 è statocatturato da AGILE un giorno prima rispetto al neutrino, in un evento osservato anche 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.
La certezza di un segnale multimessenger è stata ottenuta invece il 22 settembre 2017 ore 20.54.30 grazie alla concomitanza di una sorgente gamma. La sorgente del neutrino sarebbe un blazar distante 4.5-5.5 miliardi di anni luce, verso Orione, e sono serviti sedici esperimenti congiunti per isolare la probabile culla di partenza. La distanza è stata calcolata grazie al redshift di debolissime righe di emissione dell'ossigeno e dell'azoto.
Il rilevatore del neutrino, battezzato IC-170922A, è stato nuovamente IceCube: un neutrino molto energetico (290 TeV) che non poteva non esser figlio di un acceleratore di particelle decisamente potente e così l'alert diramato ha innescato una serie di osservazioni alle maggiori energie da parte di Fermi, Agile, Magic, Swift, NuSTAR, Integral e tanti altri telescopi. Una emissione è stata trovata nel blazar di tipo BL Lac, distante 3.8 miliardi di anni luce, TXS 0506+056. Neutrino e sorgente appartengono a un'area di cielo uguale al decimo di grado. L'associazione consente anche di fissare qualche paletto nell'origine dei raggi cosmici, visto che questi vengono prodotti da sorgenti distanti e, risentendo dei campi magnetici incontrati durante il viaggio, è sempre risultato complesso risalire alla sorgente. Il fatto di aver accoppiato un neutrino alla sua sorgente ha determinato l'inizio di quella che viene definita astronomia dei neutrini multimessenger (Multimessenger observations of a flaring blazar coincident with high-energy neutrino IceCube-170922A - Science IceCube Collaboration, Fermi-LAT et al). La galassia è stata studiata in banda radio ad alta risoluzione dal 2009 al 2018, prima e dopo l'evento del neutrino. A generare il neutrino in questione potrebbe essere stata una collisione cosmica interna alla galassia, con conseguente scontro di materia a getto nei pressi di un buco nero supermassivo. Questo spiegherebbe come mai, con tante galassie simili a TXS 0506+056, soltanto per questa galassia sia stato catturato un neutrino di così elevata energia: una struttura a getto giovane che va a scontrarsi con la struttura dello stesso getto, ma più antica (S. Britzen et al. "A cosmic collider: Was the IceCube neutrino generated in a precessing jet-jet interaction in TXS 0506+056?", Astronomy & Astrophysics - 2019).
Successive analisi dei dati presi al VLBI hanno consentito di concentrare gli sforzi sui getti dell'AGN, mostrando come la struttura del getto evidenzi una traiettoria elicoidale originata da instabilità di accrescimento, con periodo di precessione da 5 a 6 anni. Il getto è risultato composto da un nucleo e quattro componenti, designate da J1 a J4. Le dimensioni dei getti aumentano con la distanza radiale dal centro, quindi il componente più interno, J1, è il più esteso. Il getto di TXS 0506+056 ha un angolo di inclinazione di circa 20° e un angolo di apertura di circa 3.8°, portando a un getto moderatamente relativistico. La forza del campo magnetico è stimata tra 0.2 e 0.7 G, diminuendo nell'afterglow a indicare una conversione della densità di energia del campo magnetico in densità di energia delle particelle. Questo processo aiuta all'accelerazione delle particelle dopo l'avvio del getto. L'evento di neutrini rilevato durante l'ultimo flare radio potrebbe quindi essere associato all'accelerazione da densità di energia convertita (The parsec-scale jet of the neutrino-emitting blazar TXS~0506+056, arXiv).
TX 0506+056: il blazar che ha dato vita al neutrino multimessenger
A fine 2018 un articolo pubblicato su Nature Astronomy a firma di Shan Gao del Deutsches Elektronen-Synchrotron (DESY) ha riportato la potenziale storia di questo potente rilascio di energia. Il blazar è visto come motore sotto due diversi aspetti: da un lato esiste una radiazione non termica dal radio al gamma derivante da plasma di composizione leptonica mentre dall'altro devono essere presenti decadimenti di adroni tali da generare neutrini come quello catturato. La componente adronica dovrebbe essere in grado di produrre anche raggi X e TeV, il che spiegherebbe anche il ritardo nell'emissione più energetica rispetto a quella a energie inferiori (Nature Astronomy - 2018 - "Modelling the coincident observation of a high-energy neutrino and a bright blazar flare"). Si tratta di un modello che tuttavia deve ancora trovare conferme.
Per il futuro, si spera di ottenere ancora di più: durante una esplosione di supernova di tipo II, i neutrini prodotti nel nucleo trasferiscono energia gravitazionale dal nucleo alle zone più esterne della stella e questa energia gravitazionale potrebbe essere osservata anche oggi dalla strumentazione esistente. Un evento simile sarebbe una sorta di manna dal cielo visto che uno stesso fenomeno potrebbe essere studiato gravitazionalmente, tramite neutrini e in via osservativa. Il tutto dovrebbe avvalersi di un algoritmo chiamato Supernova Model Evidence Extractor (SMEE) in grado di eliminare il rumore di fondo e distinguere tra diverse tipologie di supernovae tramite statistica Bayesiana. L'energia gravitazionale potrebbe venire dai neutrini emessi dalle stelle oppure dalla rapida rotazione e dai potenti campi magnetici, infatti, ma il meccanismo potrebbe essere ben distinto dai tre rilevatori della rete in base alla distanza dell'evento: a 10 KParsec di distanza il segnale sarebbe distinto con una accuratezza del 100%, scendendo al 95% per segnali a 2 KParsec.
Ultimo aggiornamento del: 11/05/2020 16:50:43