Il 23 febbraio del 2007 si festeggiera` il ventesimo anniversario della

Rivelazione di neutrini da collasso gravitazionale
Supernovae da collasso gravitazionale
L’osservazione del “burst” di neutrini dalla SN1987A ha segnato l’inizio di una nuova
fase dell’astrofisica del neutrino [1][2][3][4], essa ha costituito la prova sperimentale
diretta del quadro interpretativo che riunisce le supernovae di vario tipo, caratterizzate
dalle loro caratteristiche spettroscopiche (che dipendono dalla composizione
dell’inviluppo) in due sole classi caratterizzate dal meccanismo che determina
l’esplosione di SN:
SN tipo Ia: dovute al bruciamento esplosivo del C/O di una nana bianca
appartenente ad un sistema binario che abbia accresciuto la sua massa sino al
superamento del limite di Chandrasekhar.
SN tipo II (Ib,Ic): classe che comprende in pratica tutti gli altri esemplari
spettrali, dovute al collasso gravitazionale di una stella di grande massa
( maggiore di 6-10 masse solari).
Il quadro generale del collasso gravitazionale sembra essere solido ed e’ stato confermato
da diverse osservazioni della SN1987A ( υ, γ).
Le reazioni nucleari di fusione nel core di una stella di grande massa producono
progressivamente elementi sino alla formazione di un core di Fe sostenuto dalla pressione
del gas degenere di elettroni. Raggiunto il limite di Chandrasekhar il core collassa fino al
raggiungimento della densita’ nucleare. Nel processo il core si libera dell’energia
gravitazionale emettendo neutrini.
Quando nel collasso viene raggiunta la densita’ nucleare, si forma un’onda d’urto che
propagandosi verso gli strati meno densi della stella la distrugge dando origine alla
esplosione di SN (optical SN).
Le caratteristiche dell’emissione di neutrini: energia totale e durata del burst, sembrano
confermare questo modello.
Nucleosintesi da r-process
Per quanto riguarda la nucleosintesi si ritiene che circa il 50% degli isotopi piu’ pesanti
del gruppo del Fe siano stati prodotti in una scala temporale molto breve (dell’ordine del
seecondo), in ambiente ad altissima temperatura da un enorme flusso di neutroni (> 1020
neutroni/cm3, T>109 K).
La produzione di r-process e’ primaria, nel senso che le stesse abbondanze relative
risulterebbero da una stella a neutroni prodotta molto tempo fa, da una stella con bassa
concentrazione di elementi pesanti, oppure oggi.
Poiche’ la nucleosintesi da r-process dipende dalle proprieta’ della stella a neutroni a
pochi secondi dalla sua formazione, essa e’ una potente sonda per studiare la fisica
dell’esplosione. Essa direttamente “campiona” luminosita’ e temperatura dei neutrini in
particolare di neutrini ed antineutrini elettronici. Il flusso di neutrini e’ tale che da essi, e
quindi dalla loro energia, dipende il rapporto tra neutroni e protoni:
anti υe + p  e+ + n
υe + n  e- + p
L’analisi approfondita non tanto del risultato sperimentale ottenuto in occasione della
rivelazione dei neutrini da SN1987A (statisticamente povero per via della distanza di 50
kpc) quanto soprattutto degli esperimenti numerici che seguirono fatti sulla base dei
modelli teorici da origine a due problemi:
1. Il quadro generale del collasso gravitazionale sembra essere solido, tuttavia il
meccanismo che origina l’esplosione di Supernova da collasso gravitazionale
resta uno dei problemi non risolti dell’astrofisica. Mentre accade in natura, nella
maggior parte degli esperimenti numerici l’onda d’urto perde energia e non
raggiunge gli strati meno densi della stella, il destino della stella e’ quindi quello
di divenire un buco nero, dopo un’importante (ma minore) emissione di neutrini,
ma senza produrre una SN ottica.
2. I processi-r non riproducono come dovrebbero le abbondanze relative degli
elementi piu’ pesanti del gruppo del Fe.
L’assenza di un modello teorico solido da un lato rende l’osservazione sperimentale
necessaria e determinante e dall’altro la ostacola ulteriormente, tenuto conto del fatto che
la frequenza di SN nella Galassia1, valutata da vari autori e attraverso tecniche diverse,
pare essere 21 collasso gravitazionale per secolo.
Il quadro sperimentale internazionale
L’attuale generazione di rivelatori di neutrini da SN e’ costituita da esperimenti che
hanno massa che va dalle 300 ton di scintillatore di Borex e le 1000 ton di LVD e
KamLAND, sino alle 50000 (32000 nel core) di acqua in SuperKamiokande e le 500000
di Icecube.
Date le energie in gioco il problema neutrini da SN si affronta considerando 3 soli sapori:
υe , anti υe , υx con υx = υμ, υτ, anti υμ, anti υτ. L’esperimento ideale dovrebbe essere in
grado di fornire luminosita’ e temperatura delle 3 specie di neutrini e la loro direzione di
arrivo.
Nessun esperimento da solo e’ in grado di fornire tutte queste informazioni, inoltre, come
sappiamo, l’evento e’ estremamente raro.
Questa situazione ha spinto alla realizzazione di una rete globale di rivelatori, denominata
Supernova Early Warning System (SNEWS)[5] che e’ operativa dal luglio del 2005. La
reta nasce con l’obiettivo di coordinare il lavoro osservativo dei diversi rivelatori di
neutrini con lo scopo di fornire alla comunita’ scientifica un allarme certo e rapido che
permetta di osservare il prossimo collasso gravitazionale galattico sin dai primi istanti
con tutti gli strumenti a disposizione, non ultime le antenne o gli interferometri
gravitazionali.
Attualmente fanno parte della rete 3 rivelatori diversi tra loro e separati da grandi
distanze:
-SuperKamiokande in Giappone;
-LVD nei Laboratori Nazionali del Gran Sasso;
-Amanda-Icecube in Antartide.
A causa della sezione d’urto del neutrino alle energie in questione l’osservazione di
neutrini da supernovae extragalattiche implicherebbe esperimenti di massa superiore a
106 ton.
1
Il progetto e’ il frutto della consapevolezza che il risultato sperimentale, anche per quanto
riguarda la rivelazione di neutrini, in occasione della prossima esplosione di SN nella
Galassia verra’ dal confronto tra le diverse e complementari osservazioni, come fu, a suo
tempo, per i neutrini solari.
LVD
Il Large Volume Detector (LVD), situato nei Laboratori Nazionali del Gran Sasso alla
profondita’ equivalente in acqua di 3600 m, e’ un rivelatore a scintillatore liquido di 1000
tonnellate suddivise in 840 contatori, progettato principalmente per la rivelazione di
neutrini da collasso gravitazionale.[6]
L’osservatorio neutrinico LVD e’ in presa dati dal 1992, e dal 2001 nella sua
configurazione finale. La sua modularita’, la profondita’ alla quale e’ situato ed il fatto
che e’ stato progettato a questo scopo ne fanno, tutt’ora, uno dei rivelatori piu’ sensibili
esistenti[7][8].
LVD puo’ operare, con differente sensibilita’, come singolo osservatorio oppure inserito
nella rete di osservatori neutrinici SNEWS. Attualmente fornisce il limite superiore piu’
stringente alla frequenza di collassi gravitazionali nella galassia (R90c.l. < 0.16 anno-1 [9]).
Il suo duty cycle, negli ultimi 8 anni, e’ stato maggiore del 99%.
L’esperimento e’ totalmente finanziato dall’INFN e dall’INR di Mosca.
La Collaborazione Internazionale LVD:
PI:
A.Zichichi, Universita’ di Bologna, Italy;
vice: P.Galeotti, Universita’ di Torino e associato IFSI-Torino, INAF e
G.T.Zatsepin, INR, Russian Academy of Sciences, Moscow, Russia.
e’ composta da 32 ricercatori provenienti dalle seguenti Istituzioni:
-INR, Russian Academy of Sciences, Moscow, Russia
-IFSI-Torino, INAF, Torino, Italy
-University of Torino, Italy
-INFN-sez.Torino, Bologna, LNGS and LNF, Italy
-University of Bologna, Italy
-University of Campinas, Campinas, Brazil
-Massachusetts Institute of Technology, Cambridge, USA
L’IFSI-Torino e’ presente con (6 ricercatori, 3 tecnici, e 4 dottorandi o assegnisti)
che ricoprono ruoli importanti quali:
-Unico membro di LVD nel Advisory Board dello SNEWS;
-Chairman e due membri dei sei che costituiscono il LVD Editorial Board;
-Physic coordinator del settore supernovae;
-Computing coordinator.
Prospettive future
E’ in corso uno studio per migliorare le prestazioni del rivelatore, drogando lo
scintillatore liquido con Gadolinio.
Data la grande sezione d’urto che due degli isotopi del Gd hanno per la cattura
neutronica, il tempo medio di cattura per neutroni termici nello scintillatore, si ridurrebbe
di circa un ordine di grandezza rispetto al valore che esso ha attualmente per cattura su H.
Inoltre, mentre la cattura di neutroni su H da origine ad un singolo gamma di 2.2 MeV, la
cattura su Gd determina l’emissione di una cascata di gamma per una energia totale
prossima ad 8 MeV.
Il rapporto segnale/rumore nella rivelazione di anti υe risulterebbe migliore di quasi 2
ordini di grandezza lasciando invariata l’efficienza di cattura neutronica.
Bibliografia
[1] K.S. Hirata et al., Phys. Rev. Lett. 58 (1987) 1490
K.S. Hirata et al., Phys. Rev. D38 (1988) 448
[2] R.M. Bionta et al., Phys. Rev. Lett. 58 (1987) 1494
[3] E.N. Alekseev, L.N. Alekseeva, V.I. Volchenko and I.V. Krivosheina, JETP Lett. 45 (1987)
589
E.N. Alekseev, L.N. Alekseeva, V.I. Volchenko and I.V. Krivosheina, Phys. Lett. B 205
(1988) 209
[4] M. Aglietta et al. Europhys. Lett. 3 (1987) 1315
V.L. Dadykin et al., JETP Lett. 45 (1987) 593; [Prisma Zh. Eksp. Teor. Fiz. 45 (1987) 464].
[5] P. Antonioli et al., New Journal of Physics 6 (2004) 114; [http://snews.bnl.gov].
[6] M. Aglietta et al., Il Nuovo Cimento A 105 (1992) 1793.
[7] N.Yu. Agafonova et al., Astroparticle Physics 27 (2007) 254-270; [hep-ph/069305].
[8] N.Yu.Agafonova et al., Astropart. Phys., 28/6 (2008) 516 [arXiv:0710.0259]
[9] N.Yu.Agafonova et al., Conf.Proc. NEUTRINO 2008