CURRICULUM VITÆ ATQUE STUDIORUM DARIO

CURRICULUM VITÆ ATQUE STUDIORUM
DARIO LATTUADA
(redatto ai sensi del D. Lgs 33/2013 - normativa sulla trasparenza)
DATI PERSONALI
Data di nascita: 31 Maggio 1979
Luogo di nascita: Catania
Nazionalità: Italiana
Conoscenza lingue
Italiano : madrelingua
Inglese : ottima
Formazione
∙
18/12/2007: Laurea in Fisica (indirizzo Astrofisica e Fisica dello Spazio), Università degli
Studi di Catania (106/110). Titolo della tesi: Studio della sensibilità del telescopio NEMO
a neutrini di alta energia provenienti dalla sorgente estesa SNR RX J1713.7-3946.
Supervisors: Prof. Emilio Migneco e Dott.ssa Carla Distefano.
∙
20/02/2012: PhD in Ingegneria Fisica, Università degli Studi di Catania. Titolo della
tesi: Discovering the Dark Side of the Universe with Neutrinos.
Supervisor: Prof. Antonio Insolia.
Borse ed Assegni
2008 borsa di studio per neolaureati presso l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) e
Laboratori Nazionali del Sud (LNS), 6 mesi;
2008-2011 borsa di dottorato in Ingegneria Fisica presso il Dipartimento di Metodologie Fisiche e
Chimiche per Ingegneria (Università degli Studi di Catania), 3 anni;
2011-2012 borsa di perfezionamento post-laurea presso CSFNSM - Centro Siciliano di Fisica Nucleare
e Struttura della Materia, 3 mesi;
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2012-2014 Assegno di ricerca presso il Dipartimento di Ingegneria Industriale dell’Università degli
Studi di Catania, 2 anni.
2014-oggi Assegno di ricerca presso la Facoltà di Ingegneria e Architettura dell’Università degli Studi
di Enna KORE, 1 anno.
2015-oggi Post-doctoral research associate presso il Cyclotron Institute della Texas A&M University,
College Station, TX, Stati Uniti.
SCUOLE NAZIONALI ED INTERNAZIONALI:
∙
International School of Physics “Enrico Fermi, Course on “Neutrino Physics and Astrophysics;
∙
40th Saas-Fee Course: Astrophysics at Very-High Energies;
∙
CINECA Course: From C to Object Oriented Programming in C++;
∙
CINECA Course: Scientific Programming Techniques and Tools in Linux/Unix;
∙
Seatray Workshop at Erlangen Centre for Astroparticle Physics;
∙
Basic course in C++ and applications (ROOT and GEANT4);
∙
XI Seminar on Software for Nuclear, Subnuclear and Applied Physics (GEANT4 and
ROOT);
∙
The First European Summer School on Experimental Nuclear Astrophysics;
∙
The Second European Summer School on Experimental Nuclear Astrophysics;
∙
The Fifth European Summer School on Experimental Nuclear Astrophysics;
∙
Carpathian Summer School of Physics 2014 - Exotic Nuclei and Nuclear/Particle Astrophysics (V) From nuclei to stars.
Insegnamento
∙
2014 - Lezioni di fisica di base e fisica applicata per il Corso di Laurea in Ostetricia per la
Scuola Facoltà di Medicina, presso l’Università degli Studi di Catania.
∙
2014 - Lezioni di fisica di base e fisica applicata per il Corso di Laurea in Tecniche di
Laboratorio Biomedico per la Scuola Facoltà di Medicina, presso l’Università degli Studi
di Catania.
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Software Experience
∙
Languaggi di programmazione: Fortran, C, C++, Python, shell scripting.
∙
Sistemi operativi: Linux, Unix, Windows.
∙
Strumenti di analisi dati: PAW, ROOT, Matlab, MS-Excel, LibreOffice (OpenOffice).
∙
Altro software: GEANT4, LATEX, MS-Word, MS-PowerPoint, FORTRAN CERN Libraries, SLALIB, CLHEP, CVS, SVN.
Attività di ricerca
La mia attività scientifica inizia all’interno della Collaborazione italiana NEMO (NEutrino Mediterranean Observatory), oggi parte della Collaborazione KM3NeT. Durante il lavoro di tesi,
ho studiato la risposta di un rivelatore km3, come quello proposto dalla Collaborazione NEMO,
a neutrini di alta energia (TeV) provenienti da sorgenti estese, con riferimento al Resto di Supernova RX J1713.7-3946. La caratteristica dei Resti di Supernova galattici è che, data la loro
relativa vicinanza alla Terra, possono apparire all’Osservatore come sorgenti estese. Numerose
osservazioni condotte con il telescopio HESS, che ha misurato il flusso dei raggi gamma (TeV),
hanno confermato questa caratteristica.
Le misure di HESS hanno inoltre dato una forte in-
dicazione che i gamma osservati possano provenire dal decadimento di pioni neutri, prodotti a
seguito di meccanismi di accelerazione ed interazione adronica. In questo caso è attesa l’emisione di un flusso di neutrini quasi pari al flusso gamma osservato che, se rivelato, fornirebbe una
inequivocabile prova che tali processi sono in atto nella sorgente. È quindi importante studiare
la sensibilità di un telescopio per neutrini a queste sorgenti e, inoltre, valutare le capacità di
scoperta del telescopio per il caso di sorgenti estese di neutrini.
Questa caratteristica da un
lato pone il problema dell’identificazione di sorgenti deboli ed estese rispetto al rumore di fondo
diffuso (muoni e neutrini atmosferici), dall’altro potrebbe permettere di localizzare le regioni di
produzione di neutrini all’interno di sorgenti intense, con un apparato di risoluzione angolare
∘
limitata (0.1
− 0.3∘ )
tipica dei telescopi per neutrini, fornendo importanti informazioni sulla
loro morfologia.
In particolare ho lavorato allo sviluppo di nuovi codici per la simulazione e l’analisi della
risposta attesa del rivelatore NEMO a sorgenti estese di neutrini.
I nuovi codici sviluppati
hanno permesso di studiare l’effetto delle dimensioni della sorgente sulla sensibilità del telescopio.
L’analisi condotta ha potuto dimostrare che l’osservabilità della sorgente non è pregiudicata
dalla sua estensione, fin tanto che il suo raggio angolare si mantiene inferiore ad
Nel caso specifico della RX J1713.7-3946 (𝑅𝑠
≈ 0.65∘ ),
𝑅𝑠 < 1∘ .
il rivelatore NEMO sarebbe in grado di
identificarla in un tempo di presa dati inferiore ai 10 anni (tempo di vita stimato per il telescopio).
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Sebbene l’identificazione delle regioni di maggiore emissività sembrerebbe preclusa, i risultati
hanno mostrato che un accurato studio delle caratteristiche spaziali del flusso di neutrini atteso
risulta indispensabile per una migliore ottimizzazione della risposta del telescopio a sorgenti
morfologicamente complesse.
Durante il periodo di dottorato ho studiato la risposta del futuro rivelatore sottomarino
KM3NeT a neutrini prodotti da annichilazione di particelle supersimmetriche di Materia Oscura
all’interno del Sole. Il problema della Materia Oscura (𝐷𝑎𝑟𝑘
𝑀 𝑎𝑡𝑡𝑒𝑟,
o DM) è fra i più affasci-
nanti e discussi degli ultimi anni. La materia oscura è una creatura della cosmologia moderna.
Da oltre 75 anni cerchiamo di capirne la natura. Se non abbiamo sbagliato nell’interpretare i dati
che ci provengono dalle osservazioni a piccola, grande e grandissima scala, nell’Universo esiste
effettivamente una
𝑚𝑎𝑠𝑠𝑎 𝑛𝑎𝑠𝑐𝑜𝑠𝑡𝑎,
con delle carattaristiche che in questi anni vanno definen-
dosi sempre meglio. Nel quadro globale dell’Universo, la materia (barionica) che noi conosciamo
rappresenta infatti soltanto una piccola parte della massa totale (dell’ordine del
5%),
il termine
relativo alla materia oscura tiene conto del 25% circa ed il rimanente 70% viene attribuito alla
cosidetta
𝐷𝑎𝑟𝑘 𝐸𝑛𝑒𝑟𝑔𝑦 .
Il modello cosmologico standard è attualmente il
Λ𝐶𝐷𝑀
(Lambda
Cold Dark Matter, Lambda è la costante cosmologica, Cold Dark Matter si riferisce a materia
oscura non relativistica). Le osservazioni infatti indicano la presenza di una particella neutra, non
relativistica e poco interagente identificata col termine di WIMP (𝑊 𝑒𝑎𝑘𝑙𝑦
𝐼𝑛𝑡𝑒𝑟𝑎𝑐𝑡𝑖𝑛𝑔 𝑀 𝑎𝑠𝑠𝑖𝑣𝑒
𝑃 𝑎𝑟𝑡𝑖𝑐𝑙𝑒).
Una possibile soluzione al problema della DM è fornita elegantemente da alcuni modelli
di Supersimmetria (Supersimmetry, SUSY), teoria nata come estensione del Modello Standard
delle particelle. La SUSY è una teoria che mette in relazione le particelle elementari del Modello
Standard con dei partner (supersimmetrici) identici ma con spin che differisce del valore 1/2.
In certi modelli la particella supersimmetrica più leggera è neutra e stabile e risulta essere un
perfetto candidato di materia oscura. L’esistenza della SUSY non è ancora stata provata ma ci
sono buone ragioni per credere che la scala di energia a cui si realizza sia a portata dei moderni
esperimenti. Essenzialmente ci sono 3 modi per testare la supersimmetria:
∙
il metodo diretto, stimando l’energia di rinculo dei nuclei che vengono
𝑠𝑐𝑎𝑡𝑡𝑒𝑟𝑎𝑡𝑖
da
particelle di materia oscura in un detector con background controllato;
∙
il metodo indiretto, cercando un eccesso di segnale (gamma, protoni, elettroni, neutrini,
. . .)
dovuto ai prodotti di decadimento o annichilazione di particelle di DM sia con l’uso di
satelliti che con rivelatori a terra di grandi dimensioni;
∙
gli acceleratori, cercando un segnale tipico di ammanco di impulso dovuto alla creazione
di un WIMP che sfugge al detector senza interagire.
Il metodo indiretto si basa sull’ipotesi che oggetti massivi come il Sole e la Terra abbiano, nel
corso degli anni, accumulato al loro interno un gran numero di particelle di materia oscura.
4/8
Per esempio, anche se le distribuzioni di barioni e di DM sono in principio differenti perchè
sono oggetti diversi, è molto probabile che negli anni le continue interazioni fra plasma solare e
WIMP abbiano portato questi ultimi a perdere energia fino ad avere velocità minori della velocità
di fuga del Sole, di fatto intrappolandone una buona quantità al suo interno. Aumentando la
popolazione di WIMP all’interno del Sole, aumenta il tasso autoannichilazione. Due WIMP che
annichilano possono produrre così particelle del Modello Standard (anche neutrini) che possono
dunque venire rivelate da appositi detector.
Da queste premesse nasce il lavoro di ricerca che ho svolto durante il dottorato di ricerca e che
si è protratto fino al 2014, mirato a stabilire (e massimizzare) le prestazioni del futuro rivelatore
sottomarino di neutrini KM3NeT a flussi di neutrini provenienti da annichilazione di materia
oscura all’interno del Sole. Per far ciò ho lavorato allo sviluppo di nuovi codici di simulazione,
prendendo in esame diverse geometrie per rivelatore. Per tre di esse è stata calcolato la sensibilità
a tali flussi di neutrini ed il relativo limite sulla sezione d’urto di annichilazione, per semplicità
di confronto con altri esperimenti.
I risultati hanno evidenziato la competitività del futuro
telescopio KM3NeT nel rivelare un flusso di neutrini proveniente da annichilazione di materia
oscura all’interno del Sole o eventualmente porne dei limiti competitivi. L’analisi è stata estesa al
progetto ORCA (Oscillations Research with Cosmics in the Abyss), che nasce in seno a KM3NeT
come estensione del progetto alle energie dell’ordine del GeV. Sebbene l’obiettivo primario di
ORCA sia lo studio delle proprietà del neutrino sfruttando le oscillazioni dei neutrini atmosferici,
il detector proposto che è più compatto e denso rispetto al rivelatore KM3NeT mostra in via
preliminare una promettente capacità nel sondare modelli supersimmetrici di materia oscura che
prevedono un candidato di DM con massa dell’ordine di poche decine di GeV o inferiore.
Recentemente sto studiando reazioni nucleari di interesse astrofisico.
Nel corso dell’evolu-
zione di una stella, quando tutto l’idrogeno è esaurito all’interno del nocciolo, la stella lascia
la cosidetta sequenza principale per dare inizio a diversi stadi durante i quali attiva uno dopo
l’altro i bruciamenti degli elementi pi‘u pesanti. Se la massa della stella è abbastanza grande
(M > 8M⊙ ), il core andrà incontro in successione ai bruciamenti di elio, carbone, neon, ossigeno
e silicio.
Quest’ultimo stadio fissa la composizione chimica (e quindi l’abbondanza di neutro-
ni) della stella appena prima del collasso del nocciolo e della seguente esplosione di supernova.
Risulta quindi evidente che studiare accuratamente il bruciamento del silicio è una questione
chiave nella comprensione dello stadio in cui si trova la stella negli istanti precedenti al collasso
pre-supernova.
Quando il bruciamento dell’
16 O volge al termine e non vi è più ossigeno nel nocciolo, i
nuclei con abbondanze maggiori sono il
28 Si e il 32 S. A questo punto il nocciolo si contrae,
aumentando la sua temperatura fino a T = 2.8 - 4.1 GK. Le reazioni di fusione
+
28 Si + 28 Si o 28 Si
32 S sono inibite dalle barriere coulombiane dei nuclei e la nucleosintesi continua attraverso
la fotodisintegrazione di nuclei poco legati e la susseguente cattura radiativa delle particelle
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leggere così prodotte (protoni, neutroni e
𝛼)
per formare nuclei via via più pesanti e più legati.
20 Ne è meno
In particolare, dato che la cattura di una particella
𝛼
probabile delle reazioni antagoniste (𝛾 ,𝛼), la reazione
24 Mg(𝛾 ,𝛼)20 𝑁 𝑒 governa il flusso dal 24 Mg
al
da parte di un nucleo di
4 He. Quindi il rate della distruzione di 28 Si è praticamente regolato dalla disintegrazione del
24 Mg, dando a questa reazione un’importanza cruciale nella definizione dei modelli stellari del
bruciamento del silicio. Una misura diretta della fotodissociazione del
24 Mg attraverso un fascio
gamma di energia fra i 10.4 e 12 MeV permetterà un’accurata misura della sezione d’urto del
processo che garantirà una migliore stima della composizione chimica nella fase pre-supernova.
Per fare ciò si intende utilizzare la facility laser ELI-NP (Extreme Light Infrastructure Nuclear Physics) che verrà costruita nei prossimi anni a Magurele (Bucarest), in Romania, che
13
fornirà un fascio gamma di energia minore di 19MeV e di intensità fino a 10
𝛾 /s,
prodotti da
laser ad alta potenza (2x10 PW). Il rivelatore sarà costituito da Silicon Strip Detectors (SSDs) per
rivelare le
𝛼 emesse dalla reazione 24 Mg(𝛾 ,𝛼)20 Ne.
A questo progetto contribuisco maggiormente
attraverso lo sviluppo di un codice di simulazione che sto perfezionando, basato su GEANT4,
scritto per stimare il rate di segnale e di background sia elettromagnetico che nucleare generato
dal fascio gamma su un target solido di
24 Mg. Le simulazioni che abbiamo condotto permettono
di stabilire la geometria ottimale del detector, della camera di scattering e dell’equipaggiamento
ausiliario, nonchè di indivduare la presenza di eventuali segnali spurii dovuti ad altre reazioni
indotte dal fascio gamma sul target o sulla camera. Il lavoro è ancora in corso.
Pubblicazioni
∙
3 Telescopes - D. Lattuada - AIP Conference
Neutrino Astronomy with Underwater km
Proceedings, Volume 1213, pp. 215-218 (2010).
∙
Detection potential of the KM3NeT detector for high-energy neutrinos from the Fermi
bubbles - S. Adrián-Martínez et al. - Astroparticle Physics - Volume 42, February 2013,
Pages 7-14.
∙
The optical modules of the phase-2 of the NEMO project - S. Aiello et al.
- JINST 8
P07001
∙
Measurement of the Atmospheric Muon Flux With the NEMO Phase-1 Detector - S. Aiello
et al. - Astroparticle Physics - Volume 33, Issue 4, May 2010, Pages 263-273.
∙
The NEMO project: A status report. - Taiuti et al (2011). Nuclear Instruments & Methods
In Physics Research. Section A, ISSN: 0168-9002, doi: doi: 10.1016/j.nima.2010.04.073
∙
The ANTARES Telescope Neutrino Alert System - M. Ageron et al. - Astropart. Phys.
35 (2012) 530-536
6/8
∙
First search for point sources of high energy cosmic neutrinos with the ANTARES neutrino telescope. - S. Adrián-Martínez et al. - Astrophysical Journal Letters, 743:L14,2011
December 10 [arXiv:1108.0292v1]
∙
A method for detection of muon induced electromagnetic showers with the ANTARES
detector. - J.A. Aguilar et al. - Nuclear Inst. and Methods in Physics Research, A (2012),
pp. 56-62. [arXiv:1106.0426]
∙
Measurement of the group velocity of light in sea water at the ANTARES site.
- S.
Adrián-Martínez et al. - Astropart. Phys., 35 (2012), pp.552-557 [arXiv:1110.5184]
∙
Search for relativistic magnetic monopoles with the ANTARES neutrino telescope.
- S.
Adrián-Martínez et al. - Astroparticle Physics 35 (2012) 634-640 [arXiv:1110.2656]
∙
Search for neutrino emission from gamma-ray flaring blazars with the ANTARES telescope.
- S. Adrian-Martinez et al. - Astropart. Phys. 36 (2012) 204-210
∙
The positioning system of the ANTARES Neutrino Telescope - S. Adrián-Martínez et al.
- JINST 7 T08002
∙
Measurement of atmospheric neutrino oscillations with the ANTARES neutrino telescope.
- S. Adrián-Martínez et al. - Phys. Lett. B 714 (2012) 224 [arXiv:1206.0645v2]
∙
Search for cosmic neutrino point sources with four year data of the ANTARES telescope.
- S. Adrián-Martínez et al. - The Astrophysical Journal 760:53(2012) [arXiv:1207.3105]
∙
First search for neutrinos in correlation with gamma-ray bursts with the ANTARES neutrino telescope. - S. Adrián-Martínez et al. - JCAP 1303 (2013) 006
∙
A first search for coincident gravitational waves and high energy neutrinos using LIGO,
Virgo and ANTARES data from 2007. - S. Adrián-Martínez et al. - JCAP 06 (2013) 008
∙
Deep-Sea Bioluminescence Blooms after Dense Water Formation at the Ocean Surface. C. Tamburini et al. - PLOS ONE 8 (2013) e67523
∙
Search for a Correlation between ANTARES Neutrinos and Pierre Auger Observatory
UHECRs Arrival Directions. - S. Adrián-Martínez et al. - The Astrophysical Journal vol.
774 19 (2013)
∙
Measurement of the atmospheric
ANTARES telescope.
𝜈𝜇
energy spectrum from 100 GeV to 200 TeV with the
- S. Adrián-Martínez et al.
vol.73, n.10, pages 1-12 (2013)
7/8
- The European Physical Journal C
∙
First results on dark matter annihilation in the Sun using the ANTARES neutrino telescope. - S. Adrián-Martínez et al. JCAP11 (2013)032.
∙
A search for neutrino emission from the Fermi bubbles with the ANTARES telescope. - S.
Adrián-Martínez et al., Eur. Phys. J. C (2014) 74:2701.
∙
High-frequency internal wave motions at the ANTARES site in the deep Western Mediterranean.
- Hans van Haren and the ANTARES Collaboration.
Ocean Dynamics 64
(2014)507-517
∙
Searches for Point-like and Extended Neutrino Sources Close to the Galactic Center Using
the ANTARES Neutrino Telescope. - S. Adrián-Martínez et al., The Astrophysical Journal
Letters, 786:L5, 2014
∙
Searches for clustering in the time integrated skymap of the ANTARES neutrino telescope.
- S. Adrián-Martínez et al., JCAP05 (2014)0001.
∙
A search for time dependent neutrino emission from microquasars with the ANTARES
telescope -S. Adrián-Martínez et al., Journal of High Energy Astrophysics 3-4(2014) 9-17.
∙
ANTARES constrains a blazar origin of two IceCube PeV neutrino events - S. AdriánMartínez et al., A&A 576, L8 (2015).
8/8