Sommario roadmap Commissione II - Istituto Nazionale di Fisica

La Fisica Astroparticellare e del Neutrino∗
1. Introduzione
La fisica del neutrino e delle astroparticelle è un settore in notevole espansione.
L’espressione “fisica astroparticellare” introdotta negli anni ‘90, indica ricerche
comprendenti lo studio dei neutrini, la ricerca del decadimento del protone, l’identificazione
dei costituenti della materia oscura, la comprensione dell’origine e della composizione dei
raggi cosmici, la ricerca dell’antimateria nella radiazione cosmica e la rivelazione diretta
delle onde gravitazionali.
La fisica astroparticellare è un settore interdisciplinare nuovo che coinvolge
ricercatori che operano in ambiti diversi. Questo rende importante uno stretto
coordinamento dell’INFN con altri Enti di ricerca italiani quali INAF, per l’astrofisica, ed
ASI per le attività nello spazio.
In ambito INFN le attivita’ di fisica astroparticellare e dei neutrini sono di
competenza della CSN2 (www.infn.it/csn2). Le iniziative svolte, molto diverse tra loro per
tematiche, tecnologie e risorse necessarie, sono raggruppate secondo le seguenti linee:
1) studi delle proprieta' del neutrino (condotte principalmente presso i LNGS)
2) misure di processi rari (condotte anch’esse principalmente presso i LNGS)
3) studio della radiazione cosmica in superficie e nelle profondita' marine
4) studio della radiazione cosmica nello spazio
5) ricerca di onde gravitazionali
6) fisica generale (riguarda verifiche sperimentali di aspetti fondamentali della
elettrodinamica e della meccanica quantistica).
Nel presente documento sono riportate sinteticamente le attivita’ in corso (Sezione 2)
e quelle previste per il prossimo quinquennio (Sezione 3); nella Sezione 5 viene presentata
una valutazione delle esigenze finanziarie.
2. La fisica del neutrino
I risultati recenti più importanti nella fisica del neutrino sono stati ottenuti dallo
studio dei neutrini naturali (vedi figura 2.1). Negli ultimi anni è diventato evidente che le
masse dei neutrini sono diverse da zero e che il cosiddetto fenomeno delle oscillazioni dei
neutrini, previsto da Bruno Pontecorvo, “mescola” tra di loro le tre famiglie di neutrini
Il presente documento costituisce una sintesi delle relazioni prodotte per le diverse linee di
ricerca della CSN2 dai rispettivi gruppi di lavoro. Tali documenti sono disponibili
all’indirizzo http://www.infn.it/csn2/road%20map/roadmap.htm.
∗
conosciute. Le oscillazioni sono state rivelate sia nei neutrini provenienti dal Sole (νe) che
nei neutrini prodotti dall’interazione dei raggi cosmici in atmosfera (νµ ) e più recentemente
con i neutrini artificiali prodotti ai reattori o con acceleratori di particelle.
Figura 2.1 Il flusso di neutrini naturali in funzione dell’energia
La scoperta del fenomeno delle oscillazioni è stato l’obiettivo di molti esperimenti
dell’INFN e alcuni tra questi, come GALLEX-GNO, MACRO e CHOOZ, hanno dato un
contributo determinante.
2.1 Neutrini CNGS, solari e da SN
La maggior parte degli esperimenti INFN dedicati alla fisica del neutrino si svolge
ai laboratori sotterranei del Gran Sasso (LNGS). La roccia sovrastante i laboratori riduce il
fondo indotto dai raggi cosmici. Le tre sale sperimentali dei LNGS sono tutte orientate in
direzione del CERN. L’orientazione fu decisa già al momento della costruzione dei
laboratori (anni ‘80) in previsione di un loro possibile utilizzo per lo studio delle
oscillazioni dei neutrini utilizzando un fascio artificiale di neutrini proveniente dal CERN.
In seguito alla scoperta delle oscillazioni con i neutrini naturali, è stato approvato il
cosiddetto programma CNGS che prevede la produzione di un fascio di neutrini dal CERN
al Gran Sasso (figura 2.2) da dedicare allo studio dettagliato delle oscillazioni, in modo
particolare alla conversione dei νµ in ν τ , con gli esperimenti OPERA e ICARUS-T600. I
primi neutrini del fascio CNGS saranno prodotti a metà del 2006.
Figura 2.2. Il fascio CNGS di neutrini dal CERN al Gran Sasso
Nei LNGS sono ospitati altri esperimenti dedicati alla rivelazione dei neutrini
prodotti nell’esplosione delle supernovae (LVD), allo studio dei neutrini solari e geotermici
(BOREX, figura 2.3) e a verificare se neutrino ed antineutrino coincidono.
Figura 2.3. L’interno del rivelatore Borex ai LNGS
2.2 La massa dei neutrini
Se neutrino ed antineutrino coincidono è possibile il decadimento beta di nuclei senza
emissione di neutrini (esperimenti CUORICINO, CUORE, GERDA). L’osservazione di
questi decadimenti permetterebbe inoltre di misurare il valore assoluto delle masse dei
neutrini, cosa non possibile con lo studio delle sole oscillazioni.
Cuoricino è un rivelatore criogenico costituito da 72 cristalli di tellurite con massa
totale di 42 Kg, in funzione da vari anni al Gran Sasso. Negli anni prossimi continuerà la
costruzione di un apparato più grande chiamato CUORE in collaborazione con gruppi degli
Stati Uniti. CUORE sarà un grande rivelatore di 1000 cristalli di tellurite con massa totale
770Kg. L’obiettivo primario è la misura del decadimento beta doppio, con una sensibilità
per la massa del neutrino dell’ordine del centesimo di eV. Nella ricerca del decadimento
beta doppio senza neutrini è importante verificare i risultati con materiali diversi. Negli anni
prossimi sempre al Gran Sasso e in collaborazione con gruppi tedeschi, continuerà la
costruzione dell’apparato GERDA, per la ricerca dei decadimenti beta doppio senza
neutrini in cristalli di germanio.
2.3 La materia oscura
Secondo le attuali conoscenze, la materia oscura costituisce la maggior parte della
materia dell’Universo; la sua ricerca è di importanza fondamentale sia per la comprensione
della natura dell’Universo che per la fisica delle particelle. Lo spazio che si ritiene vuoto,
sarebbe in realtà pieno di particelle, la cui massa totale sarebbe molto superiore a quella
della materia ordinaria. Le teorie supersimmetriche predicono una particella, il neutralino,
che è un buon candidato costituente della materia oscura. Le particelle supersimmetriche
saranno ricercate nei prossimi anni all’LHC; tuttavia la loro esistenza non implicherebbe
automaticamente che esse costituiscano la materia oscura.
2.3.1 Materia oscura: ricerche dirette…
La rivelazione diretta di segnali di materia oscura nella nostra galassia è lo scopo di
due esperimenti al Gran Sasso (DAMA e WARP) basati su due tecniche diverse. DAMA è
in funzione da alcuni anni e ricerca la materia oscura studiando la modulazione stagionale
dei segnali dovuta al moto della terra attorno al sole. La caratteristica principale di WARP,
che entrerà in funzione il prossimo anno, è l’ottima discriminazione del segnale rispetto al
fondo della radioattività ambiente
Un altro tipo di esperimento, come PVLAS, ricerca particelle che si accoppiano
elettromagneticamente; PVLAS ha rivelato recentemente anomalie che potrebbero essere
collegate alla presenza di nuove particelle.
2.3.2 ...e indirette
La materia oscura viene ricercata anche in modo indiretto, cioè osservando la
produzione di secondari che sarebbero prodotti nell’annichilazione particella-antiparticella
in zone dell’Universo in cui è previsto un accumulo di materia oscura, come il centro della
Galassia, il centro del Sole o il centro della Terra. Questa ricerca costituisce un
sottoprodotto di esperimenti come PAMELA, AMS, ANTARES, NEMO,
AGILE,
GLAST.
2.4 Gli effetti quantistici del vuoto
Oltre alla materia oscura, il vuoto è pieno delle coppie virtuali di particelle predette
dalla meccanica quantistica. Gli effetti quantistici del vuoto sono studiati dall’esperimento
MIR.
2.5 Raggi cosmici, astronomia gamma e astronomia a neutrini
Lo studio dei raggi cosmici e l’astronomia con fotoni e neutrini di alta ed altissima
energia permettono l’indagine dell’universo non termico. Queste componenti giocano un
ruolo importante dal punto di vista energetico e dinamico nei diversi ambienti astrofisici
come si può intuire osservando che l’energia associata a queste radiazioni è confrontabile
con l’energia associata alla radiazione “termica”, cioè luce, raggi X ed onde
elettromagnetiche.
2.5.1 I raggi cosmici
Nonostante sia trascorso oltre un secolo dalla scoperta dei raggi cosmici, numerose
domande sono ancora senza risposta. Ad esempio, qual e’ la composizione dei raggi
cosmici di alta energia? Dove sono prodotti e come possono essere accelerati fino ad
energie di 1020 eV? Esiste antimateria nella radiazione cosmica? A queste ed altre domande
cercano di rispondere esperimenti come AUGER, AMS, PAMELA, CREAM.
2.5.2 L’astronomia gamma
I raggi cosmici sono particelle cariche che vengono deviate dai campi magnetici
galattici e pertanto non conservano informazioni sul punto di produzione. Questo non e’
vero per particelle neutre come i fotoni e i neutrini. Dopo decenni di insuccessi dovuti alla
scarsa sensibilità degli apparati, l’astronomia gamma, con fotoni di energia >100 GeV, è
divenuta in tempi molto recenti una realtà con la rivelazione di alcune decine di sorgenti,
osservate anche con molti dettagli. L’INFN è impegnata in questo campo con due
esperimenti a terra con tecniche complementari (ARGO, MAGIC) e due esperimenti nello
spazio (AGILE, GLAST).
2.5.3 L’astronomia a neutrini
L’astronomia con neutrini non ha ancora raggiunto le sensibilità sufficienti per
rivelare segnali, ma puo’ essere di importanza forse maggiore dell’astronomia gamma per l’
osservazione del cuore di siti estremamente energetici, come i nuclei galattici attivi. I
neutrini hanno una bassissima probabilità di interazione e riescono ad attraversare gli strati
più interni e densi di sorgenti molto compatte fornendoci quindi informazioni sui processi
energetici in atto.
L’INFN e’ impegnato in prima linea in questo tipo di attivita’, con il progetto NEMO
in Sicilia, dedicato allo studio di fattibilità di un rivelatore da 1 km3 e con ANTARES, al
largo di Tolone, che ha già avviato con successo la costruzione di un rivelatore da circa
50000 m2 di accettanza.
2.6 Le onde gravitazionali
La ricerca delle onde gravitazionali riveste un duplice interesse: la verifica della
relatività generale con lo studio dettagliato delle onde e lo studio di oggetti compatti ed
estremamente energetici, come sistemi binari, pulsars, buchi neri ecc. Da questo punto di
vista questa ricerca è strettamente collegata all’astronomia con fotoni e neutrini. Dopo 40
anni di notevole sviluppo tecnologico la sensibilità attuale è molto vicina a quella
necessaria per la rivelazione di segnali. L’INFN è fortemente impegnata in questo campo
con piccoli rivelatori risonanti a barre (AURIGA, EXPLORER, NAUTILUS) e
l’interferometro VIRGO, dotato di due braccia di 3 km, realizzato in collaborazione con la
Francia (figura 2.4). E’ in preparazione una missione spaziale chiamata LISAPATHFINDER per verificare le tecnologie che saranno usate nell’interferometro spaziale
LISA.
Figura 2.4. L’interferometro per Onde Gravitazionali VIRGO a Cascina
2.7 La gravita’
La gravità, nonostante sia la prima interazione ad essere stata studiata, è forse la
meno conosciuta. L’esperimento MAGIA si propone di migliorare la misura della costante
gravitazionale, una delle costanti fondamentali note con minore precisione.
3. Gli esperimenti futuri
Nel seguito vengono descritte brevemente le iniziative in considerazione per il
prossimo quinquennio. L’ordine segue quello delle diverse linee di ricerca di competenza
della CSN2.
3.1 Oscillazione dei neutrini
La prima generazione di esperimenti con fasci di neutrini a lunga distanza potrà
rispondere solo approssimativamente a domande quali il valore dell’angolo di mixing Θ13 e
la violazione di CP nel settore leptonico. Questo tipo di violazione potrebbe giocare un
ruolo molto importante nell’asimmetria materia antimateria nell’Universo. La misura
dell’angolo di mixing Θ 13 e della violazione di CP richiede nuovi fasci di neutrini di
maggiore intensità e rivelatori avanzati. Le difficoltà di queste misure sono connesse alla
bassissima frequenza di interazione dei neutrini. Il completamento della misura della
matrice di mixing dei neutrini richiederà molto tempo e uno stretto coordinamento a livello
mondiale.
2
Figura 3.1 Evoluzione della sensibilità nella misura di sin Θ13 in funzione del tempo.
Per ogni esperimento è mostrata la sensibilità mondiale in funzione del tempo (linea
continua) e la sensibilità calcolata senza quell’esperimento (linea tratteggiata). Il
confronto delle due curve mostra il contributo di un dato esperimento. In nero è
inoltre mostrato la sensibilita’ globale ottenuto combinando tutti gli esperimenti.
L’INFN sta valutando due possibili partecipazioni: T2K e NOvA. T2K è un
esperimento approvato in Giappone che userà un rivelatore esistente (SuperKamiokande)
con un nuovo fascio di neutrini da Tokay a Kamiokande.
NOvA è una proposta nata negli Stati Uniti che si propone di utilizzare il fascio di
neutrini esistente (NuMI a FNAL), con un aumento dell’intensità, e un rivelatore da
costruire a circa 1000 km di distanza in prossimita’ della frontiera con il
Canada.
Recentemente è stato annunciato che l’aumento dell’intensità del fascio è in bassa priorità
nei programmi di Fermilab: ciò limiterebbe l’interesse scientifico di NovA. Altri
esperimenti con reattori sono complementari agli esperimenti sul fascio nella misura di Θ13
non essendo sensibili agli effetti materia.
L’ evoluzione temporale prevista della sensibilità alla misura di
Θ13 è mostrata in
Figura 3.1. E’ interesse INFN continuare a partecipare a questa linea di ricerca i cui sviluppi
futuri si proiettano molto lontano nel tempo, evitando però le duplicazioni e verificando le
compatibilità con le risorse e con i programmi di fisica del neutrino al Gran Sasso. NOvA e
T2K probabilmente non daranno le risposte definitive per il completamento della matrice
di mixing. E` importante continuare gli studi per il passo successivo che potrebbe
interessare i laboratori del Gran Sasso.
3.2 La massa dei neutrini
Come detto in precedenza un’altra questione fondamentale della fisica del neutrino è
la conoscenza del valore assoluto della scala delle masse. Se neutrino e antineutrino
coincidono, questa scala potrà essere determinata dagli esperimenti che cercano i
decadimenti nucleari con due elettroni senza neutrini.
La misura della massa del ν e indipendente da assunzioni teoriche
e’ possibile
con misure cinematiche dirette basate sulla determinazione dell’energia degli elettroni nel
decadimento beta singolo. Sperimentalmente è difficile raggiungere con questa tecnica
€
sensibilità inferiori a 1 eV, anche considerando i nuclei con più basso Q-valore come
187
Re
o il 3H (Q=2.5 keV e 18.6 keV, rispettivamente). L’esperimento KATRIN con 3H, in
Germania, utilizza un grosso spettrometro magnetico e dovrebbe essere in grado di
raggiungere una sensibilità di 0.2 eV. Questo valore rappresenta il limite tecnologico sia a
causa delle dimensioni dello spettrometro, sia per gli effetti sistematici dovuti a correzioni
nello stato finale e a perdite di energia nella sorgente.
Un approccio completamente differente è costituito dagli esperimenti calorimetrici a
bassa temperatura in cui il decadimento avviene all’interno del rivelatore. Questa tecnica è
stata sviluppata in Italia negli scorsi anni da gruppi INFN di Genova e Milano. La proposta
MARE prevede due fasi: nella prima si potrebbe raggiungere una sensibilità di circa 2 eV,
competitiva con le misure attuali, ma utilizzando una tecnica completamente diversa. In una
seconda fase, dopo un esteso programma di ricerca e sviluppo. che vedrebbe coinvolti
numerosi laboratori stranieri, si dovrebbe guadagnare almeno un ordine di grandezza in
sensibilità. Questa tecnologia ha applicazioni anche in altri settori come nella rivelazione di
raggi X in esperimenti spaziali.
3.3 La materia oscura
Come accennato in precedenza il tema della materia oscura è di enorme interesse in
tutto il mondo e giustifica investimenti in esperimenti che utilizzano tecniche
complementari. Quando saranno disponibili i risultati di DAMA/LIBRA e di WARP,
presumibilmente entro 3 anni da oggi, bisognerà procedere ad una accurata verifica
scientifica per valutare proposte, già avanzate, per la realizzazione di rivelatori da 1
tonnellata. Questo sia per lo studio dettagliato del segnale di DAMA (se confermato), sia
per aumentare la sensibilità degli apparati (se il segnale non fosse confermato). A livello
europeo è da incoraggiare la convergenza delle proposte per rivelatori che utilizzano
tecniche simili, per evitare la duplicazione degli sforzi.
3.4 L’astronomia a neutrini
L’astronomia a neutrini potrebbe aprire una nuova finestra di osservazione dei
fenomeni più energetici nell’Universo. Si e’ gia’ detto come, a differenza di altre particelle
come fotoni e protoni che possono essere assorbiti alla produzione oppure nel cammino
verso la terra, i neutrini possono sfuggire da sorgenti opache ai fotoni e percorrere distanze
cosmologiche con una bassa probabilita’ di interazione. Tuttavia, proprio per quest’ultima
ragione, le dimensioni dei rivelatore debbono essere dell’ordine del km3 .
Due diverse tecniche si sono affermate negli ultimi anni. La prima utilizza una griglia
di fototubi nel ghiaccio (progetto IceCube al polo Sud). I fototubi rivelano la luce
Cherenkov emessa dai muoni e da altri secondari prodotti dall’interazione dei neutrini nel
ghiaccio. La seconda prevede una griglia di fototubi nel mare profondo. Il numero di eventi
per un rivelatore di queste dimensioni varia da qualche decina di eventi all’anno per i flussi
di neutrini diffusi, a vari eventi all’anno per ognuna delle sorgenti puntiformi più
energetiche e a circa 50 eventi all’anno per i neutrini associati alle sorgenti dei raggi
cosmici.
Figura 3.2. La zona oscura rappresenta, in coordinate galattiche, la regione inaccessibile
ad un rivelatore al polo Sud (sinistra) e nel Mediterraneo (destra). Le due figure in basso
mostrano il centro galattico, il disco galattico ed alcune potenziali sorgenti di segnali di
neutrini. Come si vede la zona accessibile a un rivelatore nel Mediterraneo è di maggiore
interesse rispetto a quella osservabile da un rivelatore al Polo Sud.
Un rivelatore da 1 km3 potrebbe dare risultati molto importanti anche nello studio
delle sezioni d’urto dei neutrini ad altissime energie e nella ricerca indiretta di materia
oscura. Il progetto KM3NET finanziato dalla comunità europea è iniziato quest’anno con
un piano di lavoro triennale che prevede la progettazione di un rivelatore da 1 km3 da
realizzarsi nel Mediterraneo. Questo rivelatore sarebbe complementare ad IceCube, al polo
Sud, perchè avrebbe accesso a una zona del cielo diversa (figura 3.2), che comprende il
centro galattico e la regione del disco galattico, zone dove sono concentrate molte delle
sorgenti più interessanti e che sono inaccessibili a IceCube.
I possibili siti in discussione nel Mediterraneo sono tre : il sito di NESTOR in
Grecia, il sito di ANTARES e il sito di NEMO al largo di Capo Passero (Sicilia) a 3500
metri di profondità ed a 80 km dalla costa (figura 3.3). Le misure di trasparenza dell’acqua
e di fondo dei fototubi hanno mostrato che il sito di Capo Passero sarebbe perfettamente
adeguato. Questo sito sarà tra breve equipaggiato con un cavo elettro-ottico per il trasporto
della potenza elettrica e la ricezione dei segnali e con prototipi di torri di rivelazione.
Nel 2009, al termine di questo studio e dopo aver dimostrato la maturità delle
tecnologie usate, sarebbe possibile iniziare la costruzione del rivelatore, che terminerebbe
nel 2013.
Figura 3.3. Il sito candidato al rivelatore da 1 km3 al largo di Capo Passero (Sicilia)
E’ opportuno notare il carattere multi-disciplinare di questa attività, che coinvolge
altri campi come la geofisica, la biologia e l’oceanografia. Progetti di questo tipo sono in
grado di attrarre fondi da altri enti come le regioni, il MIUR e la comunità europea. Infine è
da ricordare l’esistenza a livello europeo di una larghissima convergenza di ricercatori per
questa iniziativa.
Complementare ai rivelatori sotterranei, e’ un diverso progetto, attualmente allo
studio, che prevede un rivelatore dedicato, posto dietro una montagna, per l’astronomia di
neutrini con la rivelazione dei soli ντ.
3.5 L’astronomia gamma
L’ astronomia gamma con rivelatori terrestri studia le sorgenti di fotoni di energia al
di sopra dei 50 GeV e fino a qualche TeV. Negli ultimi anni questi esperimenti hanno
ottenuto risultati molto interessanti; il numero di sorgenti identificate è quadruplicato e tra
queste numerose sono extra-galattiche. La tecnica Cherenkov sembra la più adeguata per lo
studio dettagliato delle sorgenti puntiformi.
La collaborazione MAGIC ha proposto il raddoppio del telescopio con l’aggiunta di
un secondo telescopio ad 80 metri di distanza. Una nuova proposta nata in Europa,
chiamata temporaneamente CTA, prevede l’installazione di due grandi sistemi di telescopi.
Questa nuova proposta, che raccoglie una larga partecipazione dei gruppi europei coinvolti
nella astronomia gamma, prevede un aumento della sensibilità di almeno un ordine di
grandezza rispetto ai rivelatori attuali nell’intervallo da 10 GeV a 100 TeV, con una
sovrapposizione significativa con l’esperimento nello spazio GLAST.
Figura 4: Le sorgenti di fotoni di altissima energia scoperte negli ultimi 15 anni
Il miglioramento della risoluzione angolare di questa nuova installazione
permetterebbe uno studio più accurato della morfologia delle sorgenti. Dopo la fase di
disegno la realizzazione di un installazione nell’emisfero SUD potrebbe partire nel 20092010. Un’altra installazione è prevista nell’emisfero Nord.
3.6 I raggi cosmici
Lo studio della composizione dei raggi cosmici ad energie nella zona del ginocchio
(1015 eV) continuerà nel futuro con rivelatori di maggiore accettanza. L’interesse è dovuto
al fatto che a tale energia probabilmente cambiano i meccanismi di produzione dei raggi
cosmici stessi. Sono in considerazione nuove missioni spaziali in collaborazione con ASI e
opportune modifiche ai rivelatori a terra esistenti, come ARGO, tali da migliorarne le
prestazioni anche per l’astronomia gamma fino a 100 TeV, conservando la grande
accettanza angolare.
Lo studio dei raggi cosmici di altissima energia potrebbe richiedere un apparato
simile ad AUGER nell’emisfero Nord ed un esperimento spaziale, EUSO, che potrebbe
essere inserito nelle missioni programmate dopo il 2015. Entrambi sarebbero significativi
anche per i neutrini di altissima energia. Queste proposte dovranno prendere in
considerazione i risultati scientifici di AUGER Sud.
Lo studio dei raggi cosmici di altissima energia resta importante anche per la fisica
delle particelle perché le energie in gioco sono e saranno inaccessibili agli acceleratori.
3.7 Le onde gravitazionali
I prossimi anni potranno vedere la rivelazione diretta delle onde gravitazionali. Le
onde gravitazionali sono emesse in processi astrofisici che coinvolgono moti violentissimi
di oggetti di grande massa. Esse sono assorbite ancora meno dei neutrini, pertanto si potrà
studiare l’interno di oggetti molto densi e compatti come stelle di neutroni, buchi neri ecc.
Lo studio e la rivelazione delle onde gravitazionali è pertanto di enorme interesse per la
relatività generale e per l’astrofisica. Lo spettro delle frequenze emesse può variare dalle
frequenze ultrabasse (10-4 Hz) a frequenze fino a 104 Hz. La banda a frequenze ultra-basse
può essere studiata con interferometri nelle spazio, mentre i rivelatori terrestri possono
coprire la banda dalla decina di Hz in su.
L’INFN collabora alla realizzazione di LISA che prevede una prima missione tecnica
chiamata LISA-PathFinder nel 2009 seguita, nel 2015 circa, da LISA. La realizzazione di
questi apparati sarà a cura delle agenzie spaziali (ASI, ESA e NASA). L’INFN darà il
supporto ai gruppi scientifici per la parte relativa all’analisi dati e per lo sviluppo di
prototipi, alcuni dei quali saranno studiati all’interno del laboratorio del Gran Sasso,
particolarmente immune da rumori a bassissima frequenza.
Poiche’ un rivelatore di onde gravitazionali fornisce in genere un solo segnale in
uscita, non è possibile di solito ricostruire le componenti indipendenti del tensore dell’onda
e determinare quindi informazioni come la direzione di arrivo. Diverso è il caso per un
rivelatore di forma sferica che può fornire in uscita 5 informazioni indipendenti
corrispondenti ai 5 modi quadrupolari di oscillazione della sfera.
Nuove proposte sono state avanzate per miglioramenti di VIRGO (VIRGO+,
Advanced VIRGO) e per nuovi progetti nel campo dei rivelatori acustici. DUAL è un
nuovo tipo di rivelatore acustico costituito da due rivelatori concentrici di forma cilindrica..
DUAL necessiterà di un lungo periodo di tempo per lo sviluppo delle tecniche necessarie.
In una prima fase è prevista la costruzione di un dimostratore di dimensioni ridotte.
Con VIRGO+ si intende apportare una serie di miglioramenti alle sospensioni,
all’ottica ed al sistema laser. Le sensibilità di VIRGO+ e dei rivelatori acustici nel periodo
2008-2012 sono riportate in figura 3.6 e sono paragonate a quelle previste per uno dei tre
interferometri LIGO e a quella di GEO. Tutte le curve riportate si riferiscono a sensibilità di
progetto.
Il vantaggio principale di VIRGO sarà alle basse frequenze; la rivelazione di un
segnale continuo dovuta all’emissione di una pulsar dovrebbe essere possibile. Per un tal
tipo di segnale non è necessario operare in coincidenza con altri rivelatori. Studi si stanno
avviando per interferometri di nuova generazione con sensibilità molto maggiori delle
attuali. Per ridurre il rumore newtoniano dovuto agli spostamenti del suolo, bisognerà
probabilmente costruire questi nuovi apparati sottoterra.
Recentemente è iniziata una presa dati molto lunga che vede coinvolti i tre rivelatori
interferometrici di LIGO negli Stati Uniti, l’interferometro GEO in Germania e 4 rivelatori
acustici, di cui 3 italiani. Nell’estate del 2006 anche VIRGO si inserirà in questo
programma di ricerca con un accordo di collaborazione stretta con l’interferometro LIGO. I
risultati di questa campagna di misure in cui sono coinvolti rivelatori con sensibilità mai
raggiunte fino ad ora, saranno molto importanti per definire le strategie future. Se dopo
questo
run non saranno visti segnali di onde gravitazionali;
è chiaro che il passo
successivo sarà di puntare a rivelatori di sensibilità molto più elevata di quella ad esempio
dei rivelatori acustici, anche avanzati, come la Sfera.
10
-19
h/√Hz
10
2008-2012 Network
Pulsars LIGO+
SNR with h ,
max
-20
SFERA
1 year integration
(Quantum Limit)
Virgo+
10
-21
10
-22
DUAL Demonstrator
(200 hbar, starting 2011)
Core Collapse
@ 10 Mpc
ns-ns Merger
@ 100 Mpc
ms Pulsar
10-23
@ 10 kpc - 20 days int. time
ε = 3 10
10-24
10
-7
100
BH-BH Merger
GEO HF
@ 100 Mpc
starting 2009/2010
1000
Hz
10
4
Figura 3.6. Le sensibilità dei rivelatori di onde gravitazionali nel periodo 2008-2012.
3.8 La gravitazione
Oltre alla ricerca delle onde gravitazionali sono stati proposti altri esperimenti molto
importanti sulla forza di gravità. Essi sono: l’esperimento GG, nello spazio, per la verifica
del principio di equivalenza, l’esperimento MICRA per lo studio dell’andamento in
funzione della distanza della forza di gravità e l’esperimento LARES per lo studio
dettagliato dell’effetto Lense-Thirring previsto dalla relatività generale.
L’equivalenza tra massa inerziale e gravitazionale è stata verificata fin
ora fino a
-12
precisioni dell’ordine di 10 ; lo scopo di Galileo Galilei (GG) è portare questa precisione
fino a circa 10-17. L’INFN ha dato supporto per le sperimentazioni a terra delle tecniche
usate (GGG, Galileo Galilei on the Ground). GG e’ stato ufficialmente inserito nel piano
triennale 2007-2009 dell’Agenzia Spaziale Italiana.
Possibili deviazioni dall’andamento 1/r2 della gravità a distanze sub-millimetriche
sono previste dalle teorie di superstringhe, le uniche al momento in grado di unificare la
gravitazione insieme alle altre forze. Esperimenti per la misura di queste deviazioni sono
molto difficili perché a piccolissime distanze intervengono altre forze, come quelle
quantistiche dovute all’effetto Casimir, e forze di superficie.
Lo scopo dell’esperimento LARES è lo studio molto accurato del moto di un satellite
passivo inseguito via laser da Terra. Tale studio può fornire informazioni molto importanti
sulla forza di gravità e sull’effetto di “frame dragging” dovuto al momento angolare della
Terra.
4. Alcune note conclusive
La maggior parte delle attività descritte nel presente documento si svolgono e si
svolgeranno in ambito internazionale, in particolare europeo. Gli enti finanziatori della
fisica astroparticellare in Europa hanno costituito un organismo, denominato ApPEC, per il
coordinamento delle attività di questo campo di ricerca. E’ in corso in ApPEC un
censimento dei progetti ed è in preparazione un documento per lo sviluppo coordinato del
settore in Europa, che vede incluse quasi tutte le tematiche scientifiche discusse in questo
documento.
L’astronomia con fotoni, neutrini, onde gravitazionali e lo studio dei raggi cosmici
costituisce un campo culturale strettamente correlato, al di là delle differenze nelle tecniche
sperimentali e nelle metodologie. Ciò è vero anche per l’astronomia con raggi X e
l’astronomia con fotoni di bassa energia, temi questi in Italia tradizionalmente di
competenza dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF). E’ importante sottolineare che la
collaborazione tra le diverse comunità di fisici sperimentali e con i teorici è essenziale per
questo tipo di studi che utilizza tutti i messaggeri disponibili a tutte le frequenze possibili.
Non è escluso quindi che in alcuni settori, come l’astronomia X, ci possa essere una
partecipazione più diretta dell’INFN, per esempio per la costruzione di rivelatori in cui
l’INFN ha una specifica competenza.
5. Esigenze finanziarie
In tabella 1 la prima riga si riferisce alle esigenze degli esperimenti approvati fino ad
ora, la seconda riga include le nuove attività descritte nel presente documento, con
l’eccezione del rivelatore per l’astronomia dei neutrini da 1 km3, dei miglioramenti su
VIRGO e della SFERA. E’ inclusa la parte di R&D per lo sviluppo del rivelatore da 1 km3
(ANTARES, NEMO). Non è inclusa la frazione del costo di CUORE a carico USA. Non
sono inclusi inoltre i fondi ASI per le attività spaziali. Non sono incluse contingenza ed
inflazione.
Tabella 1. Esigenze finanziarie degli esperimenti della CSN2
2007
2008
2009
2010
Solo attività in corso
21
19.5
18
15.5
Con nuove attività
24
24.5
25.5
24