IL NEUTRINO
Paolo Strolin
Ottobre 2006
• Il neutrino nel mondo delle
particelle: pre-istoria e storia
• A che servono i neutrini ?
• Enigmi
Fisica
Astrofisica
Cosmologia
• Come si “vedono” i neutrini,
e per quali scopi:
esperimenti, come esempi
Disegni di Laura Strolin
Per saperne di più
Seminari su particelle elementari
www.na.infn.it
→ Anno Mondiale della Fisica
→ Per le Scuole → Seminari
→ Particelle Elementari e Raggi Cosmici
Un buon sito sul neutrino
wwwlapp.in2p3.fr/neutrinos/neut.html
Becquerel, 1896
Radioattività naturale:
misteriosi “raggi” emessi dall’uranio
(scoperta quasi per caso)
α
γ
β
e
ν
Lastre fotografiche
al buio registrano
una misteriosa
“radiazione”
Una Croce al Merito
dà “ombra”
1899 Rutherford: raggi differenti α , β , γ
1903 Rutherford e Soddy:
fenomeno associato a una
trasmutazione di elementi chimici
1909 Bucherer: i raggi β sono elettroni
Elementi
“radioattivi”
(Uranio, …)
1930 Ipotesi di Pauli :
nel decadimento β, assieme
all’elettrone è emessa
una particella invisibile (neutra)
poi chiamata “neutrino” da Fermi
“Tentativo di una teoria dei raggi β”
Enrico Fermi (1934)
Sunto - Si propone una teoria quantitativa dell’emissione dei raggi β in cui si
ammette l’esistenza del “neutrino” e si tratta l’emissione degli elettroni e dei
neutrini da un nucleo all’atto della disintegrazione β con un procedimento
simile a quello seguito nella teoria dell’irradiazione per descrivere l’emissione
di un quanto di luce da un atomo eccitato. Vengono dedotte delle formule per la
vita media e per la forma dello spettro continuo dei raggi β, e le si confrontano
con i dati sperimentali.
ee-
γ
Interazione
Elettro-Magnetica
n
GF
p
eν
Interazione Debole
con probabilità proporzionale a GF2
(molto più piccola che per interazioni e.m.)
“Osservazione diretta” del neutrino
tramite le sue rarissime interazioni (“deboli”)
(Pontecorvo 1946; Reines e Cowan 1956, 26 anni dopo l’ipotesi di Pauli)
rivelatore di particelle
di grande massa
reattore
nucleare
intenso flusso di
n
ν
p
e+
ν + p → e+ + n
n neutro, p quasi a riposo:
nessuno dei due viene visto
La “firma” del neutrino
nulla di visibile entra, esce un positrone
Le Particelle Elementari un secolo dopo Becquerel
tre “famiglie”
Quarks
u
d
c
s
t
b
Leptoni
νe
e
νµ
µ
ντ
τ
tre neutrini
Sono “elementari” in senso assoluto?
Emergerà una più profonda struttura della materia?
Il neutrino
La particella più misteriosa
Importantissimo per Fisica, Astrofisica e Cosmologia
Le Interazioni Fondamentali
Mediatori
negli anni ’70
Unificazione
Elettro-Debole
Intensità relativa
Forte (nucleare) gluoni
Elettro-Magnetica
γ
Debole
W±, Zo
Gravitazionale
?
… agiscono su
1
10-2
10-6
10-40
Quarks
Forte (+ e.m. + Debole)
e- , µ - , τ -
e.m. ( + Debole)
Neutrini
Debole
Interazioni puramente deboli dei neutrini
↓
Prima conferma sperimentale dell’Unificazione “Elettro-Debole” (CERN 1973)
poi coronata dall’osservazione di W± e Z0 (CERN 1983)
A che
servono
i neutrini?
Senza neutrini, il
Sole non darebbe
calore !
Non ci saremmo
noi, non ci sarebbe
frutta sulla Terra.
Infatti ….
Michelangelo Merisi, detto il Caravaggio (1573-1610)
Cestino con frutta (1590?), Galleria Ambrosiana (Milano)
Il Sole e le stelle sono reattori a fusione nucleare
L’enorme energia irradiata non può venire da reazioni chimiche (Eddington , 1920)
“Ciclo p-p”
→
→
p+p
→ d + e+ +
γ
d+p
→
3He
+
+ 3He →
4He
+ 2p
4He
+ ν + γ + ...
+
3He
→
p+p
con
protone
ν
+e+ + ν
→
γ
neutrone
Senza il neutrino
Sole e stelle non splenderebbero
luce e calore
E ora veniamo
agli enigmi!
Bassissima probabilità
di interazione
↓
Esperimenti difficili:
ancora molti misteri
Juan Miró (1893-1988)
Il bel volatile decifra l’incognito a
una coppia di innamorati
Museum of Modern Art
(New York)
Il neutrino e le sue proprietà sono
un “punto nodale” nella ricerca
Fisica
ν
Astrofisica
Cosmologia
Fisica, Astrofisica e Cosmologia
Fisica Delle Particelle Elementari
neutrini come “pionieri”
mν > 0 : scoperta di nuova fisica oltre le attuali teorie (“Modello Standard”)
Astrofisica
neutrini come “messaggeri cosmici”
Fisica del Sole e delle stelle
Collassi stellari e Supernove
Sorgenti remote di raggi cosmici ( “Astronomia con neutrini” )
Cosmologia
neutrini come “primi attori”
Neutrini “reliquie” del Big Bang
(permeano l’universo come le micro-onde della Radiazione Cosmica di Fondo)
Materia Oscura ed evoluzione dell’Universo
Il mistero dell’apparente assenza di antimateria nell’Universo
Le proprietà fisiche del neutrino
carica elettrica
0
momento angolare di “spin”
½
interazione con la materia
“debole”
massa
piccolissima ma > 0 : ?
“mescolamento”
parzialmente conosciuto: ?
violazione della “simmetria CP”
??
ν ≠ ν (Dirac) o ν = ν (Majorana)
??
altre proprietà
??
Fisica
recenti scoperte
ν
Astrofisica
Cosmologia
ma ancora molto lavoro per
una completa comprensione
I neutrini, la loro massa e la
materia oscura
Fisica
ν
Astrofisica
Cosmologia
Evidenza della “Materia Oscura” da galassie in rotazione
Effetto Doppler:
la frequenza dipende
dalla velocità rispetto a noi
Radiazione elettromagnetica
(luce, … )
↓
Velocità delle stelle
Velocità di rotazione
Sunflower galaxy
↓
attesa dalla massa “visibile”
dati sperimentali
(velocità, quindi massa,
molto più grandi)
Materia Oscura!
massa “visibile”
Distribuzione delle
velocità di rotazione
delle stelle nelle
galassie
Distanza dal centro galattico
Materia Oscura ~ 10 x materia visibile!
Una misura di quanto vi è ancora da scoprire
Determina l’evoluzione dell’Universo
Materia nota dell’Universo
Materia “visibile”
emette radiazioni elettromagnetiche: onde radio, micro-onde, I.R., luce, U.V., raggi X
Radiazione elettro-magnetica “reliquia” del Big-Bang
Gamow 1948, Arno e Penzias 1965
~ 400 / cm3 a 2,7 °K, 10 miliardi di volte più numerosa delle particelle di materia
Neutrini “reliquie” del Big-Bang
altrettanto abbondanti
Che cosa potrebbe essere Materia Oscura?
• in (piccola) parte neutrini con massa > 0 anche se molto piccola
(visto l’enorme numero di neutrini nel cosmo)
• particelle elementari tuttora ignote?
• corpi macroscopici ?
•?
Fisica
ν
Astrofisica
Cosmologia
I neutrini e l’apparente
assenza di antimateria
nell’Universo
E se ci fossero anti-galassie?
galassia
immane
disastro
antigalassia
Che cosa ci può salvare dall’immane disastro?
Nei processi elementari (al Big Bang),
materia e antimateria vengono create
in misura eguale, ad esempio :
γ
e- elettrone
e+ positone
(anti-elettrone)
Come è scomparsa l’antimateria e non la materia?
La cosiddetta “violazione di CP” implica una evoluzione
diversa per materia e antimateria: potrebbe salvarci ma
la violazione di CP vista per i quarks non basta!
Dobbiamo scoprire una violazione di CP anche per i
neutrini:
oggi impossibile, ma forse per gli attuali studenti ….
Il “mescolamento” e
le “oscillazioni” di neutrino
Fisica
ν
Astrofisica
Cosmologia
L’intrigante “mescolamento” dei neutrini
νe , νµ , ντ ↔ ν1, ν2 , ν3
Distinguiamo νe , νµ , ντ perché
• sono prodotti in associazione con e, µ , τ
• interagendo in un apparato sperimentale producono e, µ , τ
Quando i neutrini viaggiano indisturbati
bisogna invece riferirsi agli stati a massa definita ν1, ν2 , ν3
νe , νµ , ντ ne sono “miscugli”, secondo la Meccanica Quantistica
Per i neutrini la magia è realtà
Possono cambiare identità: “oscillazioni” di neutrino”
Un effetto di Meccanica Quantistica che si verifica se mν > 0
(→ il metodo più sensibile per studiare la massa del neutrino)
L’acceleratore
di particelle
produce
νµ
miscuglio di
ν1, ν2 e ν3
L’esperimento
talvolta vede
La propagazione di ν1, ν2 e ν3
dipende dalla loro massa
Se mν > 0 il miscuglio cambia
ad esempio
ντ
miscuglio
“diverso” da νµ
M.C. Escher, Metamorphose III (1967-68), parte di una xilografia di 0.2 m x 7 m
Osservazioni effettuate e problemi aperti
• Deficit di neutrini νe prodotti dal Sole:
νe trasformati in altri neutrini, non visti dagli apparati sperimentali
• Deficit di neutrini νµ prodotti da raggi cosmici
nelle loro interazioni con l’atmosfera:
νµ trasformati in ντ (?) non visti dagli apparati sperimentali
• Questioni aperte:
- osservazione diretta di oscillazioni νµ→ ντ
- misure più precise e complete dei parametri fisici che governano
le oscillazioni
- come scopo ultimo, scoperta della violazione di CP
Nel seguito: la ricerca di oscillazioni νµ→ ντ
(ruolo molto importante dei fisici napoletani)
Ricerca di “apparizione” di ντ in un puro fascio di νµ
• Il ντ interagisce nell’apparato sperimentale
e produce la sua particella associata, il leptone τ
•
Il leptone τ vive ~ 10-13 s e decade entro ~ 1 mm
• Neutrini invisibili:
il decadimento lascia una corta traccia a “gomito”
→ Esperimento CHORUS sul fascio di neutrini al CERN di Ginevra
→ Esperimento OPERA sul fascio di neutrini al CERN al Gran Sasso
νµ
oscillazione?
ντ
~1
Per avere un’idea
della scala
τ
τ-
µ
-
mm
“gomito”
ντ
νµ
Per cercare il raro gomito del τ
Un “ago nel pagliaio” di un gran
numero di interazioni di neutrino
in un “rivelatore” di grande massa
1 tonnellata CHORUS
2000 tonnellate OPERA
10 cm
0,1 mm
Sviluppi tecnologici
Emulsioni Nucleari*
→ altissima risoluzione spaziale
Microscopia automatica
→ altissima velocità di analisi
* Come pellicole fotografiche, ma
- sensibili a singole particelle
- risoluzione spaziale < 0,001 mm
- immagine in tre dimensioni
0,1 mm
Interazione di neutrino
in emulsione nucleare
Microscopio per analisi
automatica di immagini
in tre dimensioni
Interamente controllato da computer
Altre applicazioni: biofisica, …
Immagine “tomografica”
digitizzata in tre dimensioni
Terza dimensione:
spessore emulsioni
Telecamera
veloce
Ottica
Telecamera
~ 0,003 mm di
profondità di fuoco
Emulsioni
mettendo a
fuoco
diverse
profondità
➪
emulsione
nucleare
Ottica
“fette ottiche”
Supporto mobile
L’apparato sperimentale di OPERA al Gran Sasso
Spettrometro
per muoni
ν
super-m
odulo
mattone
(56 “celle” Pb/Em).
8 cm
modulo
Bersaglio per interazioni di ν
Ogni “super-modulo” contiene 31 “moduli”
costituiti da:
- una “parete” di “mattoni di Pb e emulsioni
- due piani di “rivelatori elettronici”
mattoni
rivelatori
elettronici
~200,000
mattoni
La ricerca delle oscillazioni νµ-ν
ντ , oggi
Da esperimenti con
• neutrini solari
• neutrini prodotti da interazioni di raggi cosmici con l’atmosfera
La massa del neutrino risulta molto più piccola
di quella indagata al CERN stesso
(dove vengono prodotti i neutrini)
Per vedere un effetto
bisogna “far viaggiare più a lungo” i neutrini
(la tecnica delle emulsioni resta valida, seppure in modalità diverse)
Quindi ora … esperimento OPERA con νµ dal CERN al
Laboratorio Nazionale del Gran Sasso (INFN)
fascio
di ν
µ
ντ ?
Grazie alla loro debolissime interazioni …..
I neutrini prodotti all’interno del Sole emergono da esso
e ci danno informazioni sui processi che vi avvengono
Ogni altra radiazione (luce, ..) viene assorbita
I neutrini possono giungere a noi dal remoto Universo
Senza assorbimento (a differenza di luce, raggi γ , … )
Non deflessi da campi magnetici (a differenza delle particelle cariche)
i protoni sono
deflessi o assorbiti
la radiazione elettromagnetica
è assorbita
solo i neutrini possono
giungere a noi dalle
sorgenti più lontane
I neutrini dalle stelle e dal Cosmo
sono eccezionali messaggeri astrofisici
↓
“Astrofisica con Neutrini”
Premio Nobel 2002 a Davis e Koshiba per avervi dato inizio
Fisica
ν
Astrofisica
Cosmologia
Vedi presentazione di Giancarlo Barbarino
Conclusion
Amo questa particella anche perché mi
dimostra che anche i più piccoli
possono fare cose importanti
Janet Conrad, 2005
