( con la collaborazione artistica di Laura Strolin ) presentazione Conferenza di Fisica IL NEUTRINO del Prof. Paolo Strolin ( con la collaborazione artistica di Laura Strolin ) Preistoria Storia A che serve ? Enigmi Fisica Astrofisica Cosmologia Bibliografia A. Ereditato, V Palladino e P.S.- L’Enigma del neutrino - Sapere (Feb. 96) L.M.Krauss - La Materia Oscura - Le Scienze (Feb 87) J. Bahcall - Neutrini dal sole - Le Scienze (Ott 69) J. Bahcall - Il Problema dei neutrini solari - Le Scienze (Lug 90) I quesiti sui neutrini influenzano, in qualche modo, il mondo in cui viviamo. Astrofisica - comprensione dei meccanismi che regolano la vita del cosmo Cosmologia - Origine e sviluppo dell’Universo

a g b e e n BECQUEREL 1896 e si scoprì poi che assieme a viene emesso radiazioni BECQUEREL 1896 SCOPERTA DELLA RADIOATTIVITA’ NATURALE g b e (+) - a Elementi radioattivi (*) U, Ra, .. e si scoprì poi che assieme a viene emesso e (+) - n 1885 - Roentgen scopre casualmente i raggi X. 1896 - Esperimenti di Bequerel sul solfato di uranio con scoperta della radioattività naturale. 1898/99 - I coniugi Curie isolano altri altri elementi radioattivi: il Torio, il Polonio, il Radio. 1900/04 - Si riesce a stabilire la natura delle radiazioni: alfa (nuclei di elio) , beta (elettroni), gamma (radiazione elettromagnetica ad alta frequenza). 1920/40 - Studi sulla radioattività artificiale che porterà alla scoperta delle reazioni nucleari (Rutherford, Fermi). Con la scoperta dei decadimenti radioattivi cade uno dei pilastri della fisica classica. “nulla si crea e nulla si distrugge”. Infatti gli elementi radioattivi generano radiazione ( e quindi energia). Termina con essa la visione “statica” della materia. (*) Copyright M. Curie

E = mc2 Nulla si crea e nulla si distrugge energia materia Einstein 1905 E = mc2 Recupero dell’affermazione NULLA SI CREA E NULLA SI DISTRUGGE grazie alla teoria della Relatività Ristretta di Einstein se si include nel calcolo anche l’energia. Se si assume come unità di misura della velocità proprio c si ottiene E = m (equivalenza tra massa ed energia) energia materia

{ e- elettrone e+ positrone (anti-elettrone) e- elettrone energia - materia 2 { ENERGIA materia antimateria Più precisamente: esempi: e- elettrone g e+ positrone (anti-elettrone) e- elettrone Diagrammi di Feymann: un modo per scrivere formule in modo intuitivo e semplice. 1° diagramma: una radiazione elettromagnetica (un quanto di luce - un fotone) può creare dal nulla ( se ne possiede l’energia sufficiente ) un elettrone ed un positrone. Notare che a sinistra e a destra la materia è sempre nulla poiché le masse dell’elettrone e del positrone si annullano. 2° diagramma: W è il mediatore dell’interazione elettrodebole (scoperto da Rubbia nel 1983 su una teoria degli inizi degli anni 70 di Weinberg, Glashow e Salem ) w- n anti-neutrino includendo nel bilancio energia, materia, anti-materia si ritrova “nulla si crea e nulla si distrugge”

Energia disponibile = Dm nuclei c2 Decadimento b nucleare Decadimento b e- n 60Co 60Ni + e- + n n p + e- + n ( F. Perrin 1933 ) d u + e- + n (Teoria dei Quark 1964) eventi Energia disponibile = Dm nuclei c2 energia e- Comprensione dei meccanismi del decadimento radioattivo: perché deve essere emesso anche un neutrino nel decadimento beta? Cosa succede al nucleo di un elemento che decade ( in modo naturale o artificiale ) ? Si trasforma in un elemento di un’altra sostanza chimica ( alchimia ! ) Negli anni 30 si è capito che il decadimento beta è dovuto alla trasformazione di un neutrone in un protone. Con la scoperta dei quarks ( particele componenti i nucleoni ) si è scoperto negli anni 60 che il decadimento beta è dovuto alla trasformazione di un quark down in un quark up. Il concetto di particelle elementare è concetto che ha subito varie modifiche nel corso dell’ultimo secolo e non possiamo sapere se ancora ne subirà in futuro. Quando si rese necessaria l’introduzione del neutrino ? Se si osserva il diagramma in esso abbiamo la distribuzione delle energie degli elettroni emessi da un elemento radioattivo. Ovviamente il nucleo prima del decadimento è più pesante del nucleo dopo il decadimento: la differenza di massa è necessaria per produrre l’elettrone emesso e per imprimergli una certa energia cinetica. Ci si aspetterebbe che tutti gli elettroni emessi abbiano questa energia disponibile. In realtà ciò non avviene ma la distribuzione di energia è quella del diagramma ed è molto variabile. Fù Pauli nel 1930 a supporre che ci fosse una particella invisile, neutra e con massa nulla o estremamente piccola che si portava via energia. Egli chiamo tale particella proprio neutrino. IPOTESI DI PAULI n porta via energia mn~ 0

“sezione d’urto” s n Per le particelle elementari (come n) invece che “dimensioni” (es. pr2 di una pallottola) Diametro Atomo ~ 10-8 cm n s ~10-38 cm2 Diametro Nucleo ~ 10-13 cm Passaggio dalla descrizione qualitativa a quella quantitativa del fenomeno. Perché è difficile “vedere” i neutrini. Si ragiona in termini di probabilità. La sezione d’urto è un concetto probabilistico ed è cioè la probabilità che una particella urti con altre particelle. Ovviamente esiste un parallelo con il volume dei corpi macroscopici che se più grandi hanno maggiore probabilità di urtare altri corpi. La probabilità di rilevazione dei nostri strumenti col neutrino è infinitamente piccola! Per il neutrino fù inventata una nuova interazione (debole) poiché le altre non erano in grado di giustificare il decadimento beta. Il Neutrino ha una probabilità piccolissima di interagire con la materia “Interazione debole”

e- e- n p g GF a Interazione DEBOLE Interazione ELETTROMAGNETICA Fermi TENTATIVO DI UNA TEORIA DEI RAGGI b di Enrico Fermi (1934) Sunto - Si propone una teoria quantitativa dell’emissione dei raggi b 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 b con un procedimento simile aquello 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 b, e le si confrontano con i dati sperimentali. Ipotesi Fondamentale della teoria §1 Nel tentativo di costruire una teoria degli elettroni nucleari e dell’emissione dei raggi b, si incontrano, come è noto due difficoltà principali. La prima dipende dal fatto che i raggi b primari vengono emessi dai nuclei con una distribuzione continua di velocità. Se non si vuole abbandonare il principio della conservazione dell’energia, si deve ammettere perciò che una frazione dell’energia che si libera nel processo di disintegrazione b sfugga alle nostre attuali possibilità di osservazione. Secondo la proposta di Pauli si può, ad esempio, ammettere l’esistenza di una nuova particella, il così detto <neutrino> avente carica elettrica nulla e massa dell’ordine di grandezza di quella dell’elettrone o minore. Si ammette poi che in ogni processo b vengano emessi simultaneamente un elettrone, che si osserva come raggio b, e un neutrino che sfugge aall’osservazione portando seco una parte dell’energia. Nella presente teoria ci baseremo sopra l’ipotesi del neutrino. Una seconda difficoltà per la teoria degli elettroni nucleari, dipende dal fatto che le attuali teorie relativistiche delle particelle leggere (elettroni o neutrini) non danno una soddisfacente spiegazione della possibilità che tali particelle vengano legate in orbite di dimensioni nucleari. Nel 1934, pochi anni dopo l’ipotesi del neutrino, Fermi formulò una teoria delle interazioni ( includendo quella debole ) ancora oggi valida. Molto importante perché fù la prima teoria “quantitava” del fenomeno dell’interazione debole. e- n GF p e- g a Interazione DEBOLE GF << a (probabilità) Interazione ELETTROMAGNETICA

e qua finisce la preistoria ... scoperta (*) del n (Reines e Cowan 1956) Reattore Nucleare p n e+ n Rivelatore La Storia del neutrino inizia nel 1956 con la prima rilevazione del neutrino. Il neutrino era oramai una particella conosciuta a livello teorico (Pauli e Fermi) ma non era stata mai osservata. All’interno di un reattore nucleare esistevano le condizioni ideali per l’osservazione di un neutrino poiché la bassa probabilità di interazione veniva, in parte, bilanciata dal grande numero di neutrini prodotto. Il flusso di neutrini era enorme ( ed innocuo ). Fu poi costruito un apparato sperimentale ( un rilevatore ) che contribuiva ancora di più ad aumentare tale probabilità. Tale rilevatore era una grande massa posta in prossimità del reattore. La reazione osservata è: antineutrino + protone = neutrone + positrone. Esperimento capostipite di tutti un serie di esperimenti in grado di “vedere” i neutrini. n + p --> n + e+ (*) Osservazione di neutrini che interagiscono (debolmente !!) con la materia di un “rivelatore” di particelle.

( ) ( ) dopo tante affascinanti ricerche .. Olimpo delle attuali (*) particelle dopo tante affascinanti ricerche .. Olimpo delle attuali (*) PARTICELLE ELEMENTARI Quarks ( - ) FAMIGLIE Leptoni ( z- ) nm m- ne e- nz non ancora osservato! Oggi, dopo 40 anni dall’esperimento di Reines e Cowan, lo scenario è radicalmente mutato: - lo studio delle particelle elementari è uno dei settori strategici della fisica ed oramai sono centinaia le nuove particelle scoperte; - è stata scoperta una nuova famiglia di particelle fondamentali: i quark con una serie di nuove proprietà e caratteristiche, costituenti le particelle più pesanti (adroni). I neutrini appartengono ad una famiglia di 3 coppie di particelle dette LEPTONI che si affiancono ai quark. Ogni neutrino è associato ad una particella più pesante. Quindi a seconda della particella (leptone) che si genera in una trasformazione si crea anche un neutrino associato a tale particella (es. neutrino elettronico, muonico, ecc. ) Da notare come nella classificazione delle particelle elementari si riproducono le parentele e le affinità strutturali che si erano presentate a Mendelev nella riproduzione della tavole degli elementi chimici. In entrambi i casi esso rappresenta un grosso guadagno nella comprensione di fenomeni che sembravano molto diversi. n.b. - ora differenziamo ne , nm , nZ di questo olimpo il n è un membro SPECIALE ED IMPORTANTISSIMO (*) - Lo saranno ancora considerate tutte domani, o si scoprirà che alcune in realtà sono strutture composte ?

Interazioni Fondamentali Confronto tra le varie interazione. Si parla di interazione e non di forza per sottolineare lo “scambio” tra diverse particelle. I n hanno permesso di isolare e capire le interazioni deboli --> W+ e Z0 (Rubbia 1983)

e+ a che servono i neutrini ? “a scaldarci !” n g FUSIONE NUCLEARE (in realtà non direttamente, ma nel senso che senza i n non saremmo scaldati dal sole) l’enorme energia sprigionata all’interno delle stelle ( e quindi anche dal sole ) non può provenire da reazioni chimiche. proviene da reazioni di FUSIONE NUCLEARE ( Eddington , 1920) e+ n p + p --> d + e+ + n g d + p --> 3He + g ciclo p-p Già nel 1920 fù capito che l’energia proveniente dal sole (e quindi dalle stelle) non può essere chimica ! Il calcolo non è complicato: basta calcolare la massa del sole (con la formula del campo gravitazionale) e ricavarne l’equivalente in eventuale energia di combustione. In seguito, infatti, si scoprì che tale energia è di origine nucleare ed è dovuta alla reazione di fusione. 3He + 3He --> 4He + 2p p + p --> 4He + n + g in definitiva Luce e radiazioni e.m.

che ci illumina e scalda! sole sulla Terra ~ 1011 n / cm2 ! accompagnano necessariamente i g, la radiazione e.m. che ci illumina e scalda! I neutrini che provengono dal sole sono altrettanto abbondanti come le radiazioni elettromagnetiche che provengono dal sole e che riscaldono ed illuminano il nostro pianeta. egualmente abbondanti ma invisibili

non depositano energia ! riscaldamento perchè la radiazione e.m. (luce, u.v.) ci scalda e i n no ? perché la radiazione e.m. interagisce con il nostro corpo e vi deposita la sua energia (calore) risposta i neutrini no, ci attraversano senza interagire: non depositano energia ! g n I neutrini sono molto abbondanti nel nostro universo, è possibile che essi non abbiano alcun ruolo ?

ne,m,z e ora veniamo agli ENIGMI ! aspetti ancora misteriosi del n bassissima probabilità di interazione dei n negli apparati sperimentali (“rivelatori”) aspetti ancora misteriosi del n carica elettrica ne,m,z momento angolare di spin 1 / 2 L’enigma più importante sul neutrino è: ha massa ? Un altro enigma che non sarà approfondito in questa conferenza: il neutrino è equivalente al proprio antineutrino ? (Majorana) o no ? (Dirac) La questione è ancora aperta. interazioni debole massa ? altre proprietà ? n ¹ n ?

mn ASTROFISICA COSMOLOGIA L’enigma mn e le sue implicazioni FISICA enigma neutrino L’enigma mn e le sue implicazioni FISICA mn La conoscenza del neutrino è fondamentale per tre campi di ricerca: 1) Fisica delle particelle 2) Astrofisica: comprensione dei meccanismi che regolano l’Universo 3) Cosmologia: interrogativi, scientifici e filosofici, sull’origine dell’Universo ASTROFISICA COSMOLOGIA

massa del neutrino mn > 0 ? FISICA Le odierne teorie pongono mn = 0 perché tanto piccola che non se ne vedono ancora gli effetti. Nessuna ragione fondamentale. Se mn > 0 nuove frontiere della Fisica ASTROFISICA La “materia oscura” dell’universo è in parte spiegata da mn = 0, vista l’abbondanza di n nell’universo ? Non esistono motivi concettuali perché la massa del neutrino sia = 0. E’ solo un’ipotesi conseguente alla impossibilità di rilevarla, almeno fino ad oggi. COSMOLOGIA Continuerà l’espansione dell’universo iniziata con il “bing bang” ?

La Massa Oscura massa invisibile verso la Terra misura della frequenza per effetto doppler frequenza 300 200 100 10 20 30 40 50 60 70 80 90 R Curva sperimentale rilevata Con l’effetto Doppler si misurano le velocità di rotazione delle stelle di una Galassia a spirale. Il dato sperimentale rileva una curva delle frequenze che é discordante con i calcoli fatti della massa della galassia ( e quindi dell'Universo intero!). La differenza tra dati sperimentali e calcoli teorici é di un fattore 10! massa invisibile massa visibile Massa Visibile = 10% Massa Totale

Componenti noti dell’Universo Materia “visibile” ( emette radiazioni e.m., luce, raggi x, ... ) Fotoni “reliquie” del Big-Bang (~ 400/cm3 a 2,7 °K - Arno e Penzias 1965) Neutrini “reliquie” del Big-Bang (stimati a ~ 400/cm3 a 2,7 °K) E la materia oscura ? N.B. mn non richiede “l’invenzione” di nuovi oggetti ed è plausibile che sia mn > 0 viene da mn > 0 ? particelle elementari ora ignote ? ?

L’UNIVERSO IN ESPANSIONE (Legge di Hubble, 1929) L'Universo é in espansione e la velocità di allontanamento é perfettamente misurabile con la legge di Hubble. Tale velocità e tanto maggiore quanto distante é una stella da noi.

Il “Grande Scoppio” (Big Bang) t Grande Freddo r < rc Situazione limite rc r > rc Big Bang La conoscenza della massa totale dell'Universo é fondamentale per la previsone di un universo chiuso o aperto. Il campo gravitazionale totale può richiudere l'universo solo se c'é abbastanza massa. Un'analogia significativa é quella del campo gravitazionale della Terra: un corpo riesce ad uscire dall'atmosfera terrestre solo se raggiunge la velocità di fuga: in caso contrario ricade sulla superfice della terra. Grazie alle equazioni della relatività generale (formulate da Friedmann nel 1922) si é in grado di predirre, per via teorica, la quantità di massa critica per il passaggio tra i due modelli. Purtroppo oggi siamo in grado di rilevare solo il 10% della massa teorizzata! oggi Grande Scontro la materia oscura influisce su r < > rc !

Alla ricerca di mn esperimenti: Il metodo più sensibile è basato sulla ricerca di un effetto indotto da mn: le “oscillazioni di neutrino” esperimenti: GALLEX (Gran Sasso) Osservazione dei neutrini prodotti dalla fusione nucleare nel sole CHORUS (Cern) Osservazione dei neutrini prodotti mediante un acceleratore di particelle