Neutrino
| Neutrino | |
|---|---|
| Composizione | Particella elementare |
| Famiglia | Fermione |
| Gruppo | Leptone |
| Interazione | debole e gravità |
| Teorizzata | 1930 da Wolfgang Pauli |
| Scoperta | 1956 da Clyde Cowan, Frederick Reines, F. B. Harrison, H. W. Kruse, e A. D. McGuire. |
| Simbolo | νe, νμ e ντ |
| N° tipi | 3 - elettronico, muonico e tauonico |
| Massa | intorno a 0,05 eV/c28,913309 × 10−38 kg |
| Carica elettrica | 0 |
| Spin | ½ |
In fisica delle particelle il neutrino è una particella subatomica elementare di massa piccolissima e carica elettrica nulla.[1] Appartiene al gruppo dei leptoni e alla famiglia dei fermioni. Possiede elicità uguale a -1 (elicità sinistrorsa).
Dopo esserne stato considerato per lungo tempo privo, alcuni esperimenti hanno mostrato che ha una massa da 100 000 a 1 milione di volte inferiore a quella dell'elettrone, con valore più probabile intorno a 0,05 eV/c2.
I neutrini interagiscono solo con la forza nucleare debole e la forza gravitazionale, non risentendo né dell'interazione nucleare forte né dell'interazione elettromagnetica.
Il nome neutrino fu coniato da Edoardo Amaldi durante una conversazione con Enrico Fermi all'Istituto di fisica di via Panisperna a Roma, come diminutivo scherzoso della parola neutrone, altra particella neutra molto più massiccia. Il termine fu poi adottato da Fermi in una conferenza a Parigi nel luglio 1932 e alla conferenza Solvay del 1933, dove fu utilizzato anche da Wolfgang Pauli, e da lì si diffuse nella comunità scientifica internazionale[2].
Indice
1 Scoperta del neutrino
2 Il neutrino nel Modello Standard
3 La massa dei neutrini e le sue conseguenze
4 Rivelatori di neutrini
5 Oscillazione del sapore
6 Anomalia nell'esperimento OPERA sulla velocità dei neutrini
7 Note
8 Bibliografia
9 Voci correlate
10 Altri progetti
11 Collegamenti esterni
Scoperta del neutrino |
L'esistenza del neutrino venne postulata nel 1930 da Wolfgang Pauli per spiegare lo spettro continuo del decadimento beta. Fu studiato anche da Enrico Fermi nel 1934 ma scoperto solo 22 anni dopo, nel 1956, dai fisici Clyde Cowan e Fred Reines nel corso di un esperimento eseguito al reattore a fissione di Savannah River, che mostrò reazioni indotte proprio da neutrini liberi.
L'interesse di porre tutto l'apparato presso questo tipo di reattore è che esso è una fonte molto importante di antineutrini: durante la fissione nucleare si sviluppano molti neutroni, i quali decadono emettendo antineutrini.
- n→p++e−+ν¯e{displaystyle nrightarrow p^{+}+e^{-}+{bar {nu }}_{e}}
L'apparato sperimentale era costituito da un bidone di 200 litri d'acqua mescolata a cloruro di cadmio, in modo da poter sfruttare la reazione inversa del decadimento del neutrone:
- ν¯e+p+→n+e+{displaystyle {bar {nu }}_{e}+p^{+}rightarrow n+e^{+}}
con creazione di un neutrone e di un positrone.
Data la scarsa sezione d'urto del processo è chiaro che serve una grande quantità di protoni (cioè di acqua) per avere un segnale utile.
Il positrone si annichila con un elettrone presente nell'apparato, dando luogo a due fotoni di energia totale pari alle masse delle particelle; il neutrone prodotto viene moderato dall'acqua e assorbito dal cadmio, il quale, dopo l'assorbimento, si trova in uno stato eccitato ed emette, quindi, un fotone.
Il segnale ricercato, quindi, è composto da due fotoni di energia uguale (0,511 MeV), seguiti da un fotone di energia molto maggiore a breve distanza di tempo.
L'alto flusso disponibile permetteva di avere due rivelazioni all'ora ed il fondo calcolato per questo esperimento era molto minore di questo valore.
L'esperimento si rivelò, quindi, concludente.
Il neutrino nel Modello Standard |
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| Fermione | Simbolo | Massa |
|---|---|---|
| Generazione 1 (elettrone) | ||
Neutrino elettronico | νe{displaystyle nu _{e}}  | < 2,2 eV |
Antineutrino elettronico | ν¯e{displaystyle {bar {nu }}_{e}}  | < 2,2 eV |
| Generazione 2 (muone) | ||
Neutrino muonico | νμ{displaystyle nu _{mu }}  | < 170 keV |
Antineutrino muonico | ν¯μ{displaystyle {bar {nu }}_{mu }}  | < 170 keV |
| Generazione 3 (tau) | ||
Neutrino tauonico | ντ{displaystyle nu _{tau }}  | < 15,5 MeV |
Antineutrino tauonico | ν¯τ{displaystyle {bar {nu }}_{tau }}  | < 15,5 MeV |
Poiché il neutrino interagisce debolmente, quando si muove attraverso la materia le sue possibilità di interazione sono molto piccole. Occorrerebbe un ipotetico muro in piombo spesso un anno luce per bloccare la metà dei neutrini che lo attraversano. I rivelatori di neutrini di solito contengono centinaia di tonnellate di materiale, costruito in modo tale che pochi atomi al giorno interagiscano con i neutrini entranti. In una supernova collassante, la densità del nucleo diventa abbastanza alta (1014g/cm³) da intercettare parte dei neutrini prodotti.
Esistono tre tipi differenti di neutrino:[1] il neutrino elettronico νe, il neutrino muonico νμ e il neutrino tauonico ντ, in diretta relazione rispettivamente con i leptoni del modello standard (elettrone, muone e tauone). L'esistenza di tre famiglie di neutrini è stata misurata al Large Electron-Positron Collider. In particolare, la misura della larghezza di decadimento del bosone Z ha stabilito che esistono tre tipologie di neutrino aventi massa minore di 45 GeV e che interagiscano debolmente[3].
La gran parte dell'energia di una supernova collassante viene irradiata in forma di neutrini, prodotti quando i protoni e gli elettroni del nucleo si combinano a formare neutroni. Questa reazione produce un flusso considerevole di neutrini. La prima prova sperimentale di questo fatto si ebbe nel 1987, quando vennero rilevati i neutrini provenienti dalla supernova 1987a.
La massa dei neutrini e le sue conseguenze |
Nel Modello Standard (MS) i neutrini sono ipotizzati esistere privi di massa. Tuttavia, esperimenti recenti suggeriscono che ciò sia falso. Infatti, flussi di neutrini possono oscillare tra i tre autostati di interazione, in un fenomeno conosciuto come oscillazione dei neutrini (che fornisce una soluzione al problema dei neutrini solari e a quello dei neutrini atmosferici). Questo, inevitabilmente, induce a modificare il MS, introducendo dei termini nuovi per soddisfare la richiesta che i neutrini siano particelle dotate di massa[4][5].
Alcuni anni fa si pensava che i neutrini potessero essere ritenuti responsabili per la materia oscura, ma con l'attuale conoscenza della loro massa possono contribuire solo per una frazione insignificante.
Rivelatori di neutrini |
Esistono diversi tipi di rivelatori di neutrini. Ogni tipo consiste di grosse quantità di materiale (necessarie a causa dell'elevata penetratività dei neutrini) posto in cave sotterranee che hanno lo scopo di schermare la radiazione cosmica.
- I rivelatori al cloro consistono di serbatoi riempiti di tetracloruro di carbonio (CCl4). In questi rivelatori un neutrino converte un atomo di cloro in uno di argon secondo la reazione
- νe+37Cl→37Ar+e−{displaystyle nu _{e}+^{37}Clto ^{37}Ar+e^{-}}
Il fluido viene periodicamente purgato con dell'elio che rimuove l'argon. La quantità di atomi di argon prodotta viene misurata tramite l'attività radioattiva del gas estratto (l'isotopo 37 dell'argon decade in cloro con un'emivita di 35 giorni). Lo svantaggio di questi rivelatori consiste nel fatto che non è possibile determinare la direzione del neutrino incidente, né la sua energia: l'unica informazione è il flusso medio, per di più su periodi dell'ordine del mese. Fu il rivelatore al cloro di Homestake, Dakota del Sud, contenente 520 tonnellate di CCl4, che rilevò per primo il deficit di neutrini provenienti dal sole e portò al problema dei neutrini solari. Questo tipo di rivelatore è sensibile solo ai neutrini elettronici νe. L'energia di soglia della reazione utilizzata in questi rivelatori (la minima energia che il neutrino incidente deve possedere per essere rivelato) è pari a 814 keV.
- I rivelatori al gallio sono simili a quelli al cloro dal punto di vista del funzionamento, ma più sensibili ai neutrini a bassa energia. Si basano sulla reazione
- νe+71Ga→71Ge+e−{displaystyle nu _{e}+^{71}Gato ^{71}Ge+e^{-}}
Anche in questo caso non si ottengono informazioni sulla direzione del neutrino. Tra questi rivelatori vale la pena di citare quelli utilizzati nell'esperimento GALLEX, poi diventato GNO, realizzato in Italia nei Laboratori Nazionali del Gran Sasso dell'INFN, situati nel traforo del Gran Sasso d'Italia.
- I rivelatori ad acqua pura come il Super-Kamiokande contengono una grande massa d'acqua, circondata da rivelatori di luce detti "tubi fotomoltiplicatori". In questi rivelatori, il neutrino trasferisce parte della sua energia ad un elettrone, che in seguito all'urto si muove più velocemente di quanto faccia la luce in acqua (ma in ogni caso non più velocemente della luce nel vuoto). Questo genera una emissione ottica (in luce visibile), conosciuta come radiazione Čerenkov che può essere rivelata dai tubi fotomoltiplicatori. Questo rivelatore ha il vantaggio che il neutrino viene registrato in tempo reale ed è possibile raccogliere informazioni sulla sua traiettoria, andando a costruire una vera e propria mappa del cielo visto in neutrini. Fu questo tipo di rivelatore che registrò il flusso di neutrini provenienti dalla Supernova 1987a. Questo rivelatore è sensibile a tutti i tipi di neutrino, anche se con sezioni d'urto diverse (maggiori di un fattore 6 per i neutrini elettronici rispetto agli altri). Uno svantaggio di questa tipologia di rivelatori consiste nell'elevata soglia (circa 5 MeV) in energia, dovuta all'impossibilità di rivelare l'emissione da elettroni colpiti da neutrini d'energia troppo bassa.
- I rivelatori ad acqua pesante usano tre tipi di reazione per rivelare i neutrini. La prima è la stessa dei rivelatori ad acqua pura. La seconda implica la collisione del neutrino con un atomo di deuterio, con il conseguente rilascio di un elettrone. Nella terza il neutrino spezza in due l'atomo di deuterio. I risultati di queste reazioni vengono rivelati dai "tubi fotomoltiplicatori". Questo tipo di rivelatore opera al Sudbury Neutrino Observatory ed è in grado di rivelare tutti e tre i tipi di neutrino.
- L'esperimento OPERA invece si prefigge lo scopo di osservare direttamente il fenomeno di oscillazione (Neutrino Appereance) di neutrini di tipo muonico νμ{displaystyle nu _{mu }}
- A Los Alamos, Stati Uniti, il Liquid Scintillator Neutrino Detector (LSND) ha raccolto in sei anni di attività dati che offrono ulteriori prove a favore della teoria dell'oscillazione dei neutrini. In particolare, i dati suggeriscono che gli antineutrini muonici possono oscillare diventando antineutrini elettronici.[6]. .mw-parser-output .chiarimento{background:#ffeaea;color:#444444}.mw-parser-output .chiarimento-apice{color:red}
Tale risultato è stato smentito dal successivo esperimento MiniBooNE[7][senza fonte][8]. - Presso il Fermilab dal 1997 è stato avviato l'esperimento BooNE (acronimo di Booster Neutrine Experiment). Il primo esperimento rivelatore di neutrini è stato effettuato nel settembre 2002, e il primo esperimento per rivelatore di anti-neutrini è stato effettuato nel gennaio 2006.[9]
Oscillazione del sapore |
Il rivelatore dell'esperimento OPERA nel laboratorio del Gran Sasso.
Da diversi esperimenti effettuati da numerose collaborazioni internazionali (tra le quali si possono citare Super-Kamiokande, Sudbury Neutrino Observatory e KamLAND), è emersa l'evidenza del fenomeno noto come "oscillazione di sapore" dei neutrini, un fenomeno che fa mutare la particella da una "famiglia" ad un'altra, suggerendo che questa particella possegga una massa, così come già teorizzato dal fisico Bruno Pontecorvo nel 1969.
I neutrini esistono in tre "sapori" conosciuti, i muonici, gli elettronici e i tauonici, assieme ai loro antineutrini.
Per il calcolo delle loro proporzioni si osserva una notevole differenza fra valori teorici e sperimentali; ad esempio sulla Terra si sono registrati solo 1/3 dei neutrini che si pensa possano essere emessi dalle reazioni nucleari del Sole.
Come possibile soluzione al problema dei neutrini solari, era stato teorizzato che i neutrini mancanti fossero quelli muonici, che si erano trasformati in tauonici, molto più difficili da osservare.
Dall'anno 2007 è stato eseguito un esperimento a distanza per provare questa teoria; il CERN a Ginevra genera neutrini muonici e li spara in direzione del laboratorio INFN del Gran Sasso. Su miliardi di miliardi di neutrini lanciati dal CERN e arrivati ai laboratori dell'INFN dal 2007, nel 2010 è stato osservato dagli scienziati un primo neutrino che ha oscillato da muonico a tau ma il risultato è sufficiente per suggerire fortemente che i neutrini abbiano una massa e che possano oscillare passando da un sapore a un altro.[10]
Ulteriori ricerche confermano le oscillazioni di sapore del neutrino.[11][12]
Nel 2012 l'esperimento OPERA del Gran Sasso ha osservato per la seconda volta una oscillazione di sapore del neutrino muonico in neutrino tauonico. Le oscillazioni osservate da neutrino muonico a neutrino elettronico, al 6 giugno 2012, sono state invece 19.[13]
Oggi possiamo affermare di essere entrati nell'era della neutrino astronomia, grazie ai "telescopi" di neutrini come IceCube, un rivelatore con un volume di 1 km cubo posto fra i ghiacci del Polo Sud. IceCube ha osservato i primi neutrini extraterrestri e grazie a loro si potrà capire meglio cosa accade in zone remote dell'universo[14]. Difatti i neutrini sono ottimi messaggeri cosmici poiché hanno scarsa probabilità di interagire con l'ambiente circostante e per questo trasportano intatte le informazioni dal posto in cui vengono creati fino a noi sulla Terra.
Nel Modello Standard i neutrini sono pensati privi di massa, per cui l'esito di questo esperimento implica la necessità di modificare la teoria, fornendo nuove spiegazioni e iniziando nuove ricerche con tutte le possibili implicazioni in cosmologia, nell'astrofisica e nella fisica delle particelle.[15][16][17]
Anomalia nell'esperimento OPERA sulla velocità dei neutrini |
Nel settembre 2011 i ricercatori dell'esperimento OPERA affermarono di aver trovato un'anomalia nella misura della velocità dei neutrini che sembrava essere maggiore di quella della luce,[18] ma successivi controlli, pubblicati nel marzo 2012, hanno portato i ricercatori ad affermare che tale anomalia è giustificata dalla presenza di due errori sistematici nell'apparato sperimentale.[19] Un libro pubblicato nel 2017 traccia con grande dettaglio gli avvenimenti che hanno indotto in errore la collaborazione OPERA [20].
Note |
^ ab IUPAC Gold Book, "neutrino (electron neutrino)"
^ Edoardo Amaldi, From the discovery of the neutron to the discovery of the nuclear fission, in Phys. Rep., 111 (1-4), 1-331 (1984), nota 227 p.306.
^
The ALEPH, DELPHI, L3, OPAL, SLD Collaborations, the LEP Electroweak Working Group, and the SLD Electroweak and Heavy Flavor Groups, Precision electroweak measurements on the Z resonance, in Phys. Rep., vol. 427, 2006, pp. 257-454, DOI:10.1016/j.physrep.2005.12.006, arΧiv:hep-ex/0509008.
^
A. Goobar, S. Hannestad, E. Mörtsell, H. Tu, The neutrino mass bound from WMAP 3 year data, the baryon acoustic peak, the SNLS supernovae and the Lyman-α forest, in Journal of Cosmology and Astroparticle Physics, vol. 606, 2006, p. 19, DOI:10.1088/1475-7516/2006/06/019, arΧiv:astro-ph/0602155.
^ È pensabile che col passare degli anni il termine MS indicherà l'attuale modello standard con già contemplata la presenza di neutrini come particelle massive
^ Pubblicazioni scientifiche su LSND
^ MiniBooNE e BooNE al Fermilab
^ Articolo MiniBooNE Collaboration
^ Pubblicazioni scientifiche su BooNE Archiviato il 21 agosto 2007 in Internet Archive.
^ OPERA catches its first tau-neutrino, su cerncourier.com. URL consultato il 30-03-2012.
^ Neutrino oscillations measured with record precision, su blogs.nature.com. URL consultato il 02-05-2012.
^ Sotto il gran sasso i neutrini si trasformano, su punto-informatico.it. URL consultato l'11-06-2012.
^ Confermata l'esistenza degli elusivi neutrini mutanti, su lescienze.it. URL consultato l'11-06-2012.
^ A. Palladino, G. Pagliaroli e F. L. Villante, What is the Flavor of the Cosmic Neutrinos Seen by IceCube?, in Physical Review Letters, vol. 114, nº 17, 28 aprile 2015, pp. 171101, DOI:10.1103/PhysRevLett.114.171101. URL consultato il 1º giugno 2015.
^ Ecco il neutrino "mutante" - cambia come un camaleonte, su repubblica.it. URL consultato il 31-05-2010.
^ Storia di un neutrino "mutante"
^ (EN) OPERA press release May 2010
^ (EN) (PrePrint) The OPERA Collaboration, Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam, in arXiv, 2011.
^ (EN) Maximiliano Sioli, Updated results of the OPERA neutrino-velocity analysis, infn.it, 28 marzo 2012. URL consultato il 19 ottobre 2012.
^ Il neutrino anomalo, Dedalo, Bari 2017.
Bibliografia |
- (EN) Chung Wook Kim, Neutrinos in Physics and Astrophysics. Routledge, 1993. ISBN 978-3-7186-0566-8
- Lino Miramonti e Franco Reseghetti, Neutrino. La particella fantasma Franco Muzzio Editore, 2004. ISBN 88-7413-107-0
- Frank Close, Neutrino Raffaello Cortina Editore, 2012. ISBN 978-88-6030-45-20
Voci correlate |
- Neutrino muonico
- Neutrino tauonico
- Neutrino elettronico
- Neutrino sterile
- Antineutrino
- Sneutrino
- Oscillazione del neutrino
- Problema dei neutrini solari
- Astronomia dei neutrini
- Sudbury Neutrino Observatory
- NEutrino Mediterranean Observatory
Altri progetti |
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Collegamenti esterni |
Neutrino, su thes.bncf.firenze.sbn.it, Biblioteca Nazionale Centrale di Firenze.
(EN) Neutrino, su Enciclopedia Britannica, Encyclopædia Britannica, Inc.
Neutrini Scritto divulgativo sul portale dell'Istituto nazionale di fisica nucleare - LNGS- (EN) Neutrino Unbound raccoglie informazioni sulla Fisica ed Astrofisica dei neutrini
- (EN) IceCube, su icecube.wisc.edu.
- (EN) AMANDA, su amanda.wisc.edu.
- (EN) OPERA - Oscillazione dei neutrini -, su operaweb.web.cern.ch.
- [1]
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