Neutrino

neutrino  Fis. Particella subatomica neutra di massa nulla o quasi nulla e con spin pari a 1/2 (simb.: 3) che interviene nelle interazioni deboli.

- Astron. Astrofisica o astronomia dei neutrini, parte dell'astrofisica che studia da un lato la formazione e l'emissione dei neutrini nel corso delle reazioni nucleari nell'interno delle stelle e dall'altro l'influenza di queste particelle sull'evoluzione delle stelle e dell'universo.

u Fisica

L'energia  E  dell'elettrone emesso nel decadimento b di un nucleo radioattivo non ha un valore definito, ma può assumere tutti i valori compresi tra 0 e un massimo Emax determinato dalla variazione di energia subita dal nucleo nel processo di decadimento; precisamente vale la relazione Emax = (M* -M)c², dove c è la velocità della luce, M è la massa del nucleo radioattivo, M quella del nucleo prodotto nel decadimento b. Se in questo processo fosse emesso solo l'elettrone non sarebbe rispettato il principio di conservazione dell'energia, in quanto la differenza di energia tra lo stato iniziale (costituito dal nucleo radioattivo M) e quello dello stato finale (formato dal nucleo M e dall'elettrone) vale Emax-E. Per ristabilire il bilancio energetico di questa reazione Pauli suppose (1931) che nei processi di decadimento b fosse emessa un'altra particella con un'energia esattamente uguale all'energia apparentemente mancante. Per i princμpi di conservazione della carica elettrica e del momento angolare tale particella deve aver carica elettrica nulla e spin 1/2. Inoltre, poichι l'elettrone può assorbire da solo tutta l'energia Emax liberata nel decadimento, la massa propria di tale particella deve essere nulla o quasi nulla. L'idea di Pauli venne in seguito sviluppata da Fermi che, nella sua teoria del decadimento b (1934), riuscì a dimostrare come questa ipotetica particella, da lui chiamata neutrino, spiegasse con grande precisione le proprietà del decadimento. I neutrini sono caratterizzati da un'interazione tanto debole con la materia da poter attraversare praticamente indisturbati qualunque materiale di migliaia di chilometri di spessore. Di conseguenza, è estremamente difficile rivelare sperimentalmente queste particelle, benchè si abbiano a disposizione potentissime sorgenti di neutrini: per es. si calcola teoricamente che il numero di neutrini emessi dal Sole che attraversano ogni secondo 1 cm² di superficie terrestre è 10ΉΉ; altre intense sorgenti neutriniche sono i reattori nucleari: infatti i neutroni n emessi nei processi di fissione possono decadere in un protone p, un elettrone e- e un antineutrino ve (che è l'antiparticella associata al neutrino):

nDp + e- + ve.

Il 10% dell'energia sviluppata in un reattore nucleare viene dispersa nello spazio sotto forma di antineutrini.

Si possono distinguere tre diverse categorie di neutrini naturali: a) quelli primari, facenti parte della radiazione cosmica (prima dell'impatto con l'atmosfera), che portano informazioni a molti campi dell'astronomia tradizionale; b) quelli secondari, che si formano dalle interazioni fra la radiazione cosmica e i nuclei dell'atmosfera, che portano informazioni sulla natura dei neutrini stessi e della radiazione cosmica più in generale; c) quelli terrestri, infine, che vengono prodotti dalle sostanze radioattive presenti nella terra.

La prova diretta della reale esistenza dei neutrini si ebbe soltanto nel 1955 per opera di F. Reines e C. L. Cowan, i quali, utilizzando come sorgente neutrinica il reattore di Savannah River, riuscirono a rivelare l'esistenza del decadimento b inverso, in cui un protone cattura un antineutrino:

ve + p D n + e+

I neutrini non sono prodotti solo nel decadimento b, ma anche in molti altri decadimenti di particelle subatomiche; per es. il pione p decade in un muone e un neutrino:

p+ Dm+ + nm

p- Dm- + nm.

Nel 1962 L. M. Lederman, M. Schwartz e J. Steinberger dimostrarono sperimentalmente che il neutrino  nm che è emesso in coppia con il muone (detto neutrino muonico) non è lo stesso di quello emesso in coppia con l'elettrone (detto neutrino elettronico ne): infatti, benchè ne e nm siano caratterizzati dagli stessi numeri quantici (carica, spin, massa, ecc.) danno origine, nei processi di cattura protonica, a reazioni differenti:

ne + p D n + e+

nm + p D n + m+.

In base alla teoria della relatività si può dimostrare che lo spin di una particella di massa nulla è sempre parallelo alla direzione della velocità. Sperimentalmente si osserva che nel neutrino n (sia elettronico sia muonico) il verso dello spin è sempre opposto a quello della sua velocità, mentre nell'antineutrino v il verso è concorde. I neutrini noti sono di tre tipi: neutrino elettronico (ne); neutrino muonico (nm) e neutrino tauonico (nt). Tra i molti problemi che riguardano i neutrini, ricordiamo per primo quello della massa. Recentemente, una serie di misure effettuate da un gruppo sovietico sul decadimento b del trizio, che decade emettendo un neutrino elettronico, indica (almeno secondo gli autori) una massa diversa da zero, più precisamente di ca. 20 eV (1/25000 della massa dell'elettrone). Oltre agli esperimenti sulla massa del neutrino elettronico, sono state eseguite ulteriori misure sulla massa del neutrino muonico; essa risulta inferiore a ca. 300 KeV, ma non vi è alcuna indicazione che essa non possa essere nulla. Ancora più modesta è l'informazione sulla massa del neutrino tauonico per il quale si può solo affermare che è inferiore a 80 MeV.

Altro problema fondamentale è l'esistenza o meno di un numero leptonico per i neutrini. Questo problema ha due aspetti distinti: il primo riguarda la diversità tra neutrino e antineutrino, il secondo la validità della legge di conservazione del numero leptonico di famiglia. La teoria tradizionale delle interazioni deboli prevede neutrini di massa zero e caratterizzati da un numero leptonico che vale +1 per i neutrini e  -1 per gli antineutrini; questi neutrini vengono detti di Dirac. Altre teorie prevedono invece l'identitΰ tra neutrini e antineutrini (quindi non esisterebbe un numero leptonico che distingue neutrini da antineutrini) e masse dei neutrini diverse da zero; questi neutrini vengono detti di Majorana. La distinzione tra neutrini di Dirac e neutrini di Majorana è estremamente difficile dal punto di vista sperimentale, specialmente se l'eventuale massa dei neutrini di Majorana fosse molto esigua. Con la speranza di riuscire finalmente a determinare la massa del neutrino, sono attivi circa 20 laboratori in tutto il mondo di decadimento doppio b.

Per quanto riguarda il numero leptonico di famiglia, la situazione può essere descritta nel modo seguente. Se non tutti i neutrini hanno massa nulla e se il numero leptonico di famiglia è violato, sono possibili oscillazioni spontanee tra i vari tipi di neutrini. Ad es. si abbia a un dato istante un fascio di neutrini tutti di un tipo, poniamo elettronici; al trascorrere del tempo, cioè durante la propagazione del fascio, una parte dei neutrini elettronici si trasforma in neutrini di un'altra famiglia, per es. muonici. Anche su questo aspetto della natura dei neutrini sono stati condotti numerosi esperimenti sia agli acceleratori di particelle sia ai reattori nucleari; tutti, salvo uno, hanno dato risultati consistenti con l'assenza del fenomeno delle oscillazioni e quindi o di conservazione del numero leptonico o con masse nulle dei neutrini. Ma va ricordato che un famoso esperimento sulla misura del flusso dei neutrini emessi dal Sole, condotto da R. Davis e collaboratori negli Stati Uniti, ha fornito un risultato inferiore (; 1/3) di quello aspettato, risultato che può essere facilmente spiegato con l'ipotesi di oscillazione dei neutrini elettronici in neutrini muonici e tauonici. Tuttavia questo deficit di neutrini solari potrebbe anche essere spiegato da imprecisioni del modello solare tramite il quale si calcola il flusso di neutrini emessi. Sono in fase di realizzazione alcuni esperimenti per chiarire questa situazione, tra cui uno nel laboratorio del Gran Sasso (progetto Gallex), che nel 1992 ha annunciato la rilevazione di 83 SNU (Solar Neutrino Unit, unità di misura inventata appositamente e che rappresenta il numero di catture al secondo che si avrebbero in un contenitore di 10M atomi bersaglio), con una indeterminazione stimata di circa 27SNU contro i 130 previsti: un'altra possibile conferma alla teoria delle oscillazioni neutriniche.

In questi anni sono proseguiti anche gli studi, che si possono definire piω tradizionali, con fasci di neutrini prodotti agli acceleratori, che hanno perfezionato sia le conoscenze sulla struttura delle interazioni deboli sia quelle sui nucleoni, confermando in sostanza il modello a quark degli adroni. Interessante anche il fatto che gli esperimenti dedicati allo studio della stabilità dei nucleoni, che si sono avvalsi di apparati di grande massa localizzati in laboratori sotterranei, abbiano rivelato in modo estremamente chiaro interazioni di neutrini atmosferici (di neutrini cioè prodotti nei decadimenti di m, p e K prodotti nelle interazioni dei raggi cosmici primari). Per il prossimo futuro sono di grande interesse le misure delle interazioni puramente leptoniche di diffusione di neutrini muonici ed elettronici con gli elettroni.
 

 u Astronomia
 

Un  numero considerevole di neutrini di origine extraterrestre raggiunge la superficie del nostro globo.

I neutrini hanno origine nelle reazioni nucleari che avvengono nell'interno delle stelle dove si formano nuclei che subiscono il decadimento b ed emettono neutrini: si tratta in tal caso di neutrini elettronici ne. I neutrini muonici nm si formano invece dalla disintegrazione dei mesoni che possono aver origine nei processi non termici che avvengono nelle supernovae.

Il vantaggio dello studio dei neutrini è dato per l'astrofisico dal fatto che essi non sono deviati o assorbiti dalla materia, a differenza di quanto avviene per es. per i fotoni. La più intensa sorgente astronomica di neutrini è il Sole. L'energia dei neutrini di origine solare è compresa in massima parte, secondo i calcoli teorici, tra 0 e 2 MeV e la possibilitΰ di catturare neutrini di origine solare e di calcolare la loro energia darebbe una conferma sperimentale diretta della temperatura interna del Sole.

L'energia del Sole proviene principalmente dalla conversione, nel suo nucleo centrale, di idrogeno in elio secondo la catena di reazioni nucleari note col nome di catena protone-protone. In questa trasmutazione si formano neutrini che attraversano indisturbati la materia solare ed escono nello spazio: di qui l'interesse alla possibilità di misurarli onde raccogliere dati più precisi sulla temperatura e la composizione dell'interno del Sole. Per rivelare i neutrini si usa essenzialmente una reazione nucleare inversa che li assorba formando un elemento radioattivo dalla cui abbondanza si può quindi risalire a quella dei neutrini. L'esperienza è stata compiuta da R. Davis jr. usando tetracloroetilene, che ha il vantaggio di un basso costo: un enorme serbatoio cilindrico di circa 400 m³ è stato installato sotto il suolo in una miniera del Dakota del Sud e circondato da acqua per evitare che fosse contaminato dai raggi cosmici. Dopo aver raccolto dati per 18 anni, la discrepanza tra dati teorici e sperimentali risulta molto elevata: sperimentalmente infatti il flusso dei neutrini è circa 1/3 del valore teorico.

Per verificare i dati di Davis, dal 1986 è attivo un altro progetto, il Kamiokande II, in Giappone, che rileva i neutrini provenienti dal Sole con un diverso sistema: individua gli elettroni strappati alle molecole d'acqua in seguito alla collisione con i neutrini. Anche queste misurazioni sono in accordo con quelle di Davis.

Diverse sono le ipotesi per spiegare questa discrepanza. La più drastica mette in dubbio il modello teorico sul nucleo del Sole, che si è però dimostrato attendibile nel predire tutta una serie di fenomeni a esso collegati. Un'altra ipotesi sostiene che in questo momento il Sole stia attraversando un periodo di calma, ossia emetta meno neutrini del solito, ed è quindi necessario attendere tempi lunghi, nell'ordine dei decenni, per verificare i dati sperimentali. Per verificare questa eventualità l'università di Washington ha proposto un esperimento per misurare la variabilità dei neutrini nel tempo.

Un'informazione di vitale importanza che ancora manca è la conoscenza della quantità di neutrini solari di bassa energia prodotti nella reazione solare protone-protone. Per osservare questo intervallo di energia sono stati attivati due progetti: il Sage in Unione Sovietica e il Gallex, nel laboratorio del Gran Sasso in Italia. I primi dati raccolti, tuttavia, paiono confermare i precedenti risultati.

Una ulteriore proposta è quella di tentare di descrivere il comportamento dei neutrini all'interno della teoria di unificazione che cerca di raccogliere in un solo quadro concettuale tutte le quattro forze della natura. In base a questa ipotesi i neutrini possono oscillare fra i tre tipi. In questo caso la prevista discrepanza di un fattore tre esistente fra il previsto flusso di neutrini provenienti dal Sole e il flusso osservato potrebbe essere annullata in forza delle oscillazioni dei neutrini. Per ogni tre neutrini prodotti dal Sole solo uno dovrebbe arrivare sulla Terra ed essere rilevato; gli altri due dovrebbero trasformarsi negli altri due tipi, non rilevabili con i metodi fino a ora usati. A questo dovrebbe provvedere il progetto SNO partito nel gennaio del 1990 da una cooperazione fra Canada e Stati Uniti. In questo caso la massa del neutrino più pesante deve avere un valore compreso tra 0,01 e 0,001 eV. Se questo rappresentasse la spiegazione corretta dei problemi dei neutrini solari queste particelle potrebbero fornire indicazioni di grande importanza sull'energia alla quale si ha l'unificazione delle quattro forze fondamentali in natura.

Esistono quattro  esperimenti indipendenti, che hanno tutti dato risultati inferiori alle previsioni fornite dai modelli solari. L'esperimento di Davis e collaboratori, il primo ad essere effettuato, utilizza come rivelatore la reazione di neutrini su nuclei di Cl 37, rivelando gli atomi radioattivi di Argon così prodotti. Gli esperimenti SAGE e GALLEX (quest'ultimo eseguito dall'Istituto Nazionale di Fisica Nucleare nei Laboratori Sotterranei del Gran Sasso) sfruttano le razioni di neutrini con nuclei di Ga71 rivelando gli atomi radioattivi di Germanio prodotti. L'esperimento giapponese di KAMIOKANDE, rivela invece gli elettroni accelerati da  urti neutrino-elettrone. In unita SNU (Solar Neutrino Unit), per i vari esperimenti si ha: Davis, previsti 9,3, osservati 2,5; GALLEX, previsti 137, osservati 77; SAGE, previsti 137, osservati 69; KAMIOKANDE, previsti 6,6, osservati 2,7. Si noti che a causa delle diverse soglie di energia, i segnali previsti dai vari esperimenti sono tra loro diversi. La forte discrepanza tra previsioni e esperimenti non appare imputabile a errori sperimentali o incertezze nel modello solare, e viene ormai comunemente riguardata come una evidenza di un comportamento non-standard dei neutrini, prima evidenza di una "fisica nuova" ancora da scoprire.