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Indice

Neutrino

Introduzione  9
Capitolo 1   17
Capitolo 2   31
Capitolo 3   53
Capitolo 4   67
Capitolo 5   91
Capitolo 6  113
Capitolo 7  137
Capitolo 8  155
Capitolo 9  177
Capitolo 10 209
Conclusione 229

Appendici

Notazione scientifica 235
Energia, onde e acceleratori 236
Temperatura ed energia 240
Cronologia 242
Bibliografia 250
Indice dei nomi 252

 

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Pagina 9

Perché un libro dedicato al neutrino?

Il neutrino è una particella "estrema", con caratteristiche al di là della comune immaginazione: non ha carica elettrica, ha una massa piccolissima, più o meno 100 milioni di volte minore di quella dell'elettrone, la più piccola particella conosciuta; non "ama" disturbare la materia, ma la trapassa impunemente, nel senso che potrebbe percorrere parecchi miliardi di volte una piscina riempita d'acqua lunga dalla Terra alla Luna prima di urtare un nucleo di una molecola d'acqua.

Ama viaggiare. È l'unica particella conosciuta che può muoversi indisturbata nell'Universo, in pratica refrattaria a quello che succede nelle zone che visita. Ad esempio, è la sola che può dirci cosa succede nella regione centrale del Sole, fornendo informazioni insostituibili sulla salute della stella da cui dipende la vita sulla Terra. Le sue caratteristiche hanno vincolato e regolato la sintesi degli elementi chimici nei primi istanti dell'Universo e nei processi finali dell'esistenza delle stelle che esplodono originando una supernova.

Nel testo saranno presentate situazioni insolite, ne citiamo qualcuna come esempio: scovare ed estrarre da un centinaio di tonnellate di materia qualche decina di atomi (al confronto è molto più facile cercare il proverbiale ago nel pagliaio); eliminare da un materiale le impurità contenute fino a livelli tali che, usando la stessa precisione, si misurerebbe la distanza tra la Terra ed il Sole con l'errore di un centesimo di millimetro su 150 milioni di chilometri; avere ogni centimetro quadrato della propria pelle colpita ogni secondo da 65 miliardi di particelle senza però avere preoccupazione alcuna di risentire di qualsiasi eventuale effetto nocivo.

Il neutrino e uno degli argomenti piu intriganti e meno conosciuti della fisica, nonostante da almeno 70 anni molti brillanti ingegni abbiano cercato e continuino a cercare di rivelarne le proprietà. Se si consultano le pagine del Web con un qualsiasi motore di ricerca, si scoprirà che attualmente forse un quarto degli articoli di fisica delle particelle e delle alte energie proposti quotidianamente dai ricercatori riguardano più o meno direttamente i neutrini o loro proprietà. Si constaterà al tempo stesso quanto sia importante qualitativamente e quantitativamente il contributo che scienziati e studiosi italiani, e i centri di ricerca della penisola, hanno prodotto e forniscono ancora.

Conviene inquadrare sinteticamente il contesto in cui avvenne la nascita del neutrino. Alla fine degli anni '20 del secolo scorso, gravi problemi attanagliavano le nazioni uscite dalla prima guerra mondiale, la grande crisi economica del 1929 stava cominciando a manifestare i suoi deleteri effetti. Per la fisica, invece, erano anni ruggenti, incredibili, irripetibili probabilmente: una scoperta o un risultato fondamentale dietro l'altro. In cosmologia, Albert Einstein aveva presentato da parecchio tempo i lavori sulla relatività ristretta e su quella generale; Aleksandr Friedmann prima e Georges Edouard Lemaitre poi avevano dettagliato ed analizzato le equazioni che descrivevano l'Universo come un qualcosa in evoluzione, anche se lo scenario che ne scaturiva sarà accettato solo una quarantina d'anni dopo. Edwin Hubble aveva proposto invece dati sperimentali, riguardanti l'allontanamento reciproco delle galassie, che rinforzavano il concetto di espansione. Erano state scoperte nebulose-isola nell'Universo, che cominciava ad apparire assai più grande di quanto fino ad allora immaginato, bastava avere ed usare gli strumenti adeguati. I risultati di Max Planck, sull'esistenza dello spettro di emissione elettromagnetica del corpo nero, e di Ernest Rutherford, sulla struttura atomica con un nucleo centrale circondato da elettroni, erano i capisaldi della fisica su cui si era sviluppata la meccanica quantistica. All'inizio c'erano stati gli studi di Niels Bohr e Arnold Sommerfeld, a cui si erano aggiunti i fondamentali lavori di studiosi come Louis De Broglie, Erwin Schrödinger, Werner Heisenberg, Wolfgang Pauli, Paul Adrien Maurice Dirac. Era stato intuito il meccanismo di funzionamento del Sole, una gigantesca fornace che trasformava massa in energia, anche se mancavano i passaggi e i dettagli delle reazioni. Gli acceleratori di particelle cominciavano a fornire un valido supporto alla ricerca, ad esempio con la costruzione del primo ciclotrone da parte di Ernest Orlando Lawrence.

Il metodo di lavoro usato dalla fisica sembrava funzionare, indipendentemente dal settore a cui era applicato. Rimaneva un problema, particolarmente fastidioso perché i dati sperimentali erano completamente differenti da quanto le teorie predicevano. Si trattava del decadimento beta, un processo, individuato negli ultimi anni del XIX secolo, in cui un nucleo atomico variava il proprio numero dei protoni, cambiando quindi specie atomica, e contemporaneamente compariva un raggio beta, poi identificato con un elettrone.

Si formarono due scuole di pensiero tra gli studiosi del tempo: qualcuno ammetteva l'inadeguatezza e la saltuaria non validità di alcuni dei cosiddetti principi primi, posti a fondamento di tutta l'attività di ricerca, gli altri non erano disposti a tale sacrificio ma non riuscivano a giustificare in alcun modo quanto ottenuto negli esperimenti. Urgevano idee nuove.

Fu Pauli a partorire la soluzione alla fine del 1930, fungendo in un certo senso da "madre": secondo lui non era necessario rinunciare alle regole ma, estraendo qualcosa dal cilindro come fanno i prestigiatori, si poteva superare lo scoglio introducendo nel processo una nuova particella, che egli provvisoriamente chiamò neutrone. Nel 1932 James Chadwick scoprì che all'interno del nucleo era presente una particella neutra di massa di poco superiore a quella del protone, a cui fu dato successivamente il nome di neutrone. Apparve subito chiaro che non si trattava di quanto previsto dal fisico austriaco, che formalizzò le caratteristiche della sua idea nel 1933. La proposta di Pauli venne immediatamente sfruttata da Enrico Fermi, di lui più giovane di un anno, che divenne, per così dire, il "padre" della particella: dopo averla battezzata "neutrino", cioè neutro e piccolo, in italiano, ne dimostrò subito l'importanza fondamentale all'interno della teoria che descriveva i decadimenti beta e che proponeva l'esistenza di un nuovo tipo di forza, la forza nucleare debole. Il neutrino da allora esiste ufficialmente e viene indicato con la lettera [nu] dell'alfabeto greco (si pronuncia nu).

I neutrini intervengono in una grande varietà di fenomeni fisici, dal funzionamento del Sole, alle reazioni di fissione nucleare, poi sfruttate sia per la costruzione di bombe atomiche sia di reattori di potenza per produrre energia elettrica.

Fin dal principio lo studio delle sue proprietà fu alquanto difficoltoso: il neutrino era, e rimane ancora oggi, la particella più insolita e "riservata" tra tutte quelle conosciute. La sua massa doveva essere alquanto piccola, non possedeva carica elettrica ed era privo interazioni magnetiche. In parole povere, non aveva nessuna delle proprietà richieste per poter essere identificata sperimentalmente: tentare di rivelarlo equivaleva a cercare un fantasma, perché non erano conosciute le sue caratteristiche. Si sapeva solo che "doveva" esistere ed era noto quello che non poteva essere. La sua scheda tecnica presentava (e presenta tuttora) una serie impressionante di "non so", di "probabilmente".

Del tutto comprensibile l'affermazione fatta nel 1934 da Hans Bethe che, dopo aver calcolato la distanza che doveva percorrere un neutrino con energia analoga a quella dei neutrini emessi dal Sole prima di "urtare" contro qualcosa, lasciando pertanto traccia del suo passaggio, concluse che "...non sarebbe mai stato rivelato".

Per fortuna, per il neutrino sembra valga la regola secondo cui "non esistono regole" e quella previsione si mostrò troppo pessimistica. Qualche anno dopo, lo stesso Bethe indicò la più intensa delle sorgenti di tali particelle descrivendo le reazioni che regolano il ciclo di produzione di energia nel Sole.

Va segnalato che già nel 1942 furono presentati lavori teorici da parte di ricercatori giapponesi guidati da Shoichi Sakata che attribuivano al neutrino delle proprietà particolari e che si traducevano nell'affermazione che quanto si registrava negli esperimenti, o meglio, si sarebbe misurato, doveva essere una miscela di componenti.

Subito dopo la fine della seconda guerra mondiale Bruno Pontecorvo che, nello spirito della classificazione precedente, può essere considerato a pieno titolo uno "zio", suggerì che i neutrini emessi dal Sole potessero dare origine ad una reazione che ne avrebbe potuto consentire la rivelazione. Apparve immediatamente chiara la difficoltà tecnologica maggiore: cercare di eliminare tutti i processi che potevano simulare o mascherare l'interazione dei neutrini con la materia.

Fu però necessario aspettare il 1956 perché Frederick Reines e Clyde Cowan comunicassero l'osservazione sperimentale delle interazioni dei neutrini prodotti da un reattore nucleare. Iniziò un periodo di intensissima attività. Tra il 1956 ed il 1957 vennero presentati numerosi lavori sia teorici sia sperimentali, strettamente connessi ai processi che coinvolgono le forze nucleari deboli, che modificarono profondamente la fisica delle particelle. Segnaliamo che i neutrini hanno una proprietà intrinseca, chiamata elicità, che li rende ancora più particolari, e che l'ignoranza sulla loro vera natura porta ad esempio a situazioni insolite se posti davanti a uno specchio.

Negli stessi anni Pontecorvo predisse anche che i neutrini emessi dal Sole, durante il viaggio verso la Terra, avrebbero potuto "oscillare" nel vuoto, cambiando le proprie caratteristiche.

Nel 1962 vennero poi identificate inequivocabilmente interazioni tra particelle che potevano essere spiegate solo ammettendo l'esistenza di un secondo tipo di neutrino e più tardi fu necessario introdurne anche un terzo tipo.

Si tratta del primo e, per quello che se ne sa, unico caso di particella elementare che si presenta in tre versioni distinte; ad ognuna era poi abbinato il corrispondente antineutrino (si veda il paragrafo relativo al modello standard delle particelle per maggiori dettagli). Inoltre, caso ancora unico, a tutt'oggi non si hanno elementi per distinguere correttamente la natura dei neutrini, se cioè rispettano la descrizione data da Dirac, secondo cui neutrini ed antineutrini sono particelle separate e distinte, o quella più intrigante fornita dal genio enigmatico di Ettore Majorana, in base alla quale coincidono.

[...]

Pur essendo oggetto di così tanto amore e dedizione, il neutrino, o forse sarebbe meglio dire la "famiglia neutrino", continuava a svelare lentamente, con ritrosia, le sue caratteristiche.

La carenza di misure impediva qualunque effettivo progresso nella conoscenza delle proprietà dei neutrini. Sembrava di essere entrati in un territorio paludoso e spesso furono maggiori i dubbi posti dai nuovi dati che i problemi risolti.

Alla fine del secondo millennio, i dati degli apparati dedicati all'osservazione delle interazioni dei neutrini solari e dei neutrini prodotti dalle interazioni della radiazione cosmica con l'atmosfera terrestre apparivano del tutto inconciliabili con le previsioni del modello standard delle particelle. Le misurazioni effettuate usando i neutrini prodotti con dispositivi costruiti dall'uomo ed analizzati nelle loro vicinanze rispettavano la teoria. Ancora un comportamento strano ed inesplicabile.

Si arriva così al 2002, un annus mirabilis: i dati registrati in Canada e Giappone forniscono il supporto sperimentale ad una convinzione che si era gradualmente diffusa.

La "famiglia neutrino" è costituita da particelle che hanno massa ma che sono in grado di cambiare la loro identità man mano che si spostano nello spazio-tempo, complicando o vanificando la possibilità di rivelazione e costringendo quindi i ricercatori ad inventare dei rivelatori più ingegnosi, forse più "furbi", in grado di svelarne le caratteristiche intrinseche.

Si può riassumere il tutto affermando che ciò che viene misurato è una miscela di elementi base, di cui si conoscono gli ingredienti ma non le quantità esatte. La massa dei neutrini è molto piccola, di gran lunga minore di quella di qualunque altra particella scoperta e conosciuta; al momento, purtroppo, non se ne conoscono i valori, solo la differenza dei loro quadrati. È invece noto che sono privi di carica elettrica e che non hanno struttura interna mentre le loro proprietà magnetiche, se presenti, hanno intensità molto ridotte. Infine, sembra che abbiano un tempo di vita elevato (maggiore di 170000 anni), capace almeno di farli viaggiare nello spazio senza decadere e trasformare in qualcosa di differente dai neutrini stessi.

Sono trascorsi poco più di 70 anni da quando il neutrino venne ufficialmente proposto, o meglio inventato come "...disperato tentativo per salvare le leggi della statistica e la conservazione dell'energia...", in base a quanto ebbe modo di scrivere Pauli nella lettera in cui comunicava ad altri ricercatori la sua idea.

Le discussioni sulle sue proprietà e sul suo ruolo nella fisica e nell'evoluzione dell'Universo tengono ancora banco e sembra anzi che la "famiglia neutrino" continui imperterrita a giocare a nascondersi.

Il filosofo greco Eraclito sosteneva che "la natura delle cose ama nascondersi", il fisico ama scoprirla ed è in questa scoperta che accompagneremo il lettore svelandogli un mondo che, forse troppo spesso, viene visto come avulso e molto lontano dalla realtà, anche se cerca di portare alla luce proprio la struttura intrinseca di ciò che ci circonda ed in cui viviamo.

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Pagina 75

Riepiloghiamo le caratteristiche principali dei neutrini, schematizzate nella tabella 3. In base al modello standard, ne esistono tre differenti specie, organizzati in famiglie nelle quali ognuno è accoppiato al proprio leptone carico. A differenza degli altri leptoni i neutrini sono privi di massa e di carica elettrica, ragione per cui non hanno interazioni elettromagnetiche. Non sono soggetti all'interazione nucleare forte e, escludendo possibili interazioni gravitazionali, che non rientrano nell'attuale modello, la sola forza cui i neutrini sono soggetti è l'interazione nucleare debole, tramite interazioni a correnti sia cariche che neutre. Sono particelle fondamentali, senza costituenti, e seguono la statistica di Fermi, avendo un momento angolare intrinseco, o spin, pari ad 1/2 della costante di Planck.

Hanno pertanto proprietà assai differenti da quelle delle altre particelle elementari, non solo a causa della loro massa, che da misurazioni dirette è almeno 250000 volte inferiore a quella della più leggera particella finora conosciuta (l'elettrone). Analisi svolte in laboratorio pongono un limite superiore alla carica elettrica del neutrino a non oltre 10^-10 volte quella dell'elettrone, mentre i dati dell'esplosione della supernova SN1987A abbassano tale limite a 10^-14 (vedi i capitoli successivi).

Un'ulteriore caratteristica che li contraddistingue è il loro spin sempre orientato nella direzione opposta a quella del movimento. I neutrini sono completamente polarizzati e la loro elicità è pari a -1/2; nel gergo scientifico si afferma che i neutrini sono particelle sinistrorse o levogire.

Sulla vera natura del neutrino non si può dire molto di più: non si sa se coincida con la propria antiparticella (neutrino di Majorana) oppure no (neutrino di Dirac). In quest'ultimo caso dovrebbero esistere processi fortemente proibiti, difficili da giustificare teoricamente. Al contrario un neutrino di Majorana con massa piccola si inserirebbe molto agevolmente in una estensione dell'attuale modello standard, ove agirebbero per le masse meccanismi simili a quelli validi per i quarks. I neutrini di Dirac avrebbero invece piccole violazioni abbinate della parità e dell'inversione di carica rivelabili da apparati dedicati allo studio di oscillazioni di specie su grandi distanze, come descriveremo nei capitoli successivi.

Tabella 3 = Le caratteristiche salienti dei neutrini spesso
sono solo limiti sperimentali, come nel caso della massa,
della carica elettrica o del momento magnetico. I valori di
massa quotati tra parentesi sono i limiti più stringenti
dedotti da misure cosmologiche. Nella primavera del 2004 è
stato comunicato che, in base a misure relative al doppio
decadimento beta senza emissione di neutrini, di cui parleremo
nelle pagine seguenti, la massa del neutrino elettronico
sarebbe di circa 0.4 eV.

Proprietà           Neutrino      Neutrino      Neutrino
                    elettronico   muonico       tauonico
- - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - - -
Massa               < 2.2 eV      < 180 keV     < 27 MeV
                    (0.23 eV)     (0.23 eV)     (0.23 eV)
Spin                1/2           1/2           1/2
Elicità             - 1/2         - 1/2         - 1/2
Carica elettrica    <10^-14 e     <10^-14 e      <10^-14 e
Momento elettrico   0 (?)         0 (?)          0(?)
Momento magnetico   <10^-10 µB    <7x10^10 µB    <4x10^-7 µB
Tempo di vita       >5.6x10^12 s  ?              ?
Numero leptonico    1             1              1
Numero leptonico
       elettronico  1             0              0
Numero leptonico
       muonico      0             1              0
Numero leptonico
       tauonico     0             0              1

Alcune proprietà dei neutrini sono basate su ipotesi di lavoro e non fanno altro che applicare una regola aurea della fisica di cui esistono numerosi enunciati e che ci piace citare nella versione di Gell-Mann, "se non è proibito, è obbligatorio" ovvero "se non c'è ragione che qualcosa non esista, allora deve esistere". Per questo motivo, fin dal momento in cui è stata proposta l'esistenza dei neutrini, i fisici hanno cercato di determinarne massa, proprietà magnetiche, tempo di vita...

La mancanza di carica elettrica consente ai neutrini di muoversi su traiettorie rettilinee anche in presenza di forti campi elettrici e magnetici, fatto che assume grande importanza in astrofisica, mentre l'essere privi di massa consentirebbe loro di viaggiare a velocità pari a quella dei fotoni nel vuoto. Tutte queste caratteristiche, combinate con la "scarsa" possibilità di interazione con la materia, consentono ai neutrini di attraversare regioni dello spazio altrimenti isolate alla nostra conoscenza, divenendo, pertanto, il mezzo ideale per studiare il cosmo e gli oggetti in esso contenuti. Vedremo in seguito le applicazioni di queste proprietà.

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Pagina 170

I neutrini cosmologici sono in pratica i sopravvissuti al big bang e rappresentano i più antichi "fossili" dell'Universo: essendo stati prodotti prima dei fotoni della radiazione di fondo cosmico che riempie l'Universo e che ha ora la temperatura di 2.7 K e di cui parleremo in dettaglio nel capitolo seguente. Sono le particelle più abbondanti dopo questi fotoni: ogni centimetro cubo dell'Universo contiene poco più di una cinquantina di neutrini per ogni specie e lo stesso numero di antineutrini, in pratica nell'Universo si trovano circa 330 neutrini/cm3. La loro abbondanza è determinata dalle condizioni di equilibrio termico esistente nei primi stadi di esistenza dell'Universo.

Nella teoria standard del big bang, di cui verranno illustrate in seguito le caratteristiche fondamentali, i neutrini si disaccoppiano circa un secondo dopo il cosiddetto tempo zero, momento di inizio dell'espansione dell'Universo, quando la materia ha un'energia non inferiore a 3 MeV.

Tra le ipotesi aggiuntive, non sono possibili altre sorgenti di fotoni a temperature minori di 3 MeV, sono vietate interazioni diverse da quelle descritte dal modello standard. C'è identica quantità di neutrini, tutti sinistrorsi, ed antineutrini, tutti destrorsi, particelle prive di carica elettrica e di momento magnetico e con una vita maggiore della durata dell'espansione dell'Universo, stimata in oltre 13 miliardi di anni.

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Pagina 182

[...]

Prima che siano trascorsi 10 secondi dal big bang, la temperatura di equilibrio termico è scesa a 10^10 K e tutte le coppie di particelle e antiparticelle si combinano mentre le particelle in stati energetici eccitati decadono. Circa 300000 anni dopo il big bang, la temperatura è ancora minore, alcune migliaia di kelvin, mentre le dimensioni dell'Universo sono cresciute fino a circa un millesimo di quelle attuali.

Quest'ultima condizione fa da spartiacque: a temperature inferiori, cioè in tempi successivi e con minori densità, c'è il predominio della materia sulla radiazione, dato che la densità della materia dipende da R^-3(t). Inoltre, a causa dell'incremento del raggio dell'Universo e di tutte le lunghezze, che aumentano in proporzione, cresce anche la lunghezza d'onda dei fotoni. Ricordiamo che l'energia dei fotoni è direttamente proporzionale alla loro frequenza ed inversamente proporzionale alla loro lunghezza d'onda. La loro energia varia come R^-1(t) mentre la loro densità dipende da R^-3(t), per cui la densità di energia dei fotoni nell'Universo è proporzionale a R^-4(t). Circa 300000 anni dopo il big bang la densità di materia "sorpassa" quella dei fotoni. In tali frangenti, il tempo (espresso in secondi) è inversamente proporzionale al quadrato della temperatura mentre la densità diminuisce sempre in modo inversamente proporzionale al quadrato del tempo trascorso.

In seguito, la mistura di protoni ed elettroni presente diviene abbastanza fredda, ovvero dotata di energia cinetica tale da consentire la formazione di sistemi legati in numero sempre crescente e maggiore di quello degli atomi che si scindono nelle due componenti. Materia e radiazione non sono più in equilibrio termico ed energetico e i fotoni sono liberi di propagarsi senza essere continuamente assorbiti e riemess.

Il processo di espansione continua ancora oggi e l'Universo prosegue nel raffreddamento, dato che la temperatura è inversamente proporzionale al suo raggio; in base ai dati più aggiornati, il valore attuale è di 2.725 K.

Il modello del big bang prevede anche l'esistenza di una popolazione fossile di neutrini che riempie l'intero Universo (circa 300 neutrini/cm3) e la loro temperatura attuale, circa 1.97 K, è inferiore a quella della radiazione di fondo cosmico. I neutrini sono però un caso anomalo di particelle di materia perché, a differenza delle altre, coesistono con le corrispondenti antiparticelle senza dare origine a processi di annichilazione con trasformazione in energia. In seguito sarà spiegata questa ennesima peculiarità dei neutrini.

Iniziando il viaggio di ritorno alle origini, le galassie si trovano a distanze inferiori e si avvicinano le une alle altre con velocità decrescenti ma sempre proporzionali alla loro distanza. Il termine di proporzionalità è il parametro di Hubble H0, che ai nostri giorni è pari a poco meno di 25 km/s per milione di anni-luce, con un'incertezza stimata su tale valore del 10%. Ciò significa che mentre due galassie distanti tra loro 100 milioni di anni-luce si allontanano reciprocamente con una velocità di circa 2500 km/s, tra due galassie poste ad 1 miliardo di anni-luce tale valore è di circa 25000 km/s.

In sintesi, andando indietro nel tempo, il volume (quindi il "raggio") dell'Universo diminuisce, le densità di materia e di energia aumentano, così come la temperatura della radiazione fossile (in parole povere quella dell'ambiente in cui ci si trova) ed il numero di fotoni e di neutrini nell'unità di volume. È opportuno segnalare che per avere deviazioni significative da quanto attualmente registrabile si deve risalire a ben prima della formazione del pianeta Terra e del sistema solare. Si osserverebbero in tal caso delle galassie assai più vicine di ora, con popolazioni stellari molto giovani. A circa 10 milioni di anni dal big bang sarebbe stato molto difficile parlare di galassie come di oggetti distinti ed identificabili, essendo ancora tutte connesse tra loro. In questo frangente la densità di energia di massa è di poco superiore alla densità di energia dell'irraggiamento.

Nel periodo che va da circa 1 milione di anni a circa 300000 anni dal big bang, la materia come oggi la conosciamo sparirebbe. A circa 3000 K la densità di energia diverrebbe identica a quella della materia: in queste condizioni i fotoni riescono a scindere l'atomo di idrogeno, l'elemento più abbondante esistente, nei suoi costituenti, protone ed elettrone. Questa è la temperatura di disaccoppiamento elettromagnetico. In tempi più remoti le temperature sono superiori e i fotoni, essendo in equilibrio con la materia, sono ancora più energetici e costantemente assorbiti e riemessi. Non possono propagarsi liberamente, in modo sostanzialmente rettilineo, curvatura dello spazio-tempo permettendo, ma continuano ad interagire con gli elettroni liberi, che non si sono ancora stabilmente legati ai protoni per costituire atomi di idrogeno.

L'Universo risulterà quindi opaco alla radiazione elettromagnetica e anche all'osservazione basata sulla registrazione di fotoni. A temperature inferiori, invece, l'elettrone ed il protone formeranno atomi di idrogeno e i fotoni non avranno più l'energia necessaria a separarli; potranno propagarsi senza problemi. L'Universo diverrà trasparente e si potrà avere un'immagine elettromagnetica di quello che era presente.

Proseguendo nel viaggio nel tempo, scopriremo che il comportamento dell'Universo è dominato dall'energia associata all'irraggiamento e non alla materia.

A 1 secondo dal big bang la temperatura sarebbe di circa 10^10 K equivalente a un'energia di circa 1 MeV. È il momento durante il quale i neutrini possono essere liberamente emessi, fenomeno che interessa i fotoni a temperature inferiori. Sono presenti coppie neutrino-antineutrino di tutti i sapori ma, a differenza ad esempio delle coppie elettrone-positrone, non si annichilano perché il raggio di interazione delle forze nucleari deboli è molto piccolo mentre quello delle forze elettromagnetiche è infinito.

Procedendo ulteriormente, la temperatura e l'energia dei fotoni divengono ancora più elevate; le leggi della fisica classica devono lasciare il passo alla fisica relativistica e quantistica.

Si è già detto della equivalenza tra massa ed energia espressa dell'equazione di Einstein in base alla quale avendo a disposizione un'energia sufficiente, si possono produrre particelle di eguale massa. È possibile ad esempio creare coppie elettrone-positrone, aventi ciascuno massa pari a 0.511 MeV, se sono presenti fotoni con energia superiore ad 1.022 MeV, e viceversa, le coppie particella-antiparticella si annichilano per divenire fotoni.

A 10^-4 secondi dal big bang la temperatura è di circa 3x10^12 K. In questi istanti succedono più eventi (interazioni) nell'unità di tempo di quanti se ne verificano in un miliardo di anni nell'Universo dei giorni nostri. A queste temperature i quarks non sono più confinati negli adroni ma esistono isolati formando un plasma di quarks in cui sono emessi dei gluoni, i quanti di interazione della forza nucleare forte, che creano a loro volta coppie quark-antiquark. Fotoni, gluoni, elettroni, positroni, quarks e antiquarks fanno parte, in numero uguale, del "brodo" ultracaldo e ultradenso presente nei primi istanti successivi all'inizio dell'espansione. La situazione in realtà è ancora più complessa. Ai valori di temperatura e densità odierne sono quattro le forze fondamentali esistenti nell'Universo e ognuna ha associata una costante di accoppiamento che caratterizza l'intensità dell'interazione. In realtà tali grandezze non sono costanti, perché dipendono dall'energia: al crescere di questa, si osserva che tendono tutte al medesimo valore, in altri termini si arriva ad un'unica costante di accoppiamento, che è relativa ad un unico tipo di forza presente in quel frangente.

A 10^-9 secondi dal big bang, quando l'energia delle particelle è di circa un centinaio di GeV, l'interazione debole ha la stessa intensità di quella elettromagnetica e ad energie maggiori, ovvero a distanze di tempo minori dal big bang, divengono indistinguibili e si parlerà di un'unica interazione, quella elettrodebole. La grande massa dei bosoni vettori intermedi (le W± e la Z°) si annulla come per il fotone. In questa epoca le reazioni tra elettroni e positroni creano non solo fotoni ma anche coppie di neutrini ed antineutrini.

A circa 10^-35 secondi dal big bang la temperatura è di 10^28 K e le forze elettromagnetica, nucleare debole e nucleare forte divengono un'unica forza. Le teorie fisiche che descrivono questi istanti, dette teorie di "grande unificazione", prevedono l'esistenza di un bosone X responsabile delle trasformazioni di quarks in leptoni e viceversa; quarks e leptoni risultano quindi indifferenziati.

A circa 10^-44 secondi dal big bang, le dimensioni sono di circa 10^-35 m, la temperatura è di 10^32 K, l'energia è di circa 10^28 eV, la cosiddetta energia di Planck. La fisica presente nel modello standard delle particelle elementari non è più in grado di descrivere quanto accade: la gravità, non inclusa nel modello standard, diventa quantizzata. Attualmente non è ancora stato trovato il modo di unificare la teoria della relatività generale con quella quantistica, circostanza necessaria per spiegare i fenomeni che si verificano a queste energie e densità.

Anche nel big bang e nei processi ad esso connessi, i neutrini svolgono un ruolo molto importante. Dovrebbe essere ormai assodato che queste particelle interagiscono solo con interazione debole e con bassissima probabilità con le altre particelle. Proprio queste loro caratteristiche hanno regolato la produzione durante il big bang dell'elio, il cui nucleo consta di due protoni e due neutroni e la cui sintesi è avvenuta quando la temperatura era di circa 10^9 K. La quantità di elio primordiale attualmente presente è strettamente dipendente dal numero di neutroni sopravvissuti: infatti i neutrini, interagendo con i neutroni, originano protoni ed elettroni man mano che l'Universo si espande raffreddandosi. Le caratteristiche dell'interazione debole con i neutroni hanno fatto sì che la frazione di elio prodotto nel big bang fosse circa del 25%.

Le medesime proprietà regolano la modalità di produzione degli elementi nelle esplosioni delle supernovae: se l'interazione avesse intensità maggiore i neutrini rimarrebbero nelle regioni centrali della stella, se invece fosse minore consentirebbe loro di uscire dalla stella senza innescare i processi di sintesi. In entrambi i casi, la genesi chimica dell'Universo è governata dai neutrini.

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Pagina 229

Sono passati ormai più di 70 anni da quando venne ipotizzata l'esistenza del neutrino essenzialmente per non rinunciare ad alcuni dei principi primi della fisica. L'impresa ardua fu rivelarlo sperimentalmente: furono necessari 25 anni per registrare quelli prodotti dai reattori nucleari e 48 anni per quelli emessi dal Sole. Fu poi scoperto che ve ne erano almeno altri due tipi, l'ultimo dei quali identificato a 70 anni esatti dalla proposta di Pauli.

Lo sviluppo scientifico e tecnologico in tutto questo periodo è stato notevole ma sembra che il neutrino nel frattempo abbia fatto ricorso a tutta una serie di trucchi e accorgimenti per sfuggire, isolarsi, erigendo una specie di "muro di gomma" che ha contribuito a mantenere intatto il suo fascino misterioso, rendendo ancora più intrigante il suo studio.

Sembrerà strano, anomalo, impossibile, provocatorio per l'intelligenza umana, ma è stato necessario arrivare all'anno 2002 per dare corpo ad un dubbio che aveva sempre più preso consistenza nel corso degli studi, ovvero che il neutrino "deve" avere una massa. Sul suo valore non è ancora possibile dire nulla di più, se non che è diversa da zero. Di tutte le altre caratteristiche che servono ad identificare e classificare le particelle, più o meno elementari, in genere si può fornire un limite sperimentale. C'è poi il fatto, in sé umoristico, se non implicasse l'ammissione degli insuccessi finora ottenuti, che non si sa ancora che tipo di particella sia il neutrino, ovvero se coincida o meno con la propria antiparticella. Una vera e propria particella al di fuori degli schemi, un "ribelle". Sintetizzando si potrebbe dire: esiste, è necessario che esista, ma del resto del racconto si conoscono solo i titoli dei capitoli.

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1896 Röntgen scopre la radioattività X.

1898-1899 Rutherford scopre i processi di decadimento alfa e beta.

1900 Planck scopre il modo di descrivere lo spettro di emissione del corpo nero; suggerisce che la radiazione sia quantizzata.

1905 Einstein spiega l'effetto fotoelettrico proponendo che il quanto di luce si comporti come una particella. Illustra poi l'equivalenza di massa ed energia, la dualità particella-onda del fotone, il principio di equivalenza e la relatività speciale.

1909 Geiger e Marsden, con la supervisione di Rutherford, lanciano particelle alfa contro una lamina d'oro e osservano ampi angoli di diffusione.

1911 Rutherford ipotizza che gli atomi abbiano un nucleo piccolo, denso e carico positivamente e propone un modello atomico "planetario".

1912 Einstein spiega la curvatura dello spazio-tempo. Hess individua la radiazione cosmica.

1913 Bohr presenta un modello dell'atomo basato su concetti quantistici.

1914 Chadwick scopre che lo spettro energetico del decadimento beta è continuo.

1916 Einstein presenta la teoria della relatività generale.

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