Asimmetrie-18

[#nuovafisica]

anno 10 numero 18 / 4.15

asimmetrierivista semestrale dell’Istituto

Nazionale di Fisica Nucleare

INFN Interno 18:Layout 1 10/04/15 16:12 Pagina I

INFN Interno 18:Layout 1 10/04/15 16:12 Pagina II

asimmetrie

asimmetrie 18 / 4.15 / #nuovafisica

Cari lettori di Asimmetrie,

La scoperta del bosone di Higgs arriva alla fine di un lungocammino, dove una direzione era segnata, ma la strada andavacostruita. Cinquant’anni di sforzi e, alla fine, grazie a una seriedi tecnologie innovative e una visione lucida, arrival’acceleratore Lhc e la tanto attesa scoperta.E ora? Ora ci siamo affacciati su un mondo che nonconosciamo, dove le strade mancano, ma anche le direzioni daseguire sono poco evidenti. Certo sappiamo che qualcosa, anziche moltissimo, c’è. La materia oscura sta lì con i suoi effettigravitazionali assai evidenti. C’è addirittura chi sostiene chel’estinzione dei dinosauri sia dovuta ai suoi effetti. La velocitàdi espansione dell’universo, che aumenta con il passare dimiliardi di anni e che noi, in assenza di una qualsiasispiegazione, attribuiamo a una misteriosa energia oscura, è unaltro enigma tutto da svelare. Nel mondo delle particelletradizionali, invece, il neutrino, con la sua massa e la suanatura incerta, aspetta di essere collocato in un modello chenon è quello standard che gli attribuiva proprietà diverse. E cosa facciamo noi per sondare questo mondo ignoto? Chedirezioni prendiamo e che strade costruiamo? Per la materiaoscura la ricerca si affida al futuro di Lhc a più alta energia,alla caccia delle sue interazioni nel silenzio dei rivelatorisotterranei e ai segnali osservati dai satelliti che scrutanol’universo. Lo studio dell’energia oscura, assai meno avanzato,si affida a telescopi terrestri o su satelliti, che ci dicanoalmeno se questa accelerazione continua è sempre statapresente o se varia con il tempo. Per i neutrini e i loro studisono in costruzione raffinatissimi esperimenti, che opererannoal riparo dal disturbo dei raggi cosmici, ad esempio, nelleviscere del Gran Sasso o in alcune miniere, e osservatori nelleprofondità del mare o dei ghiacci.Con pazienza e metodo sfruttiamo la tecnologia per farprogredire la scienza, in un connubio virtuoso e duraturo.

Buona lettura.

Fernando Ferronipresidente Infn

INFN Interno 18:Layout 1 10/04/15 16:12 Pagina 1

asimmetrieRivista dell’Istituto Nazionaledi Fisica Nucleare

Semestrale, anno 10, numero 18 aprile 2015

direttore responsabileFernando Ferroni, presidente Infn

direttore comitato scientificoEgidio Longo

comitato scientificoVincenzo BaroneMassimo PietroniGiorgio RiccobeneBarbara Sciascia

caporedattoreCatia Peduto

redazioneEleonora CossiVincenzo Napolano Francesca Scianitti Antonella Varaschin

Francesca Cuicchio(infografica)

hanno collaboratoGuido Altarelli, Luca Amendola, ElisaBernardini, Gianfranco Bertone, BrunaBertucci, Marco Ciuchini, Daniele DelRe, Giuseppe Giuliani, Carlo Giunti,Mark Levinson, Andrea Romanino,Marco Serone, Kip Thorne

contatti redazioneInfn Ufficio Comunicazione piazza dei Caprettari 70 I-00186 Roma T +39 06 6868162F +39 06 68307944 [email protected] www.infn.it

impaginazione Istituto Arti Grafiche Mengarelli

stampaIAG Mengarelli

su carta di pura cellulosa ecologica ECF Fedrigoni Symbol™ Tatami250 - 135 g/m2

Registrazione del Tribunale di Roma numero 435/2005 del 8 novembre 2005. Rivista pubblicata da Infn.

Tutti i diritti sono riservati. Nessuna parte dellarivista può essere riprodotta, rielaborata odiffusa senza autorizzazione scritta dell’Infn,proprietario della pubblicazione.

Finita di stampare nel mese di aprile 2015.Tiratura 20.000 copie.

come abbonarsiL’abbonamento è gratuito. Tre modi per abbonarsi:

Compilare l’apposito form sul sito www.asimmetrie.it

Inviare una mail di richiesta [email protected]

Contattare la redazione

sito internetAsimmetrie 18 e tutti i numeriprecedenti della rivista sono disponibilianche online su www.asimmetrie.it

e-magazineAsimmetrie è anche disponibile inversione digitale, ricca di ulterioricontenuti multimediali, come app diiOS e Android sull’Apple Store e nelGoogle Play Store.

crediti iconograficiFoto copertina ©Istockphoto.com (Synergee)// foto p. 4 ©Istockphoto.com (Mayakova);foto a p. 5 ©CERN; figg. b,c pp. 6,8©Asimmetrie-Infn; foto d p. 9 ©CERN // foto p.10 ©GettyImages; foto a p. 12 ©BarbaraSciascia // fig. a p. 13 ©Asimmetrie-Infn; fig. bp. 14 ©CERN // foto a p. 15 ©CERN; fig. b p.16 ©Asimmetrie-Infn // foto a p. 17 ©MarkLevinson; foto b p. 18 ©CERN // fig. a p. 19©Asimmetrie-Infn; foto b p. 20 ©CourtesyFermilab Visual Media Services; figg. c, d pp.21, 22 ©Asimmetrie-Infn // foto p. 23 ©AsgSuperconductors // foto a p. 24 ©MikeLewinski; fig. b p. 25 ©Asimmetrie-Infn // fotoa p. 26 ©Nasa; foto b p. 27 ©Infn; foto c p. 28©Michele Famiglietti-widlab.com per AMSCollaboration; fig. 1 p. 29 ©Asimmetrie-Infn //fig. b p. 31 ©Asimmetrie-Infn; foto c p. 32©ESA // foto a p. 33 ©CERN // foto a p. 34©Photo courtesy Los Alamos NationalLaboratory; foto 1 p. 35 ©JINR; fig. b p. 36©Asimmetrie-Infn; foto c p. 37 ©INFN // fig. ap. 38 ©NASA/JPL-Caltech; foto 1 p. 39©Vladimir Aynutdinov; fig. b p. 40©Asimmetrie-Infn; foto c p. 41 ©FelipePedreros. IceCube/NSF // foto a p. 42©Depositphotos.com (Alenavlad); fig. b p. 43©Andrew J. Hanson // fig. a p. 45©Asimmetrie-Infn; foto b p. 45 ©Lynda Obst //foto a p. 46 ©Archivio Alinari, Firenze; foto b p.47 ©Landesmuseum fur Technik und Arbeit inMannheim.

Ci scusiamo se, per cause del tutto indipendentidalla nostra volontà, avessimo omesso o citatoerroneamente alcune fonti.

2 > 3


as 18 / 4.15[#nuovafisica]

Oggi è già domani 4di Guido Altarelli

Su e giù per le scale 10di Marco Ciuchini

Il mondo con la esse davanti 13di Andrea Romanino

Cercasi Susy disperatamente 15di Daniele Del Re

[as] con altri occhi 17Febbre da particelle.di Mark Levinson

Una buona spinta 19di Lucio Rossi

[as] riflessi 23Magneti per il futuro.di Eleonora Cossi

Dietro le quinte dell’universo 24di Gianfranco Bertone

Notizie dalla stazione spaziale 26di Bruna Bertucci

… che muove il Sole e l’altre stelle 30di Luca Amendola

[as] spazi 33Il Cern fa scuola.di Catia Peduto

Misteri sfuggenti 34di Carlo Giunti

On the rocks 38di Elisa Bernardini

Accordi fondamentali 42di Marco Serone

[as] intersezioni 44Loro siamo noi. di Kip Thorne

[as] radici 46Il nuovo, cent’anni fa.di Giuseppe Giuliani

[as] illuminazioni 48A portata di clic.



Oggi è già domaniLa fisica dopo il bosone di Higgs

di Guido Altarelli

4 > 5


Dopo la prima fase degli esperimenti al LargeHadron Collider (Lhc) del Cern, la fisica delleparticelle si trova dinanzi a un paradosso. Dauna parte la teoria delle interazioni forti edelettrodeboli, il cosiddetto modello standard,ha ottenuto dei successi strepitosi, come lascoperta del bosone di Higgs, il superamentodi test di precisione di ogni tipo ecc. Dall’altraparte, forti motivazioni teoriche(principalmente il problema della gerarchia odella naturalezza, vd. anche in Asimmetrie n. 8p. 11, ndr) ed evidenti problemi sperimentali(per esempio la natura della materia oscura) cidicono che il modello standard non è unateoria del tutto completa e che, in realtà,segnali di una nuova fisica avrebbero giàdovuto apparire negli esperimenti agliacceleratori. I paradossi sono sempre moltointeressanti, perché dalla loro soluzione si puòarrivare a una vera svolta nello sviluppo delleteorie fisiche.Completato con il bosone di Higgs, il modellostandard è una teoria perfettamentefunzionante: è infatti rinormalizzabile, il chesignifica che, dopo un numero finito di misuresperimentali, la teoria è ben “calibrata” e puòessere utilizzata per prevedere il risultato di

qualunque altra misura, in linea di principio,senza ambiguità, fino ad altissime energie.Quanto alle sorti del nostro universo, si trovache, nell’ipotesi di validità completa delmodello standard, esso si mantienemetastabile: potrebbe collassare in un nuovostato completamente diverso dall’attuale, ma,fortunatamente, la probabilità che ciò avvengain un tempo paragonabile all’età dell’universoè praticamente nulla (vd. approfondimento inAsimmetrie n. 14 p. 24, ndr). Dato che decenni di esperimenti agliacceleratori hanno sempre ribadito la validitàdel modello standard, perché si continua ainvocare una nuova fisica? Innanzitutto, perchéci sono delle evidenze sperimentali moltoimpressionanti che vengono “dal cielo”, ovverodall’astrofisica e dalla cosmologia: quasi tuttala densità di energia dell’universo è sottoforma di energia del vuoto (circa il 73%),descrivibile in termini di una costantecosmologica non nulla chiamata energia oscura(vd. p. 30, ndr) e di materia oscura (circa il22%, vd. p. 24, ndr), né l’una né l’altracontenute nel modello standard. Inoltre ilmodello standard non rende ragione delleproprietà dei neutrini (masse e mescolamenti)


a.Il 4 luglio del 2012, Rolf Heuer(direttore del Cern), Fabiola Gianotti(all’epoca responsabiledell’esperimento Atlas, oggidirettrice designata del Cern) e JoeIncandela (responsabiledell’esperimento Cms in quelperiodo) danno la notizia dellascoperta del bosone di Higgs, chesancisce il successo del modellostandard delle particelle.


6 > 7


(vd. p. 34, ndr) che, come si è stabilito, hanno una massa nonnulla (almeno due di essi), sebbene molto più piccola di quelladei quark e dei leptoni carichi. E poi, il modello standard nonpuò spiegare la bariogenesi, ossia la predominanza dellamateria sull’antimateria nell’universo (vd. p. 26, ndr). Ci sono poi dei problemi concettuali che “invocano” una nuovafisica. Tra questi, ricordiamo che l’interazione gravitazionale (lagravità nel linguaggio comune) è fuori dal modello standard eche il problema della teoria quantistica della gravitazionerimane aperto (potrebbe emergere una soluzione dalla teoriadelle stringhe, vd. p. 42, ndr).Gli effetti quantistici della gravitazione diventano apprezzabilisolo a energie enormemente maggiori rispetto a quelleesplorate in Lhc (dell’ordine di 10 TeV, ossia 104 GeV, vd.anche in Asimmetrie n. 14 l’approfondimento a p. 8, ndr) ecioè alla cosiddetta scala di Planck, dell’ordine di 1019 GeV.Estrapolando le teorie note a scale un po’ inferiori, macomunque sempre molto al di là del limite sperimentaleattuale, si ottiene un indizio molto suggestivo sulcomportamento della nuova fisica. Infatti, l’evoluzione(calcolabile) delle costanti di accoppiamento di gauge (iparametri che determinano l’intensità delle diverse interazionifondamentali) in funzione della scala di energia indica chequeste tendono ad assumere lo stesso valore alla scala dellagrande unificazione (1015 GeV): questo comportamento èprevisto dalle teorie di grande unificazione (in inglese, grandunification theories abbreviato con Gut), in cui le tre interazioniesistenti alle “basse” energie studiate in Lhc (forte, debole edelettromagnetica) si fondono in un’unica interazionefondamentale a una scala di energia molto maggiore (vd. fig. ca p. 8). L’unificazione a una stessa scala è però soloapprossimata nel modello standard e, inoltre, potrebbe portarea un decadimento del protone troppo veloce rispetto ai limitisperimentali esistenti. Entrambi questi problemi potrebberoessere risolti se esistesse una nuova fisica, ovvero una teoriache va oltre il modello standard, a scale di energia al di sottodi quella della grande unificazione.Per molti dei problemi del modello standard si può rinviare lasoluzione a una teoria più fondamentale (di cui il modellostandard sia il limite di bassa energia, vd. p. 10, ndr), magari auna teoria alla scala di Planck, che includa anche l’interazionegravitazionale nell’unificazione. Per esempio, la soluzione delproblema del sapore, ovvero la spiegazione delle tregenerazioni di quark e leptoni e delle misteriose gerarchie tra

le loro masse (vd. in Asimmetrie n. 11 p. 20, ndr), potrebbenon essere accessibile a bassa energia.Ma ci sono problemi del modello standard che richiedono (comeil problema della gerarchia) oppure suggeriscono (come lamateria oscura) una soluzione in prossimità della scalaelettrodebole. Il problema della gerarchia consiste nel fatto che,nel modello standard, il valore della massa del bosone di Higgsdipende in modo molto pronunciato dai valori delle masse dieventuali nuove particelle esistenti a scale più elevate. In altreparole, in presenza di questa gerarchia delle masse, il valoremisurato della massa del bosone di Higgs (pari a 125 GeV)sarebbe il risultato di una cancellazione tra termini chepotrebbero essere molto più grandi, dovuti all’accoppiamentotra il bosone di Higgs e alcune nuove particelle. Perché questomeccanismo sia “naturale”, occorre che queste nuoveparticelle non siano troppo pesanti, ovvero che i termini indottidal loro accoppiamento con il bosone di Higgs non eccedano dimolto il valore osservato della massa di quest’ultimo. Per cui,per poter estrapolare la teoria fino alla scala della grandeunificazione o a quella di Planck, senza dover “invocare” unacalibrazione troppo accurata e innaturale (in inglese, fine tuning)di queste cancellazioni (vd. Asimmetrie n. 8 p. 11, ndr), bisognaestendere la teoria introducendo nuove particelle che abbianouna massa non troppo lontana dalla scala elettrodebole. Loschema teorico più studiato è quello della supersimmetria (oSusy, dall’inglese SUper SYmmetry), una simmetria tra bosoni efermioni, secondo cui a ogni particella nota del modellostandard è associato un corrispondente partnersupersimmetrico o s-partner (vd. p. 13, ndr). La dipendenza dalle scale alte si cancella per energie più altedelle masse delle particelle supersimmetriche (o almeno dialcune di esse) e il modello standard così esteso (come peresempio quello chiamato modello standard supersimmetricominimale) è insensibile alla presenza di particelle ancora piùpesanti, risolvendo perciò il problema della gerarchia. Inoltre,se la supersimmetria fosse una simmetria esatta, gli s-partneravrebbero esattamente la stessa massa delle corrispondentiparticelle del modello standard, ma, dato che nessuno diquesti nuovi oggetti è mai stato osservato, dobbiamoconcludere che essi hanno una massa maggiore, il che richiedeche la supersimmetria sia una simmetria solo approssimata o,in gergo, rotta (vd. in Asimmetrie n. 16 p. 27, ndr). Però, per risolvere il problema della gerarchia soddisfacendoalla richiesta di “naturalezza”, gli s-partner non devono essere


b.Le caselle in questo schema simile al “gioco dell’oca”rappresentano le diverse scale di energia (in blu) e lecorrispondenti scale di lunghezza (in arancione). Lacorrispondenza tra energia, espressa in elettronvolt, elunghezza, espressa in metri, è data dalla relazione E(eV) ~ 2 x10-7 / L(m), cosicché piccole distanzecorrispondono a grandi energie e viceversa. Sono riportatele masse delle particelle del modello standard già note(elettrone, muone, tau, vari tipi di quark, neutrini, bosone diHiggs…), quelle di altre particelle ancora ipotetiche(assioni, neutrini sterili…) e le energie caratteristiche dialcuni fenomeni fisici osservati o raggiungibili negliacceleratori di particelle.


troppo più pesanti delle particelle del modellostandard. Per questo motivo molti siaspettavano una nuova fisica alla scala del TeVe quindi accessibile a Lhc (e addirittura alLep2, il Large Electron-Positron collider che èstato in funzione al Cern fino al 2000). Oggi, idati ottenuti sia dalla ricerca di nuoveparticelle che dalla esplorazione di possibililoro effetti virtuali ci impongono un grandelivello di fine-tuning. La natura non sembracurarsi troppo del nostro concetto di“naturalezza”! La supersimmetria ha molte virtù oltre a quellepuramente teoriche: rende precisal’unificazione degli accoppiamenti di gauge auna scala di circa 1016 GeV, garantisce unasufficiente stabilità per il protone e possiedeottimi candidati di materia oscura, inparticolare i neutralini. I neutralini sonoparticolari Wimp (acronimo inglese di weaklyinteracting massive particles, cioè ‘particellepesanti che interagiscono debolmente’). Sitratta infatti di particelle con massa traqualche GeV e qualche TeV, stabili (ovvero chenon decadono) e le cui interazioni sono tali dafar sì che esse siano prodotte nell’universoprimordiale proprio con l’abbondanza richiestadalle osservazioni cosmologiche. La ricercadelle Wimp procede molto intensamente nonsolo in Lhc, ma anche in esperimenti dilaboratorio e nello spazio, in mare e sotto ighiacci.La soluzione del problema della materiaoscura, che suggerisce l’esistenza di nuoveparticelle con masse al di sotto del TeV,rappresenta oggi il problema cruciale della

fisica delle particelle. Infatti non si ha un’ideanemmeno approssimata dell’intervallo dimassa rilevante: si va dagli assioni (ipoteticibosoni senza carica elettrica e cheinteragiscono assai poco con la materia), dimassa attorno a 10-5 eV, ai neutrini sterili(ovvero non soggetti ad alcuna interazione traquelle presenti nel modello standard) diqualche keV, alle già citate Wimp e anche adaltri candidati più esotici. Per altri fenomeni che indicano nuova fisicaesistono, invece, possibili estensioni moltoplausibili del modello standard. Per esempio,le minuscole masse dei neutrini possonoessere elegantemente spiegate dal cosiddettomeccanismo ad altalena (see-saw mechanism)(vd. p. 34, ndr).Come si pone la comunità dei fisici rispetto alproblema della “naturalezza”? Molti pensanoche il problema potrebbe svanire almeno inparte, se la tanto invocata nuova fisica sidecidesse ad apparire nella seconda fase diLhc a 13-14 TeV, che è stata appena avviata.C’è stato un grande sviluppo di modelli in cuila nuova fisica è effettivamente vicina, ma conproprietà tali da renderla fino ad ora invisibile.Ma altri si rivolgono a contemplare scenari piùesotici: la dipendenza dalle masse alte di cuiabbiamo parlato non farebbe danno, se non cifossero nuove particelle fino alla scala diPlanck e se un meccanismo dovuto proprio allasconosciuta teoria della gravità risolvesse ilproblema della naturalezza a quelle altissimeenergie. In questo caso però i problemi dellamateria oscura, delle masse dei neutrini e labariogenesi andrebbero risolti tutti con una

8 > 9

c.Le costanti di accoppiamentodell’interazione forte, debole edelettromagnetica in funzione dellascala di energia secondo il modellostandard (a sinistra) e secondo ilmodello standard supersimmetricominimale (a destra). Nel casosupersimmetrico le tre costanti diaccoppiamento assumono lo stessovalore a una scala di energia dicirca 1016 GeV, così come previstonegli scenari di grande unificazione.


fisica attorno alla scala elettrodebole. Questoè possibile assumendo l’esistenza di nuovineutrini sterili leggeri (uno di qualche keV edue altri a qualche GeV). Altri fisici ispirati dal problema della costantecosmologica pensano invece a una soluzione“antropica” del problema, nella quale i valori dialcuni parametri si spiegano non in base apredizioni teoriche, ma con l’osservazione chevalori diversi darebbero luogo a un universocompletamente differente da quello osservato.Nel caso della costante cosmologica, ilproblema della “naturalezza” consiste nel fattoche questa sia di molti ordini di grandezza più

piccola di quanto ci si aspetterebbe che fossein base a stime teoriche. Tuttavia il valoreosservato è vicino al massimo possibile perpermettere la formazione delle galassie edunque la nostra stessa esistenza. Pertantose il nostro universo è solo uno dei tanti checontinuamente si producono dal vuoto perfluttuazioni quantistiche, come previsto daalcune teorie cosmologiche, ognuno dei qualicontiene una fisica diversa, può essere che noiviviamo in un universo molto eccezionale,assai improbabile dal punto di vista teorico,ma l’unico “antropico”, ossia l’unico chepermette la nostra esistenza.


d.Uno scorcio del tunnel di 27 kmdell’acceleratore Lhc, nellaperiferia di Ginevra tra la Svizzerae la Francia, dove hanno ripreso acircolare i fasci di protoni dal 4aprile scorso.

BiografiaGuido Altarelli è professore emerito di fisica teorica all’Università di Roma Tre. È statodirettore della sezione di Roma dell’Infn (’85-’87). Dal 1987 al 2006 ha fatto parte delladivisione teorica del Cern, della quale è anche stato direttore (’00-’04).


Su e giù per le scaleIl ruolo delle teorie efficaci

di Marco Ciuchini

10 > 11


La fisica è caratterizzata dalla presenza discale: scale di distanza, energia, tempo,velocità o qualunque altra grandezza fisica,scale fondamentali o relative a un problemaspecifico. Fenomeni fisici interessantiavvengono a scale molto diverse: gli ammassidi galassie si scontrano su distanze tipiche di1022 metri, mentre l’urto di due quark in Lhcavviene in una regione di 10-19 metri.Se un fenomeno fisico dipendesse allo stessomodo da quello che avviene a tutte le scale, lasua descrizione sarebbe veramente moltoproblematica. Vale fortunatamente (con qualchenotevole eccezione) la separazione delle scale:in generale, i fenomeni fisici che avvengono auna certa scala non sono influenzati dai dettaglidella fisica associata a scale molto diverse e inmolti casi le quantità fisiche rilevanti cambianopassando da una scala all’altra. Per questo, inpresenza di più scale, è conveniente utilizzareuna teoria non esatta, che però coglie la fisicarilevante a una data scala e la descrive nellamaniera più appropriata. È quella che i fisicichiamano una teoria efficace, incontrapposizione alla teoria fondamentale,idealmente valida a tutte le scale. Supponiamo, ad esempio, di voler calcolare latraiettoria di una palla su un tavolo da biliardo.Crediamo di avere a disposizione una teoriafondamentale, la meccanica relativistica basatasulla teoria della relatività ristretta di Einstein.Potremmo certamente usarla, ma di solito nonlo facciamo: perché? Perché nel problema cisono due scale molto diverse: la velocità tipicadella palla, diciamo di circa 1 m/s, e la velocitàdella luce c = 3×109 m/s, che è una costantefondamentale della teoria. È più convenienteintrodurre una teoria approssimata, costruitaconsiderando la velocità della palla come unaperturbazione del caso limite che si ottieneconsiderando infinita la velocità della luce. Lateoria efficace che si costruisce prendendo laprima correzione al caso limite non è altro chela meccanica newtoniana (classica), proprioquella che si studia a scuola, dal momentoche, pur essendo approssimata, è la piùappropriata e conveniente per descrivereoggetti in moto con velocità molto più piccoledi quella della luce, ovvero tutti quelli di cuiabbiamo esperienza diretta.Nel contesto della fisica delle particelleelementari (relativistica e quantistica), tutte lescale fisiche sono riconducibili a scale dienergia (per questo i fisici delle particelleusano ovunque i multipli dell’elettronvolt). Lateoria fondamentale deve dunque descrivere lafisica a tutte le energie includendo tutte leparticelle elementari esistenti, compresequelle che ancora non abbiamo scoperto! Le

teorie efficaci, d’altro canto, come già detto,possono essere convenientemente utilizzateper descrivere processi di bassa energia. Già,ma bassa rispetto a che cosa? Esistono scaledi energia associate alle interazionifondamentali: la scala delle interazioni forti, dicirca 1 GeV; la scala di Fermi, dell’ordine di100 GeV, associata alla massa dei bosoni W eZ, mediatori delle interazioni deboli; la scala diPlanck, pari a 1019 GeV, associata allacostante di gravitazione universale. Ogni voltache trattiamo processi con energie tipichemolto più piccole di una di queste scalefondamentali (ma ne esistono anche altre, adesempio quelle delle masse dei fermionipesanti), possiamo definire una teoria efficaceottenuta, analogamente all’esempio dellameccanica classica e relativistica, comeperturbazione al caso limite in cuiconsideriamo infinita l’energia della scala altadella teoria. Questa teoria conterrà solo leparticelle rilevanti alla scala dei processiconsiderati, mentre in generale le particelle piùpesanti si disaccoppiano. Inoltre, seconosciamo anche la teoria alla scala alta,siamo in grado di calcolare le correzioni alcaso limite con precisione arbitrariamente alta.Ma anche se la teoria alla scala alta non ènota, la teoria efficace può essere molto utile:ci consente infatti di parametrizzare la nostraignoranza in termini di un numero finito dicostanti e in modo tale da rispettare leproprietà note della fisica alla scala bassa. La teoria di riferimento per la fisica delleparticelle, il modello standard, ad oggi è inaccordo con tutti i fenomeni osservati. È unateoria fondamentale oppure è la primaapprossimazione di una teoria efficace, validaalle energie raggiunte dai nostri acceleratori,diciamo alla scala di Fermi (anche se Lhc hainiziato a esplorare la scala del TeV, 10 voltepiù grande)? Il modello standard non contienela gravità (perché finora non siamo stati capacidi includerla!), quindi qualcosa devecertamente cambiare alla scala di Planck,dove l’interazione gravitazionale non è piùtrascurabile. È quindi naturale pensare almodello standard come a una teoria efficaceche si ottiene considerando infinita la massadi Planck. Tuttavia ci sono diverse ragioniteoriche e osservative (una per tutte, lamateria oscura) per ritenere che possaesistere una scala di energia intermedia tra lascala di Fermi e la scala di Planck, associataalla massa di nuove particelle pesanti. Questascala, chiamata scala della nuova fisica, equeste particelle non incluse nel modellostandard sono la nuova fisica che stiamocercando.



Il problema della scala di nuova fisica è che pensiamo esista,ma non sappiamo dire con certezza quanto valga: se dovesseessere più piccola dell’energia raggiungibile in Lhc, le nuoveparticelle saranno osservate presto e potremo verificare se econ quale delle estensioni del modello standard che sono statepensate negli ultimi quarant’anni (anche qui, una per tutte, lasupersimmetria) risulteranno compatibili.Trovata la teoria della nuova fisica, il modello standardcontinuerà a valere come teoria efficace per i processi alla scaladi Fermi e in più saremo in grado di calcolare le correzionidovute alle nuove particelle. Se invece non dovessimo riuscire aprodurre nuove particelle, aspettando di avere un acceleratorecon energia maggiore (vd. p. 19, ndr), possiamo cercare divedere se ci sono deviazioni dalle previsioni del modellostandard indotte da nuove particelle pesanti. Infatti, il principiodi indeterminazione di Heisenberg ci dice che le particelle dannoun contributo, chiamato virtuale, ai processi fisici a una certaenergia, anche se sono troppo pesanti per essere prodotte. Inquesto gioco, la teoria efficace può essere utilizzata in duemodi: con un approccio dalla scala alta verso la scala bassa, nel

quale si tenta di “indovinare” la teoria alla scala di nuova fisica,basandosi tipicamente su nuove simmetrie, e con questa sicalcolano le correzioni alla teoria efficace “modello standard”,oppure nella direzione opposta, dal basso verso l’alto, usando idati sperimentali per cercare di identificare le possibili correzionial modello standard nella speranza che questa informazione ciconduca alla nuova teoria.Qual è il metodo più utile? Il modello standard è stato costruitonegli anni ’60 usando entrambi gli approcci: si basa su unasimmetria, che però è stata identificata grazie a una teoriaefficace, chiamata teoria V-A, che si usava negli anni precedentiper descrivere le interazioni deboli. Viceversa, il meccanismo diHiggs per la rottura spontanea della simmetria, che pure è uningrediente indispensabile per costruire un modello realistico, èstato introdotto senza un vero stimolo osservativo, per analogiacon problemi di fisica della materia condensata e solo oggi,dopo la scoperta del bosone di Higgs, iniziamo a utilizzare teorieefficaci per descrivere i suoi accoppiamenti. L’esperienzadunque ci dice che la ricerca della nuova fisica va condotta contutti i metodi a nostra disposizione!

12 > 13

a.Sulla tazza è raffigurata l’equazioneche descrive il modello standard.

BiografiaMarco Ciuchini è un fisico teorico, dirigente di ricerca e direttore della sezione di Roma Tre dell’Infn. Sioccupa di fenomenologia delle particelle elementari e ha lavorato prevalentemente su argomenti difisica del sapore dei quark.

Link sul web

http://en.wikipedia.org/wiki/Effective_field_theory

http://www.preposterousuniverse.com/blog/2013/06/20/how-quantum-field-theory-becomes-effective/

http://ocw.mit.edu/courses/physics/8-851-effective-field-theory-spring-2013/



Ci sono fondate ragioni per credere che nuovi fenomeni, nuoveparticelle, nuovi principi, che condurrebbero a un livello dicomprensione ancora più profondo della natura, ci aspettinooltre la frontiera rappresentata oggi dal modello standard, in unterritorio fatto di energie mai raggiunte che proprio in questi anni,dopo decenni di preparazione, ha cominciato a essere esploratoda Lhc. La supersimmetria è considerata da molti come lacongettura più plausibile sulle scoperte a cui questaesplorazione potrebbe portare e una delle idee più promettentiper la nuova fisica oltre il modello standard.Il concetto di simmetria ha svolto un ruolo cruciale nello sviluppodella fisica fondamentale. Basti pensare alla simmetria dellospaziotempo alla base della teoria della relatività (vd. inAsimmetrie n. 11 p. 4, ndr), all’interpretazione delle forzefondamentali in termini di gruppi di simmetria (vd. in Asimmetrien. 16 p. 11, ndr) o all’idea di rottura spontanea di simmetria chesta alla base della scoperta del bosone di Higgs (vd. inAsimmetrie n. 16 p. 27, ndr): la natura sembra davvero mostrareuna predilezione per la simmetria. La supersimmetria è unasimmetria di un nuovo tipo. A differenza delle simmetrie note,mette in relazione particelle con caratteristiche e comportamentimolto diversi, i bosoni e i fermioni. Sono esempi di fermioni leparticelle che costituiscono la materia conosciuta, esempi dibosoni la particella di Higgs e quelle che trasmettono le forze(fotoni, gluoni e bosoni W± e Z) e si differenziano per il momentoangolare (spin), semi-intero i primi, intero i secondi. Se questasimmetria esistesse in natura, ad ogni bosone corrisponderebbeun fermione ancora sconosciuto e viceversa (vd. fig. a): i partnersupersimmetrici o s-partner. Il partner supersimmetrico di un

fermione viene denominato anteponendo una “s” al nome delfermione corrispondente, mentre il partner supersimmetrico diun bosone viene chiamato con il nome del bosonecorrispondente più il suffisso “ino”. Così, ad esempio, il partnersupersimmetrico dell’elettrone viene chiamato selettrone, ilpartner del quark top squark stop e quello del bosone di HiggsHiggsino. La scoperta dei partner supersimmetrici in Lhcrappresenterebbe una clamorosa conferma della validità dellasupersimmetria. Le ragioni per cui crediamo che questo potrebbe accadere sonomolteplici. Il problema della naturalezza, o della gerarchia,richiede l’esistenza di nuove particelle, presumibilmente visibiliin Lhc, che spieghino perché la scala di energie che caratterizzail modello standard (100 GeV) resista alla pressione di enormicorrezioni, che la vorrebbero ancora, di molto, più grande. Leparticelle previste dalla supersimmetria rappresenterebbero unaspiegazione particolarmente convincente. Nel suo insieme, poi,la supersimmetria è una teoria internamente coerente etecnicamente particolarmente solida, che in linea di principioconsente di estrapolare il comportamento delle leggi di natura

Il mondo con la esse davantiEstensioni supersimmetriche del modello standard

di Andrea Romaninoa.Le particelle del modello standard(suddivise in bosoni e fermioni) e iloro rispettivi s-partner.


a energie fino alla scala di Planck (1019 GeV). La soluzione dialcuni dei problemi che richiedono una nuova fisica oltre ilmodello standard, come la predominanza della materiasull’antimateria nell’universo conosciuto o l’origine dellamassa dei neutrini, potrebbero risiedere a quelle energie, nonlontano da una teoria unificata delle forze conosciute. Inoltre,le predizioni della supersimmetria combaciano perfettamentecon quelle delle teorie di grande unificazione, che prevedonoche almeno tre (la forza elettromagnetica, debole e forte) dellequattro forze fondamentali della natura non siano altro cheaspetti diversi di una sola forza unificata. Quest’ultima idea èparticolarmente seducente non solo per eleganza e livello dicomprensione profonda che consente in termini, ancora, disimmetrie, ma anche perché permette di capire in un sol colpole caratteristiche quantitative delle forze tra le particelledescritte dal modello standard, un risultato che è difficileimmaginare essere casuale. E che trova, come già detto, pienaconferma nella supersimmetria, in cui l’intensità delle treinterazioni del modello standard può essere estrapolata erisulta essere precisamente la stessa all’energia della scaladella grande unificazione, ossia dell’ordine di 1016 GeV, unaltro risultato difficile da ignorare. Infine, un aspetto moltoapprezzato della supersimmetria è la possibilità di spiegare lanatura della materia oscura (vd. p. 24, ndr). La coerenzasperimentale della teoria avrebbe infatti come conseguenza lastabilità di uno dei partner supersimmetrici, che in tal casopervaderebbe il nostro universo e potrebbe costituirne,appunto, la materia oscura. Vediamo dunque che le motivazioni a favore dellasupersimmetria sono molteplici e convincenti. Non sorprendeche, dopo la scoperta del bosone dei Higgs, la supersimmetriasia finita in cima alla lista dei “ricercati” dai fisici delle particelle. Va detto che il primo periodo di funzionamento di Lhc (dal 2008al 2013) non ha portato alla cattura di particellesupersimmetriche né di altri candidati alla soluzione del

problema della naturalezza. Questo ha portato alcuni teorici aspeculare sulla fondatezza dell’argomento di naturalezza allabase della fiducia nella scoperta di nuove particelle in Lhc.Sebbene questa considerazione sia prematura, è già chiaroche, se l’argomento di naturalezza un giorno venisse a cadere,ci ritroveremmo di fronte a un paradosso, la cui spiegazionediventerebbe il tema centrale della nostra ricerca. La suasoluzione potrebbe richiedere un cambio radicale di paradigma,l’utilizzo, ad esempio, di considerazioni antropiche resepossibili dal multiverso ipotizzato da alcuni fisici teorici(secondo cui il nostro è solo uno dei molti universi parallelipossibili, vd. anche approfondimento in Asimmetrie n. 14 p.24). Nonostante ciò, la teoria della supersimmetria potrebbeavere lo stesso un ruolo importante. Potrebbe, infatti,permettere di confermare l’unificazione delle forze e dispiegare l’origine della materia oscura. Sarebbe comunquecompatibile con altre idee convincenti sulla fisica oltre ilmodello standard, riguardanti ad esempio l’origine delle massedei neutrini. E potrebbe condurre, sulla base, questa volta, delsuccesso sul fronte della materia oscura e dell’unificazione, apossibili segnali negli acceleratori futuri.

14 > 15

BiografiaAndrea Romanino è professore ordinario alla Scuola InternazionaleSuperiore di Studi Avanzati di Trieste (Sissa). Ha condotto ricerche allaScuola Normale Superiore di Pisa, all’Università di Oxford, al Cern diGinevra e al Fermilab di Chicago.

Link sul web

http://particleadventure.org/supersymmetry.html

http://home.web.cern.ch/about/physics/supersymmetry

b.Simulazione di produzione diparticelle supersimmetriche in Lhc,come sarebbe vista da uno deirivelatori (Atlas). Le lineerappresentano tracce lasciate nelrivelatore dalle particelle prodottenell’evento, in particolare quellederivanti dalla immediatadisintegrazione delle particellesupersimmetriche.



I fisici hanno un’autentica passione per le leggi diconservazione. Nel misurare i parametri delmodello standard, ma anche nella ricerca delbosone di Higgs, esse pongono vincoli stringentisulla conservazione della quantità di moto edell’energia misurate per le particelle prodotte inuna collisione protone-protone, come quelle cheavvengono in Lhc. Quando però si cerca qualcosa dinuovo o inaspettato, il loro approccio cambia.Infatti, è proprio l’apparente non conservazione diqueste grandezze fondamentali che consente diindividuare eventi non previsti dalla teoria standard.Se nella collisione di due protoni in Lhc siproducono anche particelle supersimmetriche, essedecadono e alla fine della cascata producono siaparticelle standard che particelle supersimmetrichestabili. Queste sono solo debolmente interagenticon la materia e quindi non possono esseremisurate. Ma il fatto di avere la presenzasimultanea di particelle identificabili e altre che nonlo sono, crea un “non-bilanciamento” che puòessere misurato (vd. approfondimento a p. 16). La ricerca della supersimmetria negli esperimentiAtlas e Cms è in uno stadio molto avanzato. Visono decine di analisi che studiano i prodotti dellecollisioni protone-protone. A seconda del modellosupersimmetrico in esame, si cercano diversetipologie di eventi, ovvero la presenza, ad esempio,di quark bottom o top oppure del bosone di Higgs.Nei dati finora acquisiti dai rivelatori che sono statianalizzati, sfortunatamente, non vi è alcuna tracciadi supersimmetria. Pur in assenza di segnale,queste analisi hanno tuttavia permesso di porrevincoli sulla massa delle particellesupersimmetriche, ma vi sono regioni non ancoraescluse dalle misure. Man mano che verrannoraccolti nuovi dati, le regioni escluse sonodestinate a espandersi, a meno che non venganofinalmente scoperte particelle di naturasupersimmetrica. Tuttavia esistono scenari in cuil’osservazione di particelle supersimmetriche è piùdifficile. Per esempio, la natura potrebbe averorganizzato le particelle supersimmetriche conparticolari combinazioni di masse che complicanol’osservazione dei prodotti del loro decadimento. Il fatto che finora non si sia osservata la

Cercasi Susy disperatamenteLhc alla ricerca della supersimmetria

di Daniele Del Re

a.Il rivelatore Cms, al Cern di Ginevra,che assieme ad Atlas è alla ricercadi segnali di supersimmetria.


supersimmetria ha permesso diescludere alcuni degli scenari più favoritidella teoria, ma non la supersimmetria intoto. Per esempio, l’interpretazionesupersimmetrica della materia oscura èancora perfettamente plausibile (vd. p.24, ndr). Vi sono ricerche di materiaoscura in Lhc, che vanno alla caccia ditipologie di eventi molto semplici. Peresempio, in una collisione protone-protone si cerca la presenza di un sologetto collimato ed energetico diparticelle (una collisione in cui tutte letracce rappresentate in fig. 1b sonomolto vicine tra loro, formando unaspecie di cono) oppure di un solo fotone

o di un bosone Z. E in aggiunta, comespiegato nell'approfondimento, l’eventodeve essere molto sbilanciato. Anchequeste ricerche non hanno ancora datoesiti positivi. La seconda fase di presa dati di Lhc, concollisioni protone-protone a 13-14 TeV, èappena iniziata. Questa nuova presa datipresenta due vantaggi per la ricerca dellasupersimmetria. Innanzitutto, l’energiadelle collisioni sarà quasi doppia rispettoalla precedente, permettendo così diprodurre con più efficacia eventualiparticelle supersimmetriche di massaelevata. Ciò consentirà di estendere laricerca a territori finora inesplorati.

Inoltre, il numero di collisioni cheverranno registrate nei prossimi annisarà circa 10 volte superiore a quelloraccolto precedentemente. Poiché lasensibilità delle ricerche cresce con ilnumero di collisioni analizzate, saràpossibile evidenziare la presenza dipiccoli eccessi dovuti allasupersimmetria. Nel complesso, dunque,i prossimi anni saranno importantissimiper la ricerca della supersimmetria e dinuova fisica e Lhc potrà dare uncontributo cruciale e indipendenterispetto agli esperimenti nello spazio erispetto a quelli che cercano in mododiretto la materia oscura.

16 > 17

[as] approfondimento

Bilance per pesare Susy

Immaginiamo i rivelatori di particelle come se fossero delle bilance. Le particelledel modello standard sono tutte “visibili” sui piatti della bilancia, perchéinteragiscono con i rivelatori. Alcune delle particelle supersimmetriche, invece,interagiscono molto debolmente e quindi non possono essere viste.Supponiamo ora di mettere nei due piatti solo particelle del modello standard.Possiamo dunque verificare se i due piatti con lo stesso peso sonoeffettivamente in equilibrio: questo è ciò che capita in misure standard. Seinvece abbiamo in aggiunta anche una particella supersimmetrica, non lavedremo direttamente, ma la sua presenza potrà essere dedotta dal nonbilanciamento dei due piatti (vd. fig. 1b).Nella realtà, i rivelatori di particelle di Lhc non pesano le particelle, mamisurano il loro impulso e possono verificare se la somma degli impulsi delleparticelle prodotte in una collisione è bilanciata (e non si tratta di una normalesomma, ma di una somma vettoriale, cioè che tiene conto delle direzioni delle

tracce). Nella fig. 1 vediamo tre disegni che rappresentano, in modosemplificato, eventi ricostruiti nei rivelatori di Lhc. L’evento di sinistra (a)rappresenta un evento simmetrico tipico della fisica standard. Gli impulsi delleparticelle, in questo caso, sono bilanciati: dividendo il rivelatore in due emisferi,la somma dei depositi energetici nei calorimetri o degli impulsi delle traccecariche tra i due emisferi è sempre bilanciata. In presenza di particelle di nuovafisica, una parte dell’impulso è portato da queste, ma non può essere misuratose sono debolmente interagenti. L’impulso portato dalle particellesupersimmetriche è rappresentato dalla linea tratteggiata nella figura di destra(c). Quindi l’evento risulta sbilanciato e, come si può notare in (b), c’è attivitàsolo in un emisfero del rivelatore. Dunque la presenza di un notevolesbilanciamento segnala inequivocabilmente la presenza di nuova fisica. È chiaroche questo metodo funziona bene se la particella supersimmetrica porta con séun impulso significativo.

BiografiaDaniele del Re è ricercatore universitario nel dipartimento di Fisica dell’Università “La Sapienza” di Roma.Dal 2006 lavora nell’esperimento Cms. Ha ricoperto diversi incarichi nell’esperimento e attualmente è ilcoordinatore del gruppo che cerca nuova fisica con canali esotici.

Link sul web

http://cms.web.cern.ch/

http://atlas.web.cern.ch/

1.Rappresentazioni schematiche delletracce (in grigio) e dei depositi dienergia (in azzurro) registrati dagliesperimenti di Lhc. La bilanciasovrapposta rappresenta (a) ilbilanciamento energetico dell’eventoche coinvolge solo particelle delmodello standard, (b) lo sbilanciamentoin caso siano presenti particellesupersimmetriche che non vengonoosservate e (c) la stima della energiadella particella supersimmetrica che sipuò ottenere assumendo che l'eventosia in effetti bilanciato.



[as] con altri occhi

Febbre da particelle.di Mark Levinson

regista del film La particella di Dio

Mi chiedono spesso consigli su come entrarenell’industria cinematografica. Rispondo che labuona notizia è che non occorre frequentareuna scuola di cinema; la cattiva è che ho undottorato in fisica teorica. In un certo senso, illavoro di pre-produzione del film La particelladi Dio (Particle Fever) è stato il più lungo dellastoria del cinema.Sebbene il salto dalla fisica alla cinematografiapossa sembrare enorme, quasi un saltoquantico, il passaggio è avvenuto in modoabbastanza naturale. La fisica mi affascinavaper l’eleganza e la bellezza profonda delleteorie, per la magia e il mistero racchiusi neisimboli astratti che, pur se inventati dall’uomo,svelano verità profonde sull’universo. Sonopassato alla cinematografia quando ho capitoche costituiva un’alternativa, altrettantomagica e misteriosa, per rappresentare edesplorare il mondo.Nel mondo del cinema ho scelto di occuparmidi finzione narrativa. Per molti anni ho coltivato

la speranza di trovare un progetto che potesseconiugare queste mie due anime,apparentemente incompatibili tra loro, e chetrasponesse le emozioni della fisica inun’opera artistica. Raramente la scienza èstata rappresentata adeguatamente nellafinzione cinematografica, così cominciai apensare a diversi scenari su cui basare unfilm. In seguito, grazie ad alcuni possibilifinanziatori per una sceneggiatura che avevoscritto, sentii parlare di David Kaplan, un fisicoche desiderava realizzare un documentariosull’impresa di Lhc.David è un teorico delle particelle che eracoinvolto direttamente in Lhc e che interagivaquotidianamente con persone che riponevanograndi speranze in quello che avrebbe trovatoLhc. Alcuni di loro avevano aspettato 30 anniun esperimento come questo, che potessefinalmente confermare o meno le loro teorie.Si trattava di un momento unico nella storiadella scienza, una svolta che avrebbe

a.Il regista Mark Levinson davantiall’esperimento Atlas del Cern.


sicuramente risposto ad alcune delledomande più profonde sulle leggidell’universo. Mi fu subito chiaro chequesta avrebbe potuto essere la perfettacombinazione di una grande scopertascientifica e di una spettacolare vicendaumana.Quando incontrai David, gli confessai chenon mi interessava realizzare undocumentario “scientifico” tradizionaleche cercasse di spiegare ogni cosa,quanto piuttosto una vicenda umana,incentrata sui personaggi, che mipermettesse di ricorrere agli strumentinarrativi che avevo sviluppato. Questoera l’aspetto che più mi affascinava. Equesto era esattamente quello che Davidvoleva realizzare.Ovviamente la realizzazione del filmcomportava molte sfide. In primo luogo,l’esperimento coinvolgeva 10.000persone. Eravamo certi di volere unastoria basata sui singoli personaggi, machi scegliere? Per di più le persone eranosparse in tutto il mondo. Sarebbe statopossibile, dato il budget abbastanzalimitato, coinvolgere persone provenientida così tanti Paesi? Poiché volevamoraccontare la storia di una scoperta

scientifica reale, dovevamo deciderecontinuamente quando e dove sisarebbero verificati eventi significativi. Eancora più importante, quanto a lungoavrebbero dovuto durare le riprese? Eche cosa avremmo fatto, se alla fine nonci fosse stata alcuna scoperta? David e io ci incontrammo alla fine del2007 e incominciai a lavorareseriamente al documentario a tempopieno all’inizio del 2008. Pensavocontinuamente a una possibileconclusione, a qualcosa che potesserappresentare una fine interessante peril film. In realtà non credevamo cheavrebbero scoperto il bosone di Higgsdurante le riprese. Secondo la maggiorparte dei fisici l’eventualità eraimprobabile e gli sperimentali avrebberoavuto bisogno di anni per capire a fondoil funzionamento dei loro rivelatori. Eproprio quando stavamo completando lapellicola con i risultati provvisori, vennedato il grande annuncio: era il 4 luglio2012. La scoperta del bosone di Higgsdivenne l’epilogo reale e straordinario delnostro film.La sfida maggiore in fase di realizzazioneè stata certamente rendere il film

accessibile a un pubblico non esperto.Desideravamo creare un filmcomprensibile al grande pubblico, senzarinunciare all’autenticità. La sceltachiave divenne a che cosa rinunciare:non volevamo un film che spiegasse ognicosa, ma che trasmettesse fedelmentel’emozione di una vera scopertascientifica.Una delle strategie con cui speravo diavvicinare il grande pubblico eraenfatizzare i paralleli esistenti tra lefrontiere della ricerca scientifica e l’arte,e molti dei nostri “attori” hanno coltoquesto legame. Verso la fine delleriprese uno degli “attori”, il fisico SavasDimopoulos, disse: “Perché cioccupiamo di scienza? E di arte? Perchésono proprio le cose che non sonodirettamente necessarie allasopravvivenza che ci rendono umani!”.Fabiola Gianotti, invece, cita la DivinaCommedia: “Fatti non foste a viver comebruti, ma per seguir virtute ecanoscenza”. Scienza e conoscenzasono molto importanti, proprio comel’arte. Sono un bisogno dell’umanità. Allafine spero che questo sarà il messaggiotrasmesso da La particella di Dio.

18 > 19

b.Proiezione del film Particle Fever alCern nel novembre 2014. In salaerano presenti il regista e tutti gli“attori”, tra cui (terza da sinistra)Fabiola Gianotti. In Italia il film èprodotto da Feltrinelli Real Cinemain collaborazione con LaEffe.



A partire dalle prime macchine costruite negli anni ’30 da JohnCockcroft ed Ernest Walton in Inghilterra e da Ernest Lawrencenegli Stati Uniti e, poi, grazie al concetto di collisore di Ada(Frascati, primi anni ’60), gli acceleratori hanno accompagnatoil progresso della fisica nucleare e delle particelle fino allascoperta del bosone di Higgs. Si può dire che essi sono stati lostrumento principale dei fisici che vanno a cacciadell’infinitamente piccolo, fino ad arrivare, con Lhc, a risolveredettagli dell’ordine di 10-20 metri, migliorando di un paio diordini di grandezza la risoluzione del precedente acceleratoredel Cern di Ginevra, il Lep (il grande collisore elettroni-positroni). Per la capacità di concentrare energia su spazipiccolissimi, gli acceleratori sono anche delle macchine deltempo: in Lhc indaghiamo come era l’universo a meno di unpicosecondo (cioè 10-12 secondi) dopo il Big Bang.Le particelle accelerate sono generalmente elettroni o protoni,talvolta anche ioni di vario tipo, dall’idrogeno all’uraniocompletamente ionizzato e perfino ioni radioattivi altamenteinstabili. Ma, soprattutto per la fisica delle alte energie, siaccelerano anche positroni (antielettroni), antiprotoni e, ma sitratta di una sperimentazione ancora in corso, muoni.Gli acceleratori si sono evoluti lungo due linee principali: lemacchine circolari (ciclotroni e poi sincrotroni) e le macchine

lineari (linac). In entrambi i casi l’energia è impartita alleparticelle per mezzo di cavità risonanti a radio frequenza (Rf),in cui sono presenti delle onde elettromagnetiche. I magneti servono per guidare i fasci di particelle (per esempioa tenerli in un’orbita circolare nei sincrotroni) e per focalizzarli –lenti magnetiche – evitando che si perdano contro le paretidella camera a vuoto. In fig. a sono illustrate le componentiprincipali di un acceleratore circolare, in cui il fascio viene fattocircolare tante volte nelle cavità a radio frequenza, che quindinon devono avere tensioni elevate o essere particolarmentelunghe. In compenso la parte magnetica divienepreponderante, poiché per ottenere alte energie occorre siaaumentare il campo magnetico che il raggio dell’acceleratore.Un acceleratore lineare è invece costituito da una serie dicavità a radiofrequenza, ciascuna attraversata una volta soladalle particelle accelerate: grandi tensioni a radiofrequenza(decine di milioni di volt) sono importanti per limitare ledimensioni della macchina. Nei linac i magneti servonoprincipalmente per mantenere focalizzato il fascio.Il grande collisore adronico Lhc con i suoi 27 km dicirconferenza, con 1700 grandi magneti superconduttori da 7 e8 tesla (per confronto, un tesla è il campo magnetico prodotto dauna macchina per la risonanza magnetica e il campo magnetico

Una buona spintaAcceleratori per la nuova fisica

di Lucio Rossi

a.Le componenti principali di unacceleratore di particelle tipo Lhc:cavità acceleratrici a radiofrequenza(a), magneti dipolari (b) per guidareil fascio e magneti quadrupolari (c)per focalizzarlo. Sono raffiguratianche tre rivelatori di particelle (d).


terrestre, che orienta l’ago della bussola, è di pochi centesimi dimillesimo di tesla) e l’energia massima di 14 TeV, è stato ilculmine di quarant’anni di sviluppo dei collisori superconduttori eha richiesto oltre vent’anni per il disegno e la costruzione. Il primo passo per andare oltre i limiti di Lhc è già in corso: ilprogetto Lhc ad alta luminosità (High Luminosity Lhc o Hilumi)sta sviluppando nuove tecnologie per magneti superconduttorida 11 e 12 tesla utilizzando un materiale superconduttore piùavanzato, ma anche molto più complesso e costoso rispetto alniobio-titanio (Nb-Ti) utilizzato in Lhc: il niobio-3-stagno (Nb3Sn).Hilumi ha un numero limitato di magneti, circa 50, e costituisceil banco di prova ideale per questa tecnologia. In Hilumi sisviluppa anche un nuovo tipo di cavità a radio frequenza,anch’essa superconduttrice e detta crab cavity (“cavità agranchio”), per ruotare i fasci e aumentare la luminosità, cioè ilnumero di collisioni tra particelle che l’acceleratore può produrrenell’unità di tempo. Lhc ad alta luminosità permetterà di misurare con maggioreprecisione le proprietà del bosone di Higgs e di eventuali altrenuove particelle. L’entrata in funzione è prevista nel 2025, conun costo di costruzione di circa 700 milioni di euro per i solicomponenti e una durata di funzionamento di 10-15 anni. Un progetto molto diverso, ma che pure si pone alla frontieradella fisica di precisione, è l’Ilc (International Linear Collider). Ilvantaggio di un collisore lineare rispetto a un collisore circolare èdato dalla possibilità di accelerare particelle cariche leggere,come elettroni e positroni, senza che esse subiscano perdite dienergia quando attraversano i magneti utilizzati per deviarne latraiettoria. La perdita di energia per emissione di radiazione èmolto limitata nei linac e rende possibile accelerare particelleleggere a energie maggiori.

Basato su potenti cavità superconduttrici, con una tensione di30 milioni di volt (cinque volte più elevata di quella delle cavitàdi Lhc), l’Ilc si pone l’obiettivo di far scontrare elettroni contropositroni. In una prima fase l’energia nel centro di massa (cioèl’energia effettivamente disponibile) dovrebbe essere di 0,5 TeVcon la possibilità di raggiungere in una seconda fase il TeV. Ilprogetto, erede del progetto tedesco Tesla proposto sin dallametà degli anni novanta, ha fatto molti progressi ed è inavanzata fase di maturità, pur presentando notevoli sfidetecnologiche. Il costo totale è dell’ordine dei 10 miliardi di euro.L’orizzonte temporale è dopo il 2030. A fronte del vantaggio diavere un precursore tecnologico, il progetto X-ray Fel (FreeElectron Laser) di Amburgo – un linac per elettroni di più bassaenergia basato proprio sulle stesse tecnologie a radio frequenza– il progetto Ilc ha due punti deboli: costa molto, restando sottole energie di Lhc anche nella configurazione massima e,richiedendo quasi 50 km di alta tecnologia, la sua utilitàdipende criticamente anche dalla luminosità raggiungibile, cheper i linac è molto inferiore rispetto agli acceleratori circolari. Un altro progetto di collisore lineare per elettroni-positroni èClic (Compact Linear Collider). Basato su un sistema a dueacceleratori, con cavità in rame ad altissima frequenza etensioni di 100 milioni di volt, in linea di principio può triplicarele prestazioni di Ilc, grazie ai suoi 3 TeV nel centro di massaper 50 km di lunghezza. Promosso dal Cern, con un’ampiacollaborazione internazionale, è meno avanzatotecnologicamente del “concorrente” Ilc. Potrebbe essere prontoper la costruzione nel 2020-2025 e quindi partire tra il 2035 e il2040. Il suo punto debole è il consumo energetico di circa 600megawatt (non si usano cavità o magneti superconduttori), parialla potenza erogata da una centrale elettrica medio-grande.

20 > 21

b.Una cavità superconduttrice inniobio per Ilc, racchiusa nellacamera criogenica a elio, mentreviene inserita nella stazione di testal Fermilab, a Chicago (Usa).


Inoltre manca un vero “dimostratore di scala”: un prototipo diacceleratore di dimensioni contenute (anche qualche percentodell’acceleratore finale) che ne dimostri la funzionalità. Se peròLhc scoprisse una o più particelle con massa tra 0,5 e 1,5 TeV,Ilc non potrebbe “vederle”, mentre Clic sì. Il costo dicostruzione è comparabile a quello di Ilc (essendo meno“maturo”, però, le cifre sono meno solide), ma i costi dioperazione rischiano di essere molto più elevati. Nell’ambito degli acceleratori circolari c’è da registrare labattuta di arresto degli studi sul Muon Collider (collisore dimuoni) decisa dagli Stati Uniti nel 2014. Tutte le forze siconcentrano quindi sul nuovo progetto proposto dal Cern, il Fcc(Future Circular Collider). Basato su un anello sotterraneo dicirca 100 km da costruire nella zona di Ginevra, sfrutterebbetutta l’infrastruttura esistente al Cern, ma ne richiederebbetanta altra in aggiunta. L’idea è che l’anello siaonnicomprensivo: il collisore adronico da 100 TeV nel centro dimassa per collisioni protone-protone (e ioni pesanti come inLhc), Fcc-hh, potrebbe arrivare dopo un collisore elettrone-positrone da 350 GeV (cioè 0,35 TeV) nel centro di massa,Fcc-ee. In Fcc si potrebbero quindi ottenere anche collisionielettrone-protone ed elettrone-ione (Fcc-he). Il collisoreleptonico, la cui energia è limitata dall’enorme radiazione disincrotrone emessa dagli elettroni, potrebbe fornire laluminosità richiesta dai fisici delle particelle più rapidamente epiù sicuramente rispetto a Ilc. Il collisore adronico Fcc-hh,d’altra parte, richiede un investimento tecnologico notevole,dato che si basa su magneti superconduttori simili a quelli cheservirebbero per Hilumi, ma ancora più potenti.Infatti è necessario raggiungere il valore di 15-16 tesla e siprospetta persino una ipotesi – per ora preliminare – di 20

tesla, per ridurre il raggio della macchina o aumentarnel’energia. Questo lavoro richiede un ulteriore periodo di ricerca esviluppo oltre a quello necessario per Hilumi. Fcc potrebbeessere approvato intorno al 2022-2025 ed essere pronto apartire verso il 2040, anche se il collisore leptonico Fcc-eepotrebbe essere pronto già qualche anno prima, dato che nonrichiede particolari sviluppi tecnologici. La sfida è formidabilema non esistono motivi di principio perché 15-16 tesla nonsiano raggiungibili con magneti basati sulla tecnologia delniobio-3-stagno di Hilumi. La possibilità di raggiungere i 20 teslae oltre, dipende invece dallo sviluppo di materialisuperconduttori ad alta temperatura che oggi sono moltocostosi e non ancora adatti all’utilizzo in magneti peracceleratori di particelle. Dal punto di vista della fisica degliacceleratori Fcc è un’opzione più “tradizionale e sicura”, anchein termini di luminosità: tutto ciò che si impara in Hilumi èimmediatamente trasferibile su Fcc-hh. I costi non sono noti, lostudio inizia ora, ma la cifra potrebbe aggirarsi attorno ai 15miliardi di euro. Un vantaggio è dato dall’utilizzo di una notevoleinfrastruttura esistente, il Cern e Lhc, ma anche dallacondivisione della nuova grande infrastruttura (tunnel, criogenia,ecc.) per i diversi acceleratori proposti. Un passo intermediosulla strada verso Fcc potrebbe essere il raddoppio di energia diLhc, proposto nel 2010 con il nome di High Energy Lhc e basatosull’utilizzo di magneti da 16 o 20 tesla per raggiungere leenergie di 26 e 33 TeV, da installare al posto di Lhc nelmedesimo tunnel, minimizzando i costi dell’infrastruttura. Inquesto scenario si aggiunge il pungolo della sfida cinese. Ungruppo di fisici cinesi propone di costruire un acceleratore conun tunnel di 50-70 km a sud di Shanghai, con lo scopo inizialedi fare su tempi rapidi (dal 2030) un collisore leptonico circolare


c.Collocazione dell’anello di 100chilometri Fcc tra la Svizzera e laFrancia, in rapporto all’attuale di Lhc.


simile a Fcc-ee (in forte competizione con l’Ilc che potrebbeessere costruito in Giappone). In una fase successiva (intornoal 2040), nel tunnel verrebbe installato un “simil Fcc-hh”,probabilmente da 60-80 TeV.Il momento critico per una decisione potrebbe essere il rinnovodella Strategia Europea della Fisica delle Alte Energie, previstaper il 2018-2020. Nel frattempo i nuovi dati raccolti dagliesperimenti in Lhc avranno dato le indicazioni di fisica che oraci mancano e si conoscerà di più dell’evoluzione tecnologicadei nuovi magneti ad alto campo e delle cavità a radio

frequenza ad alto gradiente accelerante, come pure ci sarà unastima più precisa e condivisa dei costi. L’eccezione potrebbeessere Ilc, la cui sorte sembra essere legata principalmente auna decisione del governo giapponese, attesa entro uno o dueanni. Nella comunità ci si comincia a chiedere se, vista lavolontà della Cina di avere un super-acceleratore e visto che lamacchina più “pronta” è Ilc, il meglio non sia un Ilc cinese. In ogni caso il “dopo Lhc” sta aprendo nuovi scenariimpensabili fino a pochi anni fa, accelerando, è il caso di dirlo,l’entrata nel futuro.

22 > 23

d.Evoluzione degli acceleratori nel tempo. Si può notarel’impatto della superconduttività. Ovviamente le dateper i futuri acceleratori sono tutte altamenteipotetiche (vd. anche in Asimmetrie n. 6 p. 14, ndr).

BiografiaLucio Rossi è professore a Milano dal 1992. Fino al 2001 conduce ricerche e progetti nel settoredella superconduttività applicata agli acceleratori e ai rivelatori. Nel 2001 viene assunto al Cern,dove ha diretto il gruppo per la costruzione del sistema magnetico di Lhc nel 2001-07. Propone ilprogetto Hilumi, di cui assume la direzione, ed è tra i proponenti di High Energy Lhc e di Fcc.

Link sul web

http://tlep.web.cern.ch/

http://lpap.epfl.ch/page-54797-en.html

https://www.linearcollider.org/ILC



[as] riflessi

Magneti per il futuro.di Eleonora Cossi

Asg Superconductors è un’azienda italiana che vanta una storiadi tecnologia di frontiera nel campo dei magneti convenzionali esuperconduttori che risale agli anni ’50. Dalle officine dell’UnitàMagneti del gruppo industriale Ansaldo, diventato nel 2001 AsgSuperconductors, sono usciti magneti che sono stati impiegatinei più importanti laboratori ed esperimenti di fisica delle alteenergie europei, tra cui i dipoli per il progetto Elettra a Trieste edHera ad Amburgo, i quadrupoli per il progetto Esrf a Grenoble ebarre e quadrupoli per l’acceleratore Lep del Cern. Durante lacostruzione di Lhc i “tecnici” di Asg hanno realizzato 400magneti destinati all’acceleratore e ai rivelatori degli esperimentiCms e Atlas e oggi l’azienda è impegnata nella produzione dinuovi magneti superconduttori per Hilumi. “Da circa un anno, ingegneri di Asg stanno lavorando presso ilaboratori del Cern per progettare i magneti che consentiranno aLhc di raggiungere valori di luminosità più elevati.Contemporaneamente, personale di officina sta contribuendoanche al trasferimento di quelle metodologie costruttiveindispensabili per realizzare il nuovo acceleratore”, ci raccontaVincenzo Giori, amministratore delegato di Asg Superconductors.

[as] In particolare, a quali magneti sta contribuendo l’azienda?

[Vincenzo Giori]: Asg sta collaborando alla progettazione ecostruzione dei magneti quadrupolari e dipolari, responsabili, iprimi, della corretta focalizzazione del fascio durante le sueorbite nell’acceleratore e, i secondi, della definizione dellatraiettoria di orbita di fatto seguita dal fascio.

[as] Cosa caratterizza questi nuovi magneti?

[Vincenzo Giori]: La caratteristica distintiva dei magneti su cuistiamo lavorando è il tipo di materiale superconduttore usato, ilniobio-3-stagno (Nb3Sn) mai impiegato prima d’ora per lacostruzione di acceleratori a causa della particolare complessitàtecnologica che la loro costruzione comporta. A differenza delpiù frequentemente usato niobio-titanio (Nb-Ti), il niobio-3-stagnoconsente un maggiore trasporto di corrente elettrica, ma deveessere sottoposto a un trattamento termico a 650°C, altrimentisi comporta come un pessimo conduttore.

[as] La superconduttività ha applicazioni promettenti in ambitiche vanno dalla fusione termonucleare all’ottimizzazione dellereti elettriche e alle applicazioni medicali. Quali applicazioni siintravedono per il niobio-3-stagno?

[Vincenzo Giori]: Il niobio-3-stagno è l’unico materiale affidabileche consente ad oggi di produrre campi magnetici oltre 20 tesla,con ricadute potenzialmente crescenti nello studio di nuovifarmaci. Tuttavia, per diffonderne l’utilizzo ad altri settoriapplicativi dovrebbe migliorare drasticamente in termini di costoe praticità di utilizzo.

a.Vincenzo Giori, amministratoredelegato della Asg Superconductorscon sede a Genova.


Dietro le quinte dell’universoIpotesi sulla materia oscura

di Gianfranco Bertone

Se osservate il cielo da un luogosufficientemente buio, la Via Lattea viapparirà come una striscia di luce diffusache attraversa tutto il firmamento.Realizzare che ciò che James Joycechiamò “l’infinita lattiginosa via latteascintillante” altro non è che il disco distelle e gas della galassia in cui viviamo,visto “dal di dentro”, è una rivelazioneche dà al cielo una nuova prospettiva erestituisce la giusta profondità a uncosmo che ci appare altrimentischiacciato su un’immaginaria voltaceleste.Nella galassia in cui viviamo – la ViaLattea, appunto – c’è però, secondo lacosmologia moderna, molto più di quantosia visibile a occhio nudo. Non solo c’èpiù materia di quanta se ne riesca avedere anche con i nostri più potentitelescopi, ma, come sappiamo oggi, talemateria non è fatta di stelle, pianeti,comete, asteroidi o gas: è qualcosa di

fondamentalmente diverso da qualunquealtra sostanza sia mai stata osservata neinostri laboratori. Viene chiamata materiaoscura, perché non emette né assorbeluce, ma il nome è particolarmenteappropriato per una sostanza la cui naturaè avvolta nel mistero.Ci volle del tempo prima che la comunitàscientifica accettasse questaconclusione, ma dopo decenni di ricerchepioneristiche, alla fine degli anni ’70 leprove per l’esistenza della materiaoscura diventarono praticamenteinconfutabili. Alle misure disponibiliallora, come le anomalie nelle velocità dirotazione di stelle e gas a grandidistanze dai centri galattici el’inspiegabile velocità di galassieraggruppate in grandi ammassi, siaggiunge oggi l’analisi della cosiddettaradiazione cosmica di fondo, scopertanel 1964 da Arno Penzias e RobertWilson e misurata con straordinaria

precisione da satelliti come Wmap dellaNasa nel 2003 e, recentemente, Planckdell’Agenzia Spaziale Europea (vd. inAsimmetrie n. 15 p. 33, ndr). Come un iceberg di cui vediamo solo lapunta (vd. in Asimmetrie n. 14 p. 9, ndr),ma di cui intuiamo una parte sommersaattraverso l’applicazione delle leggi dellafisica, l’universo che ci è familiarerappresenta solo una piccola parte, il 5%circa, della materia-energia complessiva.Identificare la natura del restante 22%,composto di materia oscura, e del 73%,composto di energia oscura (vd. p. 30,ndr), è uno degli obiettivi centrali dellacosmologia moderna. Ma come si fa a cercare qualcosa di cuinon si conosce nulla? Una delle idee piùinteressanti, e forse quella su cui siconcentra maggiormente l’attenzionedella comunità scientifica oggi, è che lamateria oscura sia composta di un nuovotipo di particelle elementari, chiamategenericamente Wimp (Weakly InteractingMassive Particles), cioè ‘particelle pesantiche interagiscono debolmente’. Le Wimpsono interessanti per diversi motivi: laloro esistenza è predetta da nuove teoriedi fisica delle particelle – come adesempio la supersimmetria – che cercanodi spiegare ed estendere il modellostandard della fisica delle particelle;possono essere prodotte facilmente nellagiusta quantità pochi istanti dopo il BigBang; e possono essere scoperte conuna serie di esperimenti attivi oggi o nelprossimo futuro.

24 > 25

a.La galassia in cui viviamo, la Via Lattea,è composta da un disco di stelle e gas,visibile nel cielo a occhio nudo comeuna striscia luminosa, e da grandiquantità di materia invisibile, la materiaoscura, che ne supporta la struttura.


Tra questi esperimenti spiccano perdimensioni titaniche e potenzialeinteresse gli esperimenti Atlas e Cms delLarge Hadron Collider (Lhc), grazie aiquali il bosone di Higgs è stato scopertonel 2012. Se la materia oscura ècomposta da Wimp, potrebbe essereprodotta nelle collisioni tra i protoniaccelerati ad altissime energie e fatticollidere al centro degli esperimenti Atlase Cms. Tutte le particelle note lascianouna traccia nei sensori di questi dueesperimenti, ma non le Wimp, chescomparirebbero senza lasciare traccia,portando via una parte dell’energia dellacollisione e manifestando così la loropresenza (vd. p. 15, ndr). Una seconda classe di esperimenti, dettidi “rivelazione diretta”, ricercanol’energia depositata da particelle dimateria oscura che penetrano in essi ecollidono con i nuclei atomici al lorointerno. Ci sono due grossi problemiperò. Il primo è che le particelle dimateria oscura interagisconodebolmente, quindi gli esperimentidevono essere molto sensibili esufficientemente grandi da permettere dirivelare un numero di eventistatisticamente significativo. Il secondo èche tantissime particelle “ordinarie”,provenienti dallo spazio profondo,penetrano nel rivelatore attivandolo incontinuazione. Per schermare questiraggi cosmici bisogna portare gliesperimenti in laboratori sotterranei,come i Laboratori Nazionali del GranSasso. Attualmente decine diesperimenti sono in funzione, tra cuil’esperimento Dama (vd. p. 37 inAsimmetrie n. 4, ndr), che ha osservatoper la prima volta una modulazioneannuale del numero di eventirivelati, caratteristica aspettata per la

materia oscura, in quanto la Terra, nelsuo moto annuale di rivoluzione intornoal Sole, dovrebbe sperimentare un“vento” di particelle di materiaoscura con intensità variabile con lavelocità della Terra rispetto alla galassia.A partire da quest’anno, un esperimentodi nuova generazione, Xenon1Ton,diventerà il più sensibile al mondo.Infine, la materia oscura può essereidentificata in maniera “indiretta”,attraverso le particelle – ad esempioparticelle di antimateria – prodotte daparticolari interazioni dette di auto-annichilazione, in cui due particelle dimateria oscura collidono, trasformandola loro massa in energia. Tra i risultatipiù interessanti finora ottenuti in questosettore, c’è la scoperta di un eccesso diraggi gamma, cioè di fotoni di altissimaenergia, osservato dal telescopiospaziale Fermi verso il centro dellaGalassia, che sembra avere lecaratteristiche di un segnale di materia

oscura, nonché il recente risultato diAms-02 (vd. p. 26, ndr).Oltre alle Wimp, molte altre soluzionisono state proposte per spiegare lamateria oscura. Ipotetiche particellecome assioni, neutrini sterili, particellespecchio e molte altre con nomi ancorapiù esotici popolano gli articoli scientifici(vd. fig. b), ricordando un po’ quegliantichi bestiari medievali popolati dicreature mitologiche e immaginarie. Proprio come alcuni di quei “mostri” sirivelarono essere versioni, sia purdistorte, di animali reali, la scienzamoderna cerca tra le particelleimmaginate dai fisici teorici di tutto ilmondo quelle che spiegherebbero ilmistero della materia oscuranell’universo. E mentre ci inoltriamo inquesto viaggio sospesi tra l’infinitamentepiccolo e l’infinitamente grande,impariamo ogni giorno qualcosa in piùsulla struttura ed evoluzione dell’universoe sul ruolo che abbiamo in esso.

b.I fisici teorici hanno proposto diversipossibili candidati a ricoprire il ruolodi materia oscura. Il grafico neriporta alcuni, mostrando perognuno di questi i possibili valoridella massa, riportata sull’asseorizzontale, e della probabilità diinterazione con la materia ordinaria,misurata dalla sezione d’urto,riportata sull’asse verticale. Icandidati ricercati più attivamentesono le Wimp.


BiografiaGianfranco Bertone è professore e coordinatore del centro di eccellenza in Astroparticelle eGravitazione dell’Università di Amsterdam. È autore del libro Behind the Scenes of the Universe edell’app Dark Matter disponibile su iTunes ad esso collegata.

Link sul web

http://www.lescienze.it/topics/news/materia_oscura-711451/

http://www.lngs.infn.it/lngs_infn/contents/lngs_it/public/educational/physics/dark_matter/

http://www.perimeterinstitute.ca/videos/behind-scenes-universe-higgs-dark-matter


Notizie dalla stazionespazialeAntimateria e materia oscura al vaglio di Ams

di Bruna Bertucci

“[…] dobbiamo considerare un puro caso, che la Terra (e presumibilmente l’intero sistemasolare) contenga una preponderanza di elettroni negativi e di protoni positivi. Tuttavia, èpossibile che per alcune stelle valga il contrario, ossia che esse siano costituite principalmenteda positroni (elettroni positivi, ndr) e protoni negativi…”. Terminò così, Paul Dirac, il discorso inoccasione del conferimento del premio Nobel il 12 dicembre del 1933.La conclusione del discorso di Dirac rappresenta idealmente il punto di partenza per l’avventuradell’Alpha Magnetic Spectrometer (Ams-02), a cui partecipano per l’Italia l’Infn e l’Asi (AgenziaSpaziale Italiana), uno strumento che ora si trova sulla Stazione Spaziale Internazionale (Iss)concepito per cercare proprio i deboli segnali di antiparticelle di materia nel flusso ininterrottodei raggi cosmici che popola lo spazio attorno alla Terra.La ricerca di questi segnali che appartengono all’infinitamente piccolo può infatti fornire gli indizinecessari a risolvere alcuni dei misteri ancora insoluti dell’infinitamente grande: l’universo.Il primo mistero è legato alla predominanza di particelle di “materia” attorno a noi (labariogenesi): dove sono finite le particelle di antimateria? Nei primi istanti di vita dopo il BigBang siamo infatti portati a supporre che l’universo fosse “simmetrico”, ossia popolato in egualmisura di particelle elementari di materia e delle loro antiparticelle. La loro naturale e violentaannichilazione ha apparentemente condotto alla scomparsa dell’intera popolazione diantiparticelle e l’universo si sarebbe quindi evoluto a partire dalle particelle di materia – una

26 > 27

a.Un selfie scattato in orbita da unastronauta: in alto a sinistra èvisibile l’esperimento Ams-02installato sulla struttura della Iss.


parte su un miliardo – sopravvissuteall’annichilazione. Non esistono ad oggigiustificazioni teoriche sufficienti aspiegare la nascita di quest’asimmetria.Trovare quindi dei nuclei di anti-elio o dielementi più pesanti, che non possonoessere prodotti naturalmente in ununiverso fatto di sola materia, aprirebbeun nuovo scenario in cui l’antimateria nonsarebbe scomparsa, ma solo confinata inregioni dell’universo lontane dalla Terra.Il secondo mistero è la natura dellamateria che compone il nostro universo.Solo il 5% del contenuto di massa-energiadel nostro universo è attribuibile allamateria ordinaria di cui siamo fatti,sostanzialmente protoni, neutroni edelettroni, mentre circa il 22% èrappresentato da particelle di materiaoscura, nuove specie di particelleelementari debolmente interagenti con lamateria ordinaria e quindi “invisibili” aitelescopi sensibili alla luce prodotta dalleinterazioni elettromagnetiche dellamateria. Ma da rare collisioni di particelledi materia oscura (che scontrandosi tra diloro si auto-annichilano), possono esseregenerati fotoni, particelle e antiparticelledi materia ordinaria (elettroni/positroni,

protoni/antiprotoni), il cui flusso sisovrappone a quello dei raggi cosmici.Pur esistendo diverse teorie e ipotesisulla natura della materia oscura e molteincertezze sul numero di collisioni attese,in tutti gli scenari possibili i flussi diparticelle prodotti dalle collisioni dimateria oscura sono di diversi ordini digrandezza più piccoli rispetto a quellidelle particelle dei raggi cosmici,prevalentemente protoni, nuclei di elio edelementi più pesanti con una piccolapercentuale (1%) di elettroni. L’unicasperanza per individuare un segnale dimateria oscura sono i flussi diantiparticelle, particolarmente deboli neiraggi cosmici ordinari. Abbondanze dicirca un antiprotone ogni 10.000 protonie di un positrone ogni 10 elettroni sonoattese a causa delle collisioni dei raggicosmici con il mezzo interstellare: questiflussi possono essere paragonabili aquelli attesi dalla materia oscura ecostituiscono quindi un “fondo” controcui lottare ad armi pari nella caccia anuovi fenomeni.Sperimentalmente, la prima sfida nelcercare segnali deboli come le particelledi antimateria richiede di intercettare i

raggi cosmici prima che essi abbiano lapossibilità di interagire con l’atmosferaterrestre, generando un flusso diparticelle di antimateria che potrebberofalsare la misura. Per questo motivo irivelatori dedicati a questo tipo di ricercasono inviati negli strati superioridell’atmosfera con palloni aerostatici omessi in orbita nello spazio con satelliti,come Pamela o Fermi, o a bordo dellaIss, come Ams-02.La seconda sfida è quella di riuscire araccogliere un campione significativo diparticelle. Il numero di antiparticelleatteso alle energie interessanti peridentificare nuovi fenomeni è di pochecentinaia di eventi all’anno per superficiesposte dell’ordine del metro quadro.Tuttavia, i limiti di peso e potenzaelettrica per far funzionare unostrumento nello spazio impediscono diaumentare a piacimento le dimensionidegli apparati. Pertanto, l’unicaalternativa è quella di progettarestrumenti in grado di operare con altaefficienza per anni.Ma il punto fondamentale è quello diriuscire a identificare con precisione lerare antiparticelle: un elettrone o un


b.L’esperimento Ams-02 al KennedySpace Center della Nasa pocoprima del suo inserimento nel vanodi carico dello Shuttle Endeavour.


protone differiscono dalle loro antiparticelle solo per il segnodella carica elettrica. Solo l’effetto di un campo magnetico, ingrado di curvare in direzioni opposte particelle positive enegative può separare particelle e antiparticelle. Allo stessotempo, un positrone e un protone hanno entrambi lo stessovalore della carica elettrica, positiva, ma c’è solo un positroneogni 1000 protoni. Per separare le due specie, come pure perseparare gli antiprotoni dai più abbondanti elettroni, ènecessario sfruttare le differenti maniere con cui le due specieinteragiscono con la materia. L’esperimento Ams-02 è stato quindi concepito come unospettrometro magnetico, il cui cuore è formato da un magnetepermanente e un rivelatore di tracce costituito da circa 6,4 m2

di sensori a microstrip di silicio organizzati in nove differentistrati, in grado di misurare la posizione delle particelle cheattraversano l’apparato con un’accuratezza di 10 micrometri.Altri cinque strumenti completano l’apparato, per definire conprecisione l’identità delle particelle che lo attraversanomediante misure complementari e indipendenti. Le tecniche utilizzate e la complessità dell’apparato sonocomparabili a quelle dei più moderni strumenti operanti negliacceleratori di particelle, ma adattate per operare in unambiente spaziale. Ams-02 opera continuativamente, dalmaggio 2011, a bordo della stazione spaziale internazionale, inorbita a circa 400 km dalla superficie terrestre, assorbendouna potenza complessiva di 2kW – meno di una lavatrice! Ledimensioni dell’apparato di 3 metri di larghezza per 3 metri dilunghezza e 5 metri di altezza, con un peso complessivo dicirca 7 tonnellate, lo rendono un gigante nello spazio, macorrispondono a una piccola frazione del tipico esperimento

che opera in Lhc. Il controllo dell’esperimento avviene adistanza, mediante la rete satellitare della Nasa, che permettedi comunicare con la Iss e attraverso cui vengono anchescaricati i dati dei suoi circa 300.000 canali di elettronica.Nella sala di controllo del Cern e nella sua gemella a Taiwan, ifisici di turno verificano 24 ore su 24 che non ci siano probleminell’apparato e reagiscono in tempo reale, aggiustando iparametri di controllo dell’esperimento in base alle necessitàche si presentano a bordo della stazione. Nei primi trenta mesi di presa dati, Ams-02 ha raccolto isegnali provenienti da circa 40 miliardi di particelle cosmiche,una statistica superiore a quella accumulata dall’insieme ditutti gli esperimenti condotti nel corso del secolo che ci separadalla scoperta dei raggi cosmici. Tra queste particelle, sonostati identificati circa 10 milioni di elettroni e circa un milionedi positroni, con cui è stata effettuata la misura del rapportotra i positroni sull’insieme di elettroni e positroni, raggiungendoun limite di energie finora inesplorato per questi componentidella radiazione cosmica. Questo risultato conferma uneccesso di positroni rispetto alle abbondanze naturaliaspettate nei raggi cosmici, come già osservato in precedenzada Pamela e nei primi 18 mesi di operazione di Ams-02,estendendo l’intervallo di energia misurata e migliorandone laprecisione. Ciò è di estrema importanza per tracciare unidentikit di possibili sorgenti di antimateria. Una di questesorgenti potrebbero essere proprio le collisioni di materiaoscura (vd. approfondimento).Ma l’aumento della frazione di positroni è dovuta a unasorgente aggiuntiva di positroni o a una “sparizione” dielettroni? Lo studio del flusso separato di elettroni e positroni

28 > 29

c.Lo Shuttle Endeavour, che nel2011 ha portato Ams-02 sulla Iss,sulla rampa di lancio del KennedySpace Center di Cape Canaveral, inFlorida.


ne caratterizza con estrema precisione l’andamento conl’energia. I risultati indicano chiaramente che non ci sonobrusche variazioni spettrali del flusso di elettroni, confermandoquindi che l’andamento con l’energia della componente deipositroni richiede la presenza di nuovi fenomeni per la loroproduzione. Queste osservazioni sono interpretabili con il flusso dipositroni generato nelle collisioni di particelle di materia oscura(in particolare, i neutralini) di massa dell’ordine di 1 TeV.Tuttavia, per stabilire se l’origine dell’eccesso dei positroni èrealmente legata alla materia oscura o se sia dovuto a sorgentiastrofisiche, ad esempio pulsar vicine al nostro pianeta, dovràessere determinato il tasso di decrescita della frazione (vd. fig. 1)

e confrontato l’effetto osservato con quello misurato in altrecomponenti di antimateria, ad esempio gli antiprotoni. D’altra parte, la missione di Ams-02 è solo all’inizio, e siprevede che l’esperimento continuerà la sua presa dati durantetutta la vita operativa della Iss, quindi ancora un decennio diosservazioni e misure lo attendono, per proseguire la cacciaall’antimateria e osservare o definitivamente escludere lapresenza di anti-elio nel nostro universo. Allo stesso tempo, lemisure di composizione e di spettro energetico dei raggicosmici ordinari permetteranno di avanzare nello studio delleloro sorgenti e dei meccanismi con cui giungono a noiattraversando la galassia, l’eliosfera e la magnetosferaterrestre.


BiografiaBruna Bertucci è professore di fisica presso l’Università di Perugia. La sua attività di ricerca nasce nelcampo delle particelle elementari alla fine degli anni ’80 con la partecipazione agli esperimenti del Lep delCern. Dalla fine degli anni ’90 si dedica prevalentemente allo studio sperimentale dei raggi cosmici nellospazio, prima con l’esperimento Ams-01 e quindi con Ams-02, di cui è attualmente responsabile italiano.

Link sul web

www.ams02.org

http://www.asdc.asi.it/


Positroni di troppo

Come si vede in fig. 1, la frazione di positroni osservata da Ams-02 crescerapidamente a partire da un'energia di 8 GeV, indicando l’esistenza di una nuovasorgente di questa componente di antimateria, rispetto a quanto previsto dallaproduzione “standard” di positroni nella radiazione cosmica. L’eccesso osservatodi positroni appare isotropo (cioè ha la stessa intensità qualunque sia ladirezione di osservazione) entro un’incertezza del 3%, suggerendo che non cisiano direzioni particolari da cui nasce questo eccesso di positroni. Un'analisi

dettagliata della frazione di positroni con l’energia mostra un andamentograduale del suo tasso di crescita, escludendo variazioni improvvise, picchi oavvallamenti, e sembra indicare il raggiungimento di un valore massimo a energieattorno ai 275 GeV. Continuando l’osservazione nei prossimi anni, la misura saràestesa a energie ancora superiori e questo potrà aiutarci a migliorare lacomprensione della natura del fenomeno osservato e descriverne ancora piùaccuratamente le sue caratteristiche.

1.Elaborazione grafica della misura effettuata da Ams-02 della frazione di positronirispetto alla somma di elettroni e positroni (punti rossi). In azzurro l’andamento attesodai raggi cosmici. La curva verde è quella che meglio descrive i dati sperimentali.


… che muove il Solee l’altre stelle Costante cosmologica, energia oscura ed espansionedell’universo

di Luca Amendola

Nelle prime pagine del De Caelo,Aristotele, come chissà quante altrepersone prima di lui, si pone unadomanda del tutto naturale: perché il cieloe gli astri non ci cadono addosso? Maessendo egli Aristotele e non unnottambulo distratto, si chiede anchesubito dopo: perché gli astri non siallontanano da noi?L’idea che l’universo potesse essere unsistema in evoluzione si affacciava cosìper la prima volta nella galleria dellegrandi idee. Ma come diceva Bohr, il

contrario di una grande idea è un’altragrande idea. Per i due millenni successivi,filosofi, teologi e i primi scienziati modernisi trovarono quasi tutti concordinell’affermare che il cosmo era in realtàun’entità statica, eterna, immobile nellasua struttura.Einstein stesso, nei suoi primi lavoridedicati alla cosmologia, non riuscì a faremeglio di Aristotele, quasi ripetendone lestesse parole: il cielo è immutabile, quindil’universo è statico. Ma essendo egliEinstein, e non un vacuo sofista, capìrapidamente che per mantenere staticol’universo occorreva escogitare il modo diresistere alla forza universale dellagravità. Poiché la gravità è sempreattrattiva e agisce su ogni particella,partendo da una distribuzione staticala materia è destinata a collassare su sestessa. La soluzione immaginata daEinstein nel 1917, la famosa costantecosmologica, iniziò così la sua luminosa epoliedrica carriera. Pochi anni dopo, alcuniastronomi, Edwin Hubble in testa,scoprirono che l’universo si espande o,più correttamente, che tutte le galassiepossiedono un moto che le allontanasempre di più l’una dall’altra. Lacosmologia moderna, basata finalmentesu dati e non su elucubrazioni, avevaufficialmente inizio.Per spiegare un’espansione nonaccelerata, come quella che leosservazioni sembravano allorarichiedere, la costante cosmologica nonera però necessaria e l’idea di Einsteinrimase dormiente per qualche decennio.Dormiente ma non dimenticata, perché,anche se non richiesta, la costantecosmologica è come un genio della

a.Il sistema geocentrico (o tolemaico)perfezionato nel De Caelo daAristotele, che ne diede uninquadramento concettuale quasiuniversalmente accettato per circadue millenni dai dotti, per i quali ilcosmo era un’entità statica, eternae immobile nella sua struttura.

30 > 31


lampada: una volta uscita, non vuole piùrientrare. Secondo la fisica quantistica deicampi la costante cosmologica è unaproprietà intrinseca del vuoto e non c’ènessuna ragione evidente per ritenere chesia nulla. Tutt’altro: conti che si possonofare sul tradizionale tovagliolo del barmostrano che questa “energia del vuoto”dovrebbe avere un valore gigantesco, taleda far immediatamente “esplodere” ocollassare l’intero universo. Conti,ammettiamolo, piuttosto azzardati, maindicativi del fatto che c’è qualcosa diprofondo nella costante cosmologica checi sfugge completamente.Il più spettacolare come-back nella storiadella fisica irrompe inatteso nel 1998.Due gruppi di astronomi e fisici, guidati daSaul Perlmutter, Brian Schmidt e AdamRiess, pubblicano i risultati di una ricercadurata quasi un decennio. Proprio comeHubble cinquant’anni prima, i due gruppiavevano misurato velocità e distanza dioggetti lontanissimi, non galassiestavolta, ma supernovae dette di tipo Ia,osservabili fino a distanze mille voltesuperiori a quelle di Hubble. Questesupernovae esplodono quandoraggiungono una soglia fissa, dettamassa di Chandrasekhar. La loroluminosità massima è quindirelativamente costante,indipendentemente dai dettaglidell’esplosione. Misurando il flussoluminoso che giunge ai nostri telescopi,

possiamo stimare in maniera diretta ladistanza delle sorgenti, perché il flussopercepito decresce con l’inverso delquadrato della distanza, con opportunecorrezioni dovute all’espansione cosmica.La conclusione dei due gruppi di ricerca fusconvolgente: i dati mostravanochiaramente un universo in accelerazione,inspiegabile senza una costantecosmologica o qualcosa che glisomigliasse molto. Una nuova inflazionecosmica (vd. in Asimmetrie n. 15 p. 37,ndr) dunque, non più persa nellontanissimo passato, ma fiorente propriosotto i nostri occhi.In quell’avverbio, “chiaramente”, è statain realtà immeritatamente compressaun’infinità di diabolici dettagli. Prima dipoter giungere alla costante cosmologica(e al Nobel assegnato a Perlmutter,Schmidt e Riess nel 2011) fu necessarioun enorme lavoro di controllo dei risultatie di tutte le possibili spiegazionialternative.La costante cosmologica, indicatauniversalmente con il simbolo Λ, hamolte misteriose proprietà. La piùimportante è che si tratta di una forma dienergia che non si diluisce conl’espansione, ma che resta, appunto,costante. Questa è una conseguenza diun’altra inusuale caratteristica, la suaforte pressione negativa. In relativitàgenerale, la pressione esercita una forzadi gravità proprio come la massa.

Essendo negativa, la forza che ne risultaaccelera l’espansione, invece dirallentarla come fanno la materiaordinaria e la materia oscura. Una sortadi antigravità, quindi, anche se non moltopratica per gli scrittori di fantascienza,perché, essendo assolutamenteomogenea, non può essere modellata apiacimento per farne antipianeti, antistellee motori antigravitazionali.Una conseguenza immediata del suovalore indipendente dal tempo è che lacostante cosmologica continuerà adaccelerare l’espansione per sempre,anche quando la densità di materia e laradiazione saranno scese a livelliimpercettibili. Oggi si stima che lacostante Λ sia responsabile del 73%dell’energia dell’universo e che questapercentuale è destinata ad aumentare neiprossimi miliardi di anni a causadell’espansione dell’universo.I risultati delle supernovae vennero prestoconfermati da molte altre osservazioni, daquelle della radiazione cosmica di fondoalle perturbazioni nella distribuzione dellegalassie. Ma per quanto sempre piùprecisi, i dati non permettono ancora distabilire una volta per tutte se la costanteΛ sia l’unica spiegazione possibile. Nel varco aperto da questa incertezza, eforti dei problemi fondamentali che lafisica quantistica associa all’energia delvuoto, i cosmologi hanno prodotto moltealtre interessanti ipotesi.


b.L’evoluzione delle distanzecosmiche dal momento del BigBang iniziale. Dopo la fase inizialeinflazionaria (qui non illustrata), equella rallentata, lo spazio inizia aespandersi in modo acceleratosotto l’azione dell’energia oscura.Tra le ipotesi sull’andamento futuro,sono qui illustrate il collasso finale(Big Crunch) e il Big Rip, unaespansione talmente veloce dadistruggere tutte le strutture fisiche,dalle stelle agli atomi.


Come l’inflazione cosmica primordiale puòessere stata indotta da una “particella”, omeglio un campo, chiamato inflatone, cosìl’accelerazione recente potrebbe esseredovuta, invece che alla costantecosmologica, al lavorio nascosto di uncampo/particella chiamato energiaoscura o quintessenza (riecco Aristotele!)o semplicemente campo scalare. Come tutti i campi, esso si estende e sipropaga in tutto lo spazio e ha una suadinamica. Come tutte le particelle,l’energia oscura possiede anche unamassa, anche se talmente minuscola danon essere direttamente misurabile conalcun acceleratore: la sua lunghezzad’onda associata la rende infatti una

particella veramente impalpabile,distribuita su distanze pari all’interouniverso.L’energia oscura o quintessenzaassomiglia alla costante cosmologica, manon è esattamente costante e quindi lasua densità varia lentamente nel tempo epuò perfino fluttuare e addensarsileggermente nello spazio. C’è infine un’altra suggestiva possibilità:che l’accelerazione dell’espansionedell’universo sia dovuta in realtà a unanuova forza oscura, in grado di esercitarela sua azione direttamente sulla materia,proprio come la gravità, il campoelettromagnetico o le due forze nuclearifondamentali. Questa “quinta forza”

sarebbe quasi indistinguibile dalla gravitàstessa, tanto da essere anchedenominata gravità modificata. Leconseguenze di una gravità modificatapotrebbero essere innumerevoli: l’interaepopea dell’universo dovrebbe essereriscritta tenendo conto di un nuovopotente fattore, ben al di là della semplicecostante cosmologica.Tutte queste ipotesi sono al centro deglisforzi osservativi e teorici dellacosmologia. Una delle imprese piùambiziose è il satellite Euclid dell’Esa,con ampia partecipazione italiana, il cuilancio è previsto per il 2020. Euclid saràun telescopio dedicato alla cosmologiacapace di catalogare in cinque anni glispettri (e quindi la distanza attraverso ilredshift) di cinquanta milioni di galassie ele immagini di altre due miliardi, creandoun’accurata mappa cosmicatridimensionale in un volume pari a uncubo il cui lato misura miliardi di anniluce. La distribuzione delle galassie saràconfrontata con quella predetta dalle varieteorie dell’energia oscura e combinatacon tutti i dati che via via si renderannodisponibili. Il risultato sarà una misuraaltamente precisa di tutti i principaliparametri cosmologici, inclusa la densitàdi materia ed energia oscura, la massadei neutrini, lo spettro delle fluttuazioniinflazionarie primordiali, il tasso diespansione a varie distanze.La speranza è che nelle pieghe dellamappa di Euclid possiamo finalmenteleggere l’identità della costantecosmologica o energia oscura o gravitàmodificata. La certezza è che Euclid e glialtri esperimenti simili ci forniranno unavisione estesa e allo stesso tempoprofonda del nostro universo e ciaiuteranno a capire finalmente perché maiil cielo non ci cada sulla testa.

32 > 33

BiografiaLuca Amendola è stato ricercatore astronomo all’IstitutoNazionale di Astrofisica (Inaf, Osservatorio di Roma) finoal 2009 ed è attualmente professore di fisica teoricapresso l’Università di Heidelberg (Germania). Ha passatoperiodi di ricerca al Fermilab di Chicago, in Francia,Germania, Giappone. È autore di un libro divulgativo (IlCielo Infinito, Sperling).

Link sul web

http://science.nasa.gov/astrophysics/focus-areas/what-is-dark-energy/

http://hubblesite.org/hubble_discoveries/dark_energy/de-what_is_dark_energy.php

http://sci.esa.int/euclid/42267-science/

http://www.focus.it/cultura/che-cosa-sono-la-materia-e-l-energia-oscura

c.Immagine artistica del satellite Euclid.



[as] spazi

Il Cern fa scuola.di Catia Peduto

È giunta alla seconda edizione lacompetizione del Cern “Una linea difascio per le scuole” (A beamline forschools), che offre agli studenti dellescuole superiori di tutto il mondo lapossibilità di partecipare a un vero eproprio esperimento, utilizzando unfascio di particelle di uno degliacceleratori del Cern. Al concorso sono ammesse squadre di unmassimo di 30 studenti, che abbianocompiuto i 16 anni di età e che sianocoordinate da almeno un adulto. L’iter diapprovazione per vincere la competizionerispecchia quello che vale per ognicollaborazione di ricerca. Entro finegennaio di ogni anno le squadredesiderose di partecipare devonoregistrarsi sul sito del Cern, inviando unalettera motivazionale. Proprio come per levere collaborazioni di ricerca, se questaviene accettata dal comitato scientifico,entro fine marzo la squadra deveformulare una proposta per unesperimento da fare con il fascio (ingergo, linea di fascio) che il Cern mette adisposizione, composta di una parte

scritta in inglese e un video. Per aiutare insegnanti e studenti apartecipare, il Cern introduce i concetti dibase relativi ai fasci e alle particelleattraverso dei video pubblicati online e deihangout sul social network Google+. Incaso di vincita, nove studenti dellasquadra potranno recarsi per unasettimana come ospiti al Cern durantel’estate e condurre l’esperimento chehanno ideato. Successivamente, i restanticomponenti della squadra potrannopartecipare all’analisi dei dati. Comepremio di consolazione per le squadre chenon vincono, invece, c’è la possibilità diavere la precedenza nel caso volesseroandare in visita al Cern, partecipare alleMasterclass (vd. Asimmetrie n. 4 p. 47,ndr) oppure (per gli insegnanti coinvolti)iscriversi ai programmi di formazionespecifici del Cern.Alberta Boato, professoressa di scienzedel liceo scientifico Angelo Messedaglia diVerona, l’anno scorso ha coordinatoquattro squadre di ragazzi. “Ho vistol’avviso del concorso sul sito del Cern unasettimana prima della scadenza. Allora ho

messo un post sulla pagina Facebookdegli studenti e nel giro di tre giorni sisono costituite le squadre”, ci racconta laprofessoressa. “È stata un’esperienzamolto intensa e travolgente fin da subito el’entusiasmo dei ragazzi e la loro fantasiaun vero fiume in piena!”. Delle 300 proposte arrivate al Cern nel2014, 85 erano italiane (un recordassoluto sulle altre nazioni). Ad esempio,la squadra Mixedmess del liceo veroneseha proposto di usare il fascio per produrreneutrini con cui irraggiare un isotopo avita breve, mentre la squadra Girlspoweravrebbe voluto provare a selezionare unfascio molto sottile di protoni per indagarela composizione dei minerali inclusiall’interno dei diamanti in maniera nondistruttiva. Mixedmess e Girlspower nonce l’hanno fatta. Altre tre squadre italianesono entrate nella finalissima, ma ilpremio è andato a una greca, che avevaproposto di investigare il decadimento deipioni per studiare l’interazione debole, euna olandese, che proponeva la crescitadi cristalli per realizzare un calorimetro datestare nel fascio del Cern.

a.Alcuni vincitori della competizioneA beamline for schools del 2014davanti alla linea di fascio T9 alCern nel settembre scorso.


Misteri sfuggentiMassa e natura dei neutrini

di Carlo Giunti

I neutrini sono le particelle elementari conosciute piùmisteriose. Fanno parte delle particelle fondamentali delmodello standard e le loro caratteristiche di interazionene hanno determinato, storicamente, la formulazione, maa tutt’oggi, ottantacinque anni dopo l’ipotesi di WolfgangPauli e cinquantanove anni dopo la prima osservazionesperimentale da parte di Clyde L. Cowan e FrederickReines (vd. approfondimento), non si conoscono ancoraalcune delle loro proprietà fondamentali: il valore dellemasse, la loro natura (se si tratta di cosiddetti neutrini diDirac o di Majorana) e il loro numero (cioè se ci sono deineutrini non-interagenti detti sterili, in aggiunta ai treneutrini interagenti conosciuti, elettronico, muonico e deltau, detti attivi). Ci sono inoltre buoni motivi per pensareche le caratteristiche sconosciute dei neutrini sianolegate a una nuova fisica oltre il modello standard. Una quantità di fondamentale importanza per ogniparticella, come per ogni corpo, è la sua massa, che nedetermina le proprietà di propagazione e interazione.Attualmente conosciamo il valore delle masse di tutte leparticelle del modello standard eccetto dei neutrini, le cuimasse sono talmente piccole, che fino a circa quindicianni fa non esisteva neanche una prova inconfutabile delfatto che la loro massa fosse non nulla. Questa prova èarrivata dall’osservazione dell’oscillazione dei neutrini, ilmescolamento tra neutrini di diverso tipo (o sapore) cheporta, ad esempio, alla trasformazione di un neutrinoelettronico in muonico. Il fenomeno, propostoindipendentemente negli anni ’60 da Pontecorvo e daZiro Maki, Masami Nakagawa e Shoichi Sakata, dipendedalla distanza percorsa dal neutrino, dalla sua energia edalla differenza di massa.

a.Clyde L. Cowan e Frederick Reines (dasinistra) con il rivelatore con cui hannoosservato per la prima volta un neutrinoa Hanford (Washington) nel 1956.

34 > 35



Dalle misure di oscillazione conosciamo le differenze tra lamassa di neutrini diversi. Queste sono piccolissime e, quindi,sappiamo che essi hanno una massa, ma non è ancora statopossibile misurarne il valore assoluto. Il limite superiorestabilito sperimentalmente è di circa 250 mila volte piùpiccolo della massa dell’elettrone, che è la particella dimateria più leggera del modello standard a parte i neutrini. Lapiccolezza delle masse dei neutrini rispetto alle altre particelledel modello standard richiede una spiegazione, che però nonpuò essere trovata in maniera naturale all’interno del modello

standard stesso, perché richiederebbe l’imposizione di unvincolo artificialmente piccolo sui parametri del modellostandard che determinano le masse dei neutrini. Si pensainvece che la piccolezza delle masse dei neutrini sia dovutaalla loro connessione con la nuova fisica, attraverso laproprietà dei neutrini di essere particelle di Majorana (cioèparticelle che coincidono con la propria antiparticella) inveceche particelle di Dirac, come invece i quark e i leptoni carichi(elettrone, muone e tau). Cerchiamo di capire meglio cosasignifica.


Positroni di troppo

Nel 1930 Pauli propose l’esistenza del neutrino per spiegare il fatto che neidecadimenti nucleari dovuti all’interazione debole (che avvengono con tempimolto più lenti di quelli dovuti alle interazioni forte ed elettromagnetica) glielettroni vengono emessi con uno spettro continuo di energia. Questo è possibilesolamente se i prodotti finali del decadimento sono almeno tre: il nucleo finale,l’elettrone e un neutrino, che ha a lungo eluso i tentativi di osservazione, perché èelettricamente neutro e interagisce con la materia solamente attraverso leinterazioni deboli (mentre particelle cariche come l’elettrone lasciano tracce neirivelatori dovute alla ionizzazione degli atomi). L’ipotesi di Pauli permise laformulazione della teoria delle interazioni deboli da parte di Enrico Fermi nel1934, che però prevedeva che le interazioni dei neutrini fossero talmente deboliche sarebbe stato molto difficile, e forse impossibile, verificare direttamente laloro esistenza. Per fortuna questa previsione pessimistica è stata smentita grazieal fatto che ci sono sorgenti di neutrini che ne producono un flusso enorme: adesempio, un tipico reattore nucleare produce circa 1020 neutrini al secondo perogni gigawatt di potenza termica e dal Sole ci arriva un flusso di circa 1011

neutrini al secondo per centimetro quadrato (circa la superficie di un’unghia).Perciò anche se la maggior parte dei neutrini attraversa un rivelatore come sefosse trasparente, dato l’enorme flusso di neutrini si possono osservare alcuneinterazioni che rivelano l’esistenza di queste particelle. Questa misura è stata

fatta per la prima volta da Cowan e Reines nel 1956 utilizzando un rivelatore,posto vicino a un reattore nucleare.La misura di Cowan e Reines ha stabilito definitivamente l’esistenza di unneutrino elettronico emesso insieme a un elettrone nei decadimenti nucleari cheavvengono all’interno di un reattore. Nel frattempo però nel 1937 era statoscoperto il muone, che è una particella carica simile all’elettrone, ma circa 200volte più pesante. Bruno Pontecorvo ipotizzò nel 1960 l’esistenza di un secondotipo di neutrino che viene prodotto in associazione con un muone. Questaprevisione è stata brillantemente confermata nel 1962 dall’esperimento di LeonLederman, Melvin Schwartz e Jack Steinberger, che dimostrarono che i neutriniprodotti da interazioni deboli insieme a muoni non producono elettroni quandointeragiscono con la materia, come farebbero invece i neutrini elettronici. Essisono quindi delle particelle diverse, dette neutrini muonici. In seguito, è statoscoperto nel 1975 un terzo leptone carico chiamato tau, che è il fratello piùpesante dell’elettrone e del muone (circa 17 volte più pesante del muone) e ilcorrispondente neutrino del tau è stato osservato nel 2000. Questo completa lalista dei tre neutrini conosciuti, che sono attivi nei processi di interazione deboleche ne hanno permesso la rivelazione. Resta aperta la possibilità dell’esistenzadi ulteriori tipi di neutrini, detti sterili, che non sono associati a una particellacarica del modello standard.

1.Bruno Pontecorvo (a destra), uno dei famosi “ragazzidi Via Panisperna”, in una conversazione con il suocollaboratore Samoil Bilenky. Pontecorvo ipotizzòl’esistenza di un secondo tipo di neutrino nel 1960.


Nel 1928 Paul Dirac formulò la teoriaquanto-relativistica dei fermioni, comel’elettrone, che per questo motivo sonodetti particelle di Dirac. Una caratteristicafondamentale di una particella di Dirac èche allo stato di particella (per esempio,l’elettrone, che ha una carica elettricanegativa) corrisponde sempre uno stato diantiparticella con carica elettrica opposta(il positrone nel caso dell’elettrone, che hauna carica elettrica positiva). I quark e ileptoni carichi (elettrone, muone e tau)sono particelle di Dirac, mentre per ineutrini (che sono neutri) esiste lapossibilità che siano particelle diMajorana, secondo la teoria sviluppata nel1937 da Ettore Majorana. Per le particelledi Majorana lo stato di particella coincidecon quello di antiparticella. Ciò è possibilesolamente per particelle neutre come ineutrini, mentre per particelle cariche glistati di particella e antiparticella sononecessariamente distinti avendo questicarica elettrica opposta.Nell’ambito del modello standard i neutrinimassivi possono essere solamenteparticelle di Dirac, perché il meccanismo diHiggs che dà massa alle particelle puòfarlo solamente per particelle di Dirac. Èper questo motivo che risultaestremamente interessante determinaresperimentalmente se i neutrini massivisono particelle di Majorana, perché inquesto caso le masse dei neutrini devonoessere generate da un meccanismo dinuova fisica. Inoltre, se i neutrini sono

particelle di Majorana, è possibilespiegare la piccolezza delle loro massecon il meccanismo di see-saw (o adaltalena) che si basa sull’esistenza di unanuova fisica oltre il modello standard auna scala di energia molto grande, chepuò essere ad esempio la scala dellateoria della grande unificazione (Gut) dellaforza forte con quelle elettrodeboli, ovverodell’ordine dei 1015 -1016 GeV,estremamente più alta della scalaelettrodebole di energia, che è dell’ordinedi 100 GeV, dove si verifica l’unificazionedelle interazioni elettromagnetica e deboledel modello standard. Secondo ilmeccanismo di see-saw (vd. fig. b) lemasse dei neutrini sono proporzionali alrapporto tra il quadrato della scala dienergia elettrodebole e la scala di energiaGut, il quale vale circa un centesimo di eV(10-2 eV), proprio il valore atteso per lemasse dei neutrini.Se i neutrini sono particelle di Majorana,quindi, le loro masse stabiliscono unlegame tra la fisica del modello standard ela nuova fisica. Gli esperimenti che sono più sensibili allepiccole masse di neutrini di Majorana sonoquelli che cercano di misurare un processoestremamente raro chiamato doppiodecadimento beta senza neutrini (vd. inAsimmetrie n. 15 p. 27, ndr) di alcuninuclei pesanti, come ad esempio gli isotopidel germanio e del tellurio, utilizzati negliesperimenti Gerda e Cuore nei LaboratoriNazionali del Gran Sasso dell’Infn.

36 > 37

b.Illustrazione del meccanismo disee-saw (o dell’altalena): più grande(pesante) è la scala di energia dellafisica oltre il modello standard (100GeV), rappresentata dall’elefante(come ad esempio la scala dienergia della grande unificazionepari a 1015 GeV) e più piccole(leggere) sono le masse dei neutrinidi Majorana (rappresentati daltopolino). Nel caso della scala dienergia della grande unificazione, lamassa del neutrino di Majoranasarebbe pari a 10-11 GeV.


C’è anche la possibilità che la nuova fisicasi manifesti con nuove particelle moltoleggere che, essendo neutre e noninteragenti con la forza debole del modellostandard, ci appaiono come neutrini sterili(nome inventato da Pontecorvo nel 1967).In questo caso i tre neutrini attivi, che“rispondono” all’interazione debole,attraverso la quale vengono prodotti erivelati dai fisici, possono oscillare inneutrini sterili, che eludono la capacità dirivelazione sperimentale. Questofenomeno potrebbe spiegare recentiindicazioni di una mancata rivelazione delflusso misurato di neutrini prodotti inreattori nucleari e in sorgenti radioattive.L’esperimento Sox, che utilizza il rivelatoreBorexino ai Laboratori del Gran Sasso,

controllerà nei prossimi anni la correttezzadi queste indicazioni utilizzando sorgentiradioattive di neutrini. È chiaro che questamisura è di estrema importanza per lostudio della fisica oltre il modellostandard, perché un risultato positivodarebbe informazioni dirette sull’esistenzadi una nuova particella, il neutrino sterile,che non appartiene al modello standard ela cui piccola massa deve essere generatada un meccanismo di nuova fisica.Lo studio delle proprietà dei neutrini,uniche tra quelle delle particelle delmodello standard, offre una finestra sullanuova fisica che è difficile aprire a causadell’elusività dei neutrini, ma l’inventiva ela tenacia dei fisici fanno ben sperare peril futuro prossimo.


c.Un ricercatore al lavorosull’esperimento Cuore neiLaboratori Infn del Gran Sasso.

BiografiaCarlo Giunti è ricercatore dell’Infn presso la sezione di Torino. La sua attività diricerca riguarda principalmente la fisica dei neutrini, sui quali ha scritto il librospecialistico Fundamentals of Neutrino Physics and Astrophysics (Oxford UniversityPress, 2007).

Link sul web

http://www.nu.to.infn.it/

http://www.hep.anl.gov/ndk/hypertext/

http://pcbat1.mi.infn.it/~battist/cgi-bin/oscil/index.r


On the rocksTelescopi per neutrini sotto i ghiacci

di Elisa Bernardini

I neutrini sono tra i rappresentanti piùevanescenti del mondo delle particelleelementari. Privi di carica elettrica edotati di una massa piccolissima,possono penetrare densi strati di materiasenza lasciare traccia. Non risentendodei campi magnetici che permeano lanostra galassia e lo spazio intergalattico,si propagano fino alla Terra su traiettorielineari che ci connettono alle lorosorgenti. I neutrini possonorappresentare gli unici messaggeri perstudiare eventi spettacolari cheproducono particelle di altissima energianel nostro universo, la cui osservazione

è preclusa all’astronomia tradizionaleche si basa solo sulla rivelazione di ondeelettromagnetiche. La loro scoperta puòaiutarci a sciogliere rompicapi quali:come esplode una stella? Cosa accadein prossimità di un buco nero? Qual èl’origine dei raggi cosmici cheraggiungono la Terra (vd. Asimmetrie n.10, ndr)?Sebbene raramente, i neutriniinteragiscono con la materia. Ed è graziea tali collisioni che li possiamoosservare. Per i neutrini a energie diqualche milione di elettronvolt, laprobabilità di interazione

nell’attraversare il diametro terreste èdell’ordine di una parte ogni centomiliardi. Pur aumentando a energie piùelevate, la rivelazione dei rari segnali dineutrini richiede volumi spropositatirispetto ai più impressionanti rivelatori diparticelle in funzione al Cern di Ginevra.Sono moltissimi i neutrini che giungonosulla Terra ogni secondo. La maggiorparte di essi, alle energie più basse, traqualche migliaio e qualche milione dielettronvolt, proviene dal Sole e dalleesplosioni stellari, le cosiddettesupernovae. A energie fino a circa unPeV (1015 eV) i neutrini sono prodotti

a.Illustrazione artistica del nucleogalattico attivo (Agn) della galassiaArp 220. In prossimità del buconero e all’interno dei getti possonoessere accelerati raggi cosmici eprodotti neutrini fino a energieestreme.

38 > 39



nelle interazioni dei raggi cosmici con i nuclei dell’atmosferaterrestre e vengono chiamati atmosferici. Anche dalle collisioniche avvengono all’interno delle sorgenti astrofisiche tra iprotoni accelerati e protoni o fotoni di bassa energia possonoemergere neutrini di alte energie, sebbene in numero piùpiccolo di diversi ordini di grandezza rispetto ai casi precedenti.Questi sono i cosiddetti neutrini cosmici o astrofisici.

Per rivelare i neutrini provenienti dalle profondità più oscuredello spazio, è stato realizzato il rivelatore di particelle piùgrande al mondo, esteso per un chilometro cubo di ghiaccio:IceCube. I ricercatori di oltre 40 istituti di ricerca provenienti da12 Paesi, hanno immesso nel ghiaccio antartico 86 stringhe diacciaio alle quali sono appesi 5160 sensori ottici, un reticolodi “occhi elettronici” pronti a captare il passaggio di un


Rivelatori negli abissi

L’idea di utilizzare grandi volumi naturali come l’acqua o il ghiaccio risale giàagli anni ’60. In un mezzo trasparente è possibile intercettare da lunghedistanze i rapidissimi lampi di luce blu, detta luce Cherenkov, emessi dalleparticelle cariche prodotte nella collisione di un neutrino con un nucleo dellamateria. Registrando i tempi di arrivo e l’intensità di questa radiazione si puòrisalire alla direzione di provenienza e all’energia del neutrino. I primi tentavi diimmergere in grandi volumi d’acqua rivelatori ottici furono realizzati alle Hawaiinegli anni '70 con l’esperimento Dumand. Sebbene poi cancellato, il progettorappresentò un’importante avanscoperta, riproposta con più successo in Siberia(Russia) presso il lago Baikal negli anni '80 (vd. fig. 1). Sfruttando lo spessostrato di ghiaccio che facilita le operazioni di messa in acqua e manutenzionedurante la stagione invernale, fu possibile installare 8 linee di supporto a 200sensori ottici. Baikal fu il primo esperimento a rivelare sott’acqua i neutriniatmosferici. Tuttora in funzione, si prepara a un ampliamento verso la scala del

chilometro cubo (e si chiamerà Gigaton Volume Detector). Anche il mare apertosi presta come mezzo trasparente ideale alla rivelazione di neutrini e il progettoKm3net, che ha da poco deposto le prime strutture sottomarine al largo di CapoPassero in Sicilia, ambisce alla realizzazione di un telescopio di neutrini tre voltepiù grande di IceCube nell’emisfero Nord della terra.I tentativi nel ghiaccio antartico non furono meno pionieristici. Amanda fu ilprimo esperimento ad affrontare l’avventura polare alla fine degli anni ’80.Sebbene si basi su una tecnologia simile a quella di Dumand, fu necessariosviluppare metodi differenti per l’alloggiamento glaciale. I primi sensori furonoinstallati alla profondità massima di un chilometro, dove tuttavia il ghiaccioantartico è ancora permeato di bolle d’aria che ne inficiano la trasparenza.Solo conquistando profondità maggiori fu possibile dimostrare il funzionamentonel ghiaccio alla fine degli anni ’90, consegnando poi il testimone a IceCubenel 2005.

1.La posa delle stringhe dell’esperimento Baikal avviene in pieno inverno,quando la superficie del lago è ghiacciata. Nella banchisa vengonoscavati dei buchi larghi circa 2 metri e le stringhe vengono installate conl’aiuto di verricelli. Le diverse parti dell’apparato sono interconnesse dacavi elettrici e ottici stagni, capaci di resistere alla pressione prodottadai circa 1500 metri di acqua che sovrasta l’apparato.


neutrino. A una profondità tra 1450 e 2450 metri, nel buio enel silenzio più assoluti, osservano i deboli impulsi luminosiindotti dalle rare collisioni dei neutrini. IceCube identifica unneutrino atmosferico all’incirca ogni sei minuti, ma lo scopoprimario è identificare i neutrini astrofisici prodotti dallemostruose macchine astrofisiche che accelerano i raggicosmici. I sospetti si concentrano sui fenomeni più violentinell’universo, quali i nuclei galattici attivi (Agn) (vd. fig. a, ndr),galassie dotate di un’enorme potenza radiativapresumibilmente alimentata dai buchi neri al loro centro, e igamma ray burst (Grb), gli spaventosi lampi di radiazione didurata compresa tra meno di un secondo e diversi minuti, cosìenergetici da poter giungere sino a noi dai confini dello spazioosservabile. Indicazioni sulla validità di queste congetture sipossono ricavare dall’osservazione dei raggi gamma di altaenergia emessi da queste sorgenti. Ma solo l’osservazione deineutrini dimostrerebbe che queste sorgenti accelerano i protonie gli ioni osservati sulla Terra fino a energie estreme (vd.Asimmetrie n. 15 p. 11, ndr).La ricerca dei messaggeri cosmici è stata coronata dalsuccesso nel 2012, dopo sette anni dall’inizio della suacostruzione, quando gli oltre 260 ricercatori internazionalicoinvolti nell’esperimento IceCube hanno scoperto due neutriniextraterrestri, che battezzarono Ernie e Bert, citando la famosatrasmissione televisiva Muppet Show. I due neutrini avevanoun’energia inusitatamente elevata, superiore a un PeV. Questoaspetto li distingue dal fondo di neutrini atmosferici. Dopo la

rivelazione di neutrini di più bassa energia dalla supernovaSN1987A nel 1987, questa rappresenta quindi la secondaosservazione di neutrini provenienti dal di fuori del sistemasolare. L’anno successivo, in un’appassionante corsa alsuccesso, una seconda analisi accurata dei dati raccolti in dueanni da IceCube ha messo in evidenza 26 altri eventi, aenergie di poco inferiori, a partire da circa un TeV. Un terzoanno di raccolta di dati è stato aggiunto poco dopo, mettendoin evidenza in tutto 37 eventi, tra cui il neutrino battezzato BigBird, dall’amato serial americano, che, battendo ogni recordprecedente, esibiva ben due PeV di energia!Non solo l’energia più alta, ma anche la distribuzione angolaredistingue gli eventi rivelati dai neutrini provenientidall’atmosfera terrestre. La produzione dei neutrini atmosfericiè sempre accompagnata da muoni. Se queste interazioni conl’atmosfera avvengono nell’emisfero sud, i muoni possonopenetrare lo strato di ghiaccio che sovrasta il rivelatore erilasciare un segnale che consente di identificarli come fondospurio. Se di origine atmosferica, gli eventi identificati daIceCube dovrebbero provenire prevalentemente dall’emisferonord, da dove i muoni, assorbiti dalla Terra, non possonoraggiungere il rivelatore e quindi è possibile “sopprimere” ilfondo atmosferico. Al contrario, gli eventi di IceCube ricopronoper lo più l’emisfero sud. Secondo i ricercatori, essi provengonoinequivocabilmente dall’esterno del sistema solare.Indagini sulla direzione di provenienza degli eventi e sul tempodi arrivo degli stessi non hanno ancora permesso diidentificare le loro sorgenti: i neutrini rivelati sono ancoratroppo pochi e non si possono trarre conclusioni.Interpretazioni alternative coinvolgono la nuova fisica,invocando per esempio il decadimento o l’auto-annichilazionedi materia oscura (vd. p. 24, ndr) o un aumento della sezioned’urto dei neutrini o l’intervento di leptoquark, presuntimediatori delle interazioni tra quark e neutrini, predetti inalcune estensioni del modello standard. Queste sono soloalcuni esempi di interessanti opzioni, vecchie e nuove, chepossano spiegare queste osservazioni di IceCube.I sensori ottici continuano a prendere dati indisturbati nel loroalloggio sotto il Polo Sud geografico e i ricercatori contano dirisolvere questo intrigante problema nei prossimi anni.Il 2013 è stato indubbiamente un anno campale per i

40 > 41

b.I neutrini rivelati da IceCube possonoprovenire da sorgenti astrofisiche(neutrini cosmici o astrofisici) odall’interazione dei raggi cosmici conl’atmosfera (neutrini atmosferici).IceCube “sopprime” il fondo di neutriniatmosferici provenienti dall’emisferoSud osservando il muone prodotto incoincidenza con il neutrino.


ricercatori di IceCube. Accanto alla scopertache segna la nascita dell’astronomia deineutrini di alta energia, recentementeconfermata, il team internazionale hapubblicato una misura dei parametri dioscillazione dei neutrini. Questi caratterizzanola trasformazione dei neutrini da un tipo (omeglio sapore, che può essere elettronico,muonico o del tau) a un altro confermando chei neutrini hanno una massa non nulla seppurpiccolissima. I parametri di oscillazioneriportati da IceCube sono stati ottenutidall’osservazione di una riduzione del flusso dineutrini atmosferici muonici a determinatedirezioni ed energie, utilizzando la parte piùdensa di sensori ottici del rivelatore. Questasottounità, chiamata DeepCore, è capace diregistrare neutrini a energie più basse, apartire da qualche GeV. Quello che è rilevantedi questo risultato è che dimostra che itelescopi di neutrini possono potenzialmentecontribuire in settori di ricerca che spazianoben oltre l’astrofisica, in una corsa alsuccesso in competizione con esperimenti“mirati” come SuperKamiokande. E chepromettono qualche sorpresa. IceCube èanche a caccia di neutrini emergentidall’annichilazione di materia oscura (vd. p.26, ndr), accumulata per cattura gravitazionaleal centro di grandi corpi celesti come la Terra,il Sole o la nostra galassia. Abbattendoulteriormente la soglia energetica (l’energiaminima rivelabile di un neutrino) al di sotto di10 GeV, diverrebbe invece possibile misurare

la gerarchia di massa dei neutrini, ovverol’ordine in cui sono disposte le masse dei tresapori di neutrini. Con questo scopo, unanuova e più vasta squadra di ricercatori stalavorando al progetto Pingu, che vuolerealizzare un nocciolo denso di altre 40stringhe all’interno di IceCube. Alle alteenergie invece, si prepara un’estensione delvolume sensibile di IceCube di un ordine digrandezza (IceCube-Gen2) per scoprire lesorgenti del segnale astrofisico appenaintravisto.I telescopi di neutrini sono solo all’inizio diun’emozionante nuova era e nuoverivoluzionarie scoperte sono presumibilmentealle porte.


c.Il laboratorio di IceCube presso lastazione Amundsen-Scott SouthPole Station, nell’Antartico. Illaboratorio ospita i computer cheraccolgono i dati. Solo gli eventiinteressanti vengono inviatiall’Università del Wisconsin-Madison, dove i fisici dellacollaborazione li analizzano.

BiografiaElisa Bernardini è professoressa all’Università Humboldt di Berlino e al DeutschesElektronen-Synchrotron (Desy) in Germania. Fa parte delle collaborazioni IceCube e Magic.Prima di trasferirsi in Germania nel 2002, ha studiato a Bologna e poi a L’Aquila, incollaborazione con i Laboratori Nazionali del Gran Sasso dell’Infn. Dal 2002 al 2005 hapartecipato a tre spedizioni in Antartide per la manutenzione di Amanda, il telescopio dineutrini progenitore di IceCube.

Link sul web

https://southpoledoc.wordpress.com/tag/icecube-neutrino-observatory/

http://www.km3net.org/home.php

http://baikalweb.jinr.ru


42 > 43

Accordi fondamentaliL’affascinante mondo delle stringhe

di Marco Serone

La teoria delle stringhe (o corde) è, al momento, la teoria piùpromettente per tentare di risolvere uno dei maggiori problemiteorici che affliggono la fisica fondamentale: come integrare lateoria della gravitazione di Einstein (nota anche come relativitàgenerale) nell’ambito della meccanica quantistica. Storicamente, la teoria nasce nel 1968 per tutt’altri scopi(capire le interazioni forti), con il fisico italiano GabrieleVeneziano. Essa si basa sull’assunto che tutte le particelleelementari che osserviamo non sono nient’altro chepiccolissime stringhe oscillanti. Come le corde di un violinoproducono suoni diversi secondo il modo in cui vibrano, cosìoscillazioni diverse delle stringhe corrispondono a particelledifferenti. Le stringhe possono essere chiuse o aperte epossono fondersi tra di loro (vd. in Asimmetrie n. 5 p. 42 fig.a, ndr).Qualche anno dopo il lavoro di Veneziano, si comprese che leinterazioni forti sono spiegate da una teoria diversa da quelladelle stringhe, denominata cromodinamica quantistica (vd. inAsimmetrie n. 16 p. 14, ndr). Inoltre, all’incirca nello stessoperiodo, i ricercatori osservarono che tra le diverse oscillazionidella stringa appariva sempre il gravitone, ovvero la particella

responsabile delle interazioni gravitazionali. Abbandonata cometeoria delle interazioni forti, la teoria delle stringhe fu, dunque,elevata allo status più ambizioso di teoria quantistica dellagravitazione. Da allora, diversi importanti sviluppi teorici sisono registrati nel corso degli anni.La teoria delle stringhe, la cui struttura è alquanto complessa,sembra aggregare efficacemente tutta una serie di ideecircolanti nella fisica fondamentale per spiegare varieproblematiche ancora aperte, soprattutto di natura teorica,che gli scienziati si trovano ad affrontare nell’ambito dellarelatività generale e nel modello standard delle particelleelementari.Una delle sue principali peculiarità è la predizione secondo cuinell’universo non esisterebbero solo le tre dimensioni spazialiche percepiamo (altezza, lunghezza e larghezza), bensì nove odieci dimensioni, a seconda di quale variante della teoria siconsideri.Le sei o sette dimensioni “extra” non sarebbero percepibili inquanto avviluppate su se stesse su scale piccolissime (ingergo, si dice che sono compattificate). Per rendere l’idea, siimmagini un tubo molto lungo e piuttosto sottile. Osservandolo

a.Come le corde di un violino produconosuoni diversi secondo il modo in cuivibrano, così le oscillazioni diversedelle stringhe corrispondono aparticelle differenti.


da lontano, il tubo apparirà come un oggetto unidimensionale,praticamente come una semplice linea, mentre, osservandoloda vicino con una lente o con un microscopio, si potràapprezzare la sua struttura bidimensionale. Analogamente, stando alla teoria delle stringhe, le dimensioniextra sarebbero così sottili da non essere percepite. Per potersvelare le altre dimensioni, di cui – peraltro – non conosciamo lalunghezza precisa, dovremmo disporre di uno strumento ben piùpotente dell’attuale acceleratore Lhc. Ma perché abbiamo proprio bisogno di queste stringhe?Proviamo a spiegare meglio il problema che dovrebberorisolvere.La relatività generale asserisce che spazio, tempo, energia emateria sono correlati, vale a dire che la forma dellospaziotempo, ossia la sua curvatura, è determinata dall’energiae dalla materia in esso contenute. La curvatura dellospaziotempo è quella che noi percepiamo come gravità.Il comportamento della materia a piccolissime distanze è invecegovernato dalla meccanica quantistica. Poiché la gravità è digran lunga la forza fondamentale più debole che esista innatura, si può legittimamente trascurare la minima curvaturadello spazio indotta dalle particelle elementari, quando si studial’infinitamente piccolo. Analogamente, è più che lecitotrascurare la meccanica quantistica delle particelle elementari,quando si studiano fenomeni macroscopici. Pertanto, da unaparte disponiamo della relatività generale, che descrive ifenomeni macroscopici gravitazionali e, dall’altra, dellameccanica quantistica, che descrive l’infinitamente piccolo edè alla base di tutte le altre forze della natura.Entrambe queste teorie sono state ampiamente confermatedagli esperimenti, ciascuna nel proprio regime di validità (vd. p.10, ndr), in cui l’altra non gioca nessun ruolo. Tuttavia, esistononecessariamente dei regimi di energia e di distanza in cui non sipuò descrivere un fenomeno fisico usando soltanto l’una ol’altra teoria. Tali regimi non sono ancora stati direttamenteesplorati, ma è inevitabile che, a distanze enormemente piùpiccole (o a energie enormemente più grandi) di quelleesplorate finora, la gravità e la meccanica quantistica debbanoessere considerate congiuntamente. Anche se ancora nonabbiamo “sotto mano” un processo fisico che lo richieda, daun punto di vista teorico è assolutamente imprescindibilecomprendere il modo di combinare insieme la gravità con lameccanica quantistica. Tale combinazione non appare affattofacile. Ciò che rende la teoria delle stringhe promettente è ilfatto che, in un certo senso, essa predice l’esistenza stessadella gravità, dal momento che la vibrazione della stringa chedà luogo al gravitone è sempre presente. D’altro canto, la nostra teoria presenta un problema di base: almomento, non è chiaro quale tipo di esperimento potrebbeconfermarne o meno la validità, e questo, spesso, è motivo dicritica. Tuttavia, il fatto che la teoria entri in gioco in regimiestremi della natura, non facilmente accessibili, rende inevitabilile difficoltà che si frappongono a una sua verifica sperimentale. Va anche aggiunto che, indipendentemente dall’effettivaesistenza delle stringhe, moltissime sono le idee teoriche natenell’ambito di questo filone di ricerca e, successivamente,migrate a vantaggio di altri campi della fisica teorica, cosicché,anche volendo considerare solo tale aspetto, la teoria puòessere considerata già estremamente fruttuosa.

Per concludere, dato che molti aspetti delle stringhe attendonoancora di essere chiariti, appare prematuro cercare di stabilirese la loro teorizzazione sia solo una complicatissima (seppureutilissima, almeno dal punto di vista teorico) invenzionematematica o se si tratti effettivamente della “teoria del tutto”,che unifica in un solo contesto tutta la fisica fondamentaleesistente. In ogni caso, siamo di fronte a una concezione ambiziosa, chenon conosce precedenti nella storia della fisica e, in mancanzadi teorie alternative altrettanto valide, è del tutto comprensibile ilfascino e l’attrattiva che le stringhe hanno esercitato e checontinuano a esercitare tra i fisici teorici.


BiografiaMarco Serone è professore associato di fisica teorica presso la ScuolaInternazionale Superiore di Studi Avanzati (Sissa) di Trieste. Si occupaprincipalmente di fisica delle particelle elementari e per vari anni hasvolto attività di ricerca nell’ambito della teoria delle stringhe.

Link sul web

http://www.stringwiki.org/wiki/String_theory_for_non-physicists

http://scienzapertutti.lnf.infn.it/string/percorso/isola.swf

b.Proiezione bi-dimensionale di unospazio compatto noto come Calabi-Yau. Si tratta di un tipo di spaziomolto popolare nella teoria dellestringhe. Come si evince dallafigura, le sei dimensioni extra inquesti tipi di spazi sonogenericamente arrotolate tra di loroin un modo molto complicato.


44 > 45

[as] intersezioni

Loro siamo noi. di Kip Thorne

fisico teorico e consulente scientifico del film Interstellar

Il recente film Interstellar di Christopher Nolan è pieno di nuovafisica. E non a caso. Il consulente scientifico, Kip Thorne, delCalifornia Institute of Technology, uno dei maggiori esperti direlatività generale, ha posto infatti come condizione che nel filmfossero rappresentati scenari coerenti con le attuali teorie dellafisica o, quantomeno, ispirati alle ipotesi teoriche checostituiscono oggi argomento di ricerca tra i fisici: “congetturenon dimostrate rigorosamente ma verosimili” (in inglese lechiama educated guess), insomma, non del tutto prive difondamento (di quelle che potrebbero davvero divenire un giornonuove leggi della fisica), o vere e proprie speculazioni, ma tali cheuno scienziato della sua portata riesca a immaginarle plausibili.Assieme al film è uscito un libro, scritto dallo stesso Thorne (TheScience of Interstellar, ed. W.W. Norton & Company), da cuipubblichiamo un brano qui di seguito.

Thorne immagina per il film (come molti fisici ipotizzano per larealtà, vd. ad esempio l’articolo a p. 42) che lo spaziotempocontenga delle dimensioni spaziali in più, sia cioè quello che ifisici teorici chiamano un bulk all’interno del quale si trova unsotto-spaziotempo (in gergo, brana, termine derivato damembrana) con tre dimensioni spaziali e una temporale,corrispondenti allo spaziotempo in cui abitiamo (vd. fig. a, asinistra). Per Interstellar Thorne immagina che esista una soladimensione in più: in totale il bulk è composto quindi da 5dimensioni, di cui 4 spaziali e una temporale. Strani esseri, chenel film vengono chiamati “Loro” sono riusciti a capire leanomalie gravitazionali che affliggono la Terra e a dominarle. Machi sono “Loro” e quanto è plausibile tutto ciò? (Attenzione,contiene spoiler!)

Nel 1844 Edwin Abbott scrisse un’opera satirica intitolataFlatlandia: Racconto fantastico a più dimensioni. Sebbene oggila sua satira sulla cultura vittoriana sembri pittoresca e il suoatteggiamento nei confronti delle donne scandaloso, il luogo incui è ambientato il racconto è molto importante per il filmInterstellar. Ve lo consiglio.Abbott descrive le avventure di un essere di forma quadratache vive in un universo bidimensionale chiamato Flatlandia(dall’inglese flat, piatto, ndr). Il Quadrato visita un universounidimensionale chiamato Linelandia (dall’inglese line, linea,ndr), un universo a zero dimensioni chiamato Pointlandia (dapoint, punto, ndr) e, avvenimento per lui ancor piùsorprendente, un universo tridimensionale chiamatoSpacelandia (da space, spazio, ndr). Inoltre, mentre si trova aFlatlandia, riceve la visita di un essere sferico proveniente daSpacelandia.Quando ho incontrato Christopher Nolan per la prima volta, èstata una piacevole sorpresa scoprire che entrambi avevamoletto il racconto di Abbott e che ci era piaciuto molto.Nello spirito dell’opera di Abbott, immaginate di esserebidimensionali come il Quadrato e di vivere in un universo adue dimensioni come Flatlandia. Il vostro universo potrebbeessere il piano di un tavolo, un foglio di carta, o una membranadi gomma. Nello spirito della fisica moderna, definisco taleuniverso una brana bidimensionale.Essendo persone ben istruite, supponete che esista un bulktridimensionale, in cui la vostra brana è incorporata, ma non nesiete certi. Immaginate che emozione, se un giorno vi trovaste

di fronte una sfera proveniente dal bulk tridimensionale, cioèquello che potreste definire come un “essere del bulk”.In un primo momento non capireste che si tratta di un esseredel bulk, ma dopo un’attenta osservazione e una lungariflessione, non trovereste un’altra spiegazione. Ecco cosaosservereste: d’un tratto, senza preavviso e senza unasorgente di provenienza apparente, un punto appare nellavostra brana. Il punto si espande fino a diventare un cerchiopieno che raggiunge un diametro massimo, quindi si riducegradualmente a un punto e scompare completamente (vd. fig.a, a destra, ndr). [...]Se esistono esseri appartenenti al bulk (ora Thorne immaginadi stare in un bulk di 5 dimensioni, in cui si trova lospaziotempo quadridimensionale, ndr), di cosa sono fatti?Certamente non di materia fatta di atomi come noi. Gli atomihanno tre dimensioni spaziali e possono esistere solo in spazitridimensionali, non quadridimensionali. E ciò vale anche per leparticelle subatomiche, per i campi elettrici, i campi magneticie le forze che tengono insieme i nuclei atomici.Alcuni dei fisici più brillanti al mondo hanno studiato molto percapire il comportamento della materia, dei campi e delle forze,nel caso in cui il nostro universo fosse davvero una branaimmersa in uno spazio con un numero superiore di dimensioni.I loro sforzi hanno condotto a una conclusione piuttostoaffidabile, secondo cui tutte le particelle, tutte le forze e tutti icampi noti agli esseri umani sono limitati alla nostra brana,con un’unica eccezione: la gravità e la deformazione dellospaziotempo ad essa associata.


Potrebbero esistere altri tipi di materia, dicampi e di forze aventi quattro dimensionispaziali e presenti nel bulk; ma, se esistono,non ne conosciamo la natura. Possiamo solospeculare, come fanno i fisici. Ma non abbiamoalcuna prova sperimentale o basata su delleosservazioni, che possa guidare le nostrespeculazioni. Nel film Interstellar, si vede ilprofessor Brand speculare sulla sua lavagna.Formulando un’ipotesi ragionevole eabbastanza plausibile, se esistessero forze,campi e particelle del bulk, noi non saremmomai in grado di percepirli o vederli. Nel caso incui un essere del bulk passasse attraverso lanostra brana, non vedremmo la sostanza dicui è fatto; le sezioni trasversali di un taleessere sarebbero trasparenti.D’altra parte, sentiremmo e vedremmo lagravità dell’essere del bulk e la relativadeformazione dello spazio e del tempo. Adesempio, la comparsa nel mio stomaco diun’ipersfera del bulk con un’attrazionegravitazionale sufficientemente elevatapotrebbe provocarmi i crampi, perché i mieimuscoli si contrarrebbero nel tentativo diresistere alla forza che li attira verso il centrodella sezione sferica di tale essere. [...]Tutti i personaggi in Interstellar sono convintidell’esistenza di esseri del bulk, anche seraramente li chiamano così. Di solito, siriferiscono a tali esseri dicendo “Loro”. Un“Loro” riverenziale. All’inizio del film, AmeliaBrand dice a Cooper: “E chiunque essi siano,sembra che ci stiano proteggendo. Quelwormhole ci permette di raggiungere altrestelle. È apparso proprio quando ci serviva”.Una delle idee più intelligenti e affascinanti diChristopher Nolan è immaginare che “Loro”

siano in realtà i nostri discendenti: esseri umani che, in un lontano futuro, sievolvono fino ad acquisire un’ulteriore dimensione spaziale e che vivono nelbulk. Verso la fine del film, Cooper dice a Tars: “Ancora non ti è chiaro? Nonsono esseri, siamo noi. Quello che io ho fatto per Murph, loro lo fanno per me.Per tutti noi”. E Tars risponde: “Le persone non sanno costruire questo”(riferendosi al tesseratto in cui si trova Cooper). “No, non ancora”, ribatteCooper, “ma un giorno sì. Non io e te. Ma altre persone. Una civiltà che si èevoluta al di là delle quattro dimensioni che conosciamo”.Cooper, Brand e l’equipaggio della Endurance in realtà non sentono né vedonomai la gravità dei nostri discendenti nel bulk, né i loro vortici e deformazionispaziali. Questa parte, se mai, è lasciata a un ipotetico sequel di Interstellar.Ma lo stesso Cooper più vecchio, attraversando il bulk grazie al tesseratto,entra in contatto con l’equipaggio della Endurance e con il giovane se stesso, liraggiunge attraverso il bulk, in modo gravitazionale. Brand percepisce e vede lasua presenza, e pensa che lui sia “Loro”.


a.Rappresentazione schematica diuna brana di 2 dimensioni immersain un bulk di 3 dimensioni. A destra,l’attraversamento della brana di un“essere del bulk”.

b.Da sinistra, David Gyasi (cheinterpreta l’astronauta Romilly), KipThorne, Anne Hathaway (AmeliaBrand nel film), Jessica Chastain(Murphy Cooper), Michael Caine (ilprofessor Brand) assieme aStephen Hawking (amico di KipThorne, la cui vita è statarecentemente raccontata nel filmLa teoria del tutto), durantel’anteprima di Interstellar a Londra.


46 > 47

[as] radici

Il nuovo, cent’anni fa.di Giuseppe Giuliani

storico della fisica

L’espressione “nuova fisica”, con cui si suole oggi designarequel complesso di teorie e di fenomeni che vanno al di là delmodello standard delle interazioni fondamentali, è giàcomparsa nella storia della fisica circa un secolo fa. Verso la fine dell’Ottocento, la meccanica, la termodinamica el’elettromagnetismo costituivano i fondamenti teorici dellafisica. Nell’arco di pochi anni, dallo studio della conduzioneelettrica nei gas rarefatti, iniziato a metà dell’Ottocento,trassero origine, in modo diretto o indiretto, una serie dirilevanti scoperte: i raggi X (1895), la radioattività naturale(1896), l’elettrone (1897). Fu proprio in riferimento a questifenomeni che Augusto Righi, il più famoso fisico sperimentaleitaliano dell’epoca, coniò la locuzione “La Nuova Fisica”,usandola come titolo di una conferenza che tenne nel 1912alla Società Italiana per il Progresso delle Scienze (Sips), lecui riunioni annuali rappresentavano un’importante occasionedi confronto interdisciplinare e di diffusione dei risultati dellaricerca scientifica.

A partire dall’inizio del Novecento, le “novità” della fisica simoltiplicarono. Nel 1900, Max Planck, nel tentativo riuscito –ma non ancora rigoroso (come argomentò Einstein nel 1906) –di fornire una spiegazione della radiazione contenutaall’interno di un corpo cavo in equilibrio termico (radiazione di“corpo nero”), introdusse la “costante della natura” h(designata poi con il suo nome), più tardi (1905-1907)interpretata da Einstein come origine della discontinuità nelladistribuzione dell’energia in diversi sistemi fisici: fasci di lucee atomi che oscillano nei cristalli intorno alle loro posizioni diequilibrio. Secondo Einstein, la luce, in determinate condizioni,poteva essere descritta come costituita da “quanti di luce”(successivamente chiamati fotoni), la cui energia eraconnessa, attraverso la costante h di Planck, alla frequenzadella luce descritta come un’onda elettromagnetica. Nel 1911, Ernest Rutherford mostrò che gli atomi, oltre aglielettroni, contengono un nucleo carico positivamente. Nel1913, Niels Bohr, sulla base del modello atomico di

a.Augusto Righi coniò il termine “LaNuova Fisica” nel 1912, riferendosialle scoperte di fine Ottocento einizio Novecento.


Rutherford e ipotizzando (con l’uso della costante h) chel’energia dell’elettrone dell’atomo di idrogeno potesseassumere solo valori discreti, trovò una spiegazione per laradiazione elettromagnetica emessa o assorbita dall’atomo, insorprendente accordo con i dati sperimentali noti da tempo.Nel frattempo (1912), Max von Laue aveva mostrato che isolidi cristallini agiscono come reticoli di diffrazione per i raggiX, aprendo così la via allo studio sperimentale delle strutturecristalline. Tra l’altro, questa tecnica ha condotto alla scopertadella struttura del Dna (1953). Parallelamente, Einstein rinnovò la dinamica e la teoriagravitazionale newtoniane, sviluppando, rispettivamente, lateoria della relatività speciale (1905) e della relatività generale(1916).Si avviò così un processo di profonda revisione dellaconcezione della materia: gli atomi, considerati nell’Ottocentocome un’ipotesi euristica, si trasformarono in oggetto distudio sperimentale e teorico diretto. Nei decenni successivi,la meccanica quantistica, l’elettrodinamica quantistica e lacromodinamica quantistica si sono affermate come potenti

strumenti di indagine teorica dei fenomeni atomici esubatomici. La conoscenza del mondo microscopico ha apertoanche nuove vie per la comprensione dei fenomeni cosmici epermesso l’abbozzo di un modello riguardante l’originedell’universo. Dopo la seconda guerra mondiale, la ricerca sperimentale èstata caratterizzata da un intreccio crescente con la tecnologiaal punto tale che oggi è opportuno parlare di “tecno-scienza”:l’indagine scientifica dipende dai prodotti della tecnologia, chesi alimenta, a sua volta, delle nuove conoscenze. Ai problemiposti dal necessario controllo sociale della tecnologia sisovrappongono quelli dovuti alla permanenza di credenzeirrazionali, retaggio di secoli passati, che rigeneranocostantemente atteggiamenti antiscientifici. Anche gliscienziati debbono partecipare a questa battaglia culturalecon un’opera di divulgazione delle conoscenze acquisite e didiffusione di quello che, un secolo fa, ai tempi della nascitadella “Nuova Fisica”, Vito Volterra, fondatore della Sips e dialcune delle più importanti istituzioni scientifiche di questoPaese, chiamava “sentimento scientifico”.


b.Max Planck (a sinistra) conferiscead Albert Einstein la “medaglia MaxPlanck” della Società tedesca diFisica, il 28 giugno 1929 a Berlino.


48 <

Curiosare sul bosone di Higgs o sulla ricerca di nuova fisica,invece che sulle foto dell’ultime vacanze degli amici? Nientedi più facile, se avete scaricato la nuova app The ParticleAdventure disponibile da novembre scorso gratuitamente siaper iOS che per Android.La storia di The Particle Adventure parte da lontano. Era il1989 quando fu scritta la prima versione usando HyperCard,un programma che permetteva di scrivere ipertesti primadell’avvento del World Wide Web. In un’epoca in cui“neutrino” era una parola nota quasi solo agli specialisti e ilbosone di Higgs non aveva ancora riempito le prime paginedei giornali di tutto il mondo, The Particle Adventure fu ilprimo tentativo di rendere accessibile a un pubblico ampio ilmodello standard delle particelle e la conoscenza che avevaportato alla sua formulazione. Nel 1995 il programma fuconvertito in un sito web, http://www.particleadventure.org/,che ricevette quasi cinque milioni di visite durante il primoanno e che ha continuato a essere tra i più consultati dastudenti e curiosi di tutto il mondo. Del sito esistonoversioni in varie lingue. La creazione della app (finanziata dal Dipartimento perl’Energia degli Usa e per ora disponibile solo in versione

inglese) è un ulteriore passo verso la diffusione delle ideefondamentali della fisica e sarà molto utile anche aglistudenti che dovranno affrontare il programma di fisicamoderna all’ultimo anno delle scuole superiori.Le più importanti scoperte e idee degli ultimi decenni,dall’idea dei quark al bosone di Higgs, dai neutriniall’unificazione delle forze fondamentali, sono organizzate incinque percorsi principali: “Modello standard”, “Acceleratorie rivelatori di particelle”, “Scoperta del bosone di Higgs”,“Misteri irrisolti” e “Decadimenti e annichilazioni diparticelle”.I contenuti della app sono stati curati da fisici esperti deivari settori, mentre studenti di fisica hanno curato il design,la grafica e soprattutto la parte umoristica. E sembrano averottenuto un ottimo risultato, se un insegnante, inizialmentemolto scettico sull’insegnamento della fisica moderna allescuole superiori, ha commentato che The ParticleAdvendure lo ha costretto a ricredersi, visto che la sapientemiscela di humour, grafica e scienza ha catturatol’attenzione degli studenti tenendoli allegramente attaccati acliccare sui loro smartphone. [Barbara Sciascia]

Per scaricare la app The Particle Adventure:https://play.google.com/store/apps/details?id=gov.lbl.physics (Android)https://itunes.apple.com/us/app/the-particle-adventure/id924683946?ls=1&mt=8 (iOS)

[as] illuminazioni

A portata di clic.


I laboratori dell’Istituto Nazionaledi Fisica Nucleare sono aperti alle visite.

I laboratori organizzano, su richiestae previo appuntamento, visite gratuite per scuole e vasto pubblico. La visita, della durata di tre ore circa, prevede un seminario introduttivo sulle attività dell’Infn e del laboratorio e una visita alle attività sperimentali.

Per contattarei laboratori dell’Infn:

Laboratori Nazionali di Frascati (Lnf) T + 39 06 94032423/ 2552 / 2643 / [email protected]

Laboratori Nazionali del Gran Sasso (Lngs) T + 39 0862 4371(chiedere dell’ufficio prenotazione visite)[email protected]

Laboratori Nazionali di Legnaro (Lnl) T + 39 049 8068342 [email protected] www.lnl.infn.it

Laboratori Nazionali del Sud (Lns)T + 39 095 [email protected]

www.infn.it

Sul sito www.asimmetrie.itvengono pubblicate periodicamentenotizie di attualità scientifica.

Asimmetrie è anche una app,ricca di nuovi contenuti multimediali.

INFN Interno 18:Layout 1 10/04/15 16:14 Pagina III

www.infn.it

rivista onlinewww.asimmetrie.it

INFN Interno 18:Layout 1 10/04/15 16:14 Pagina IV

Date post:	15-Jan-2016
Category:	Documents
Upload:	gianluca-perniciano
View:	10 times
Download:	0 times

Asimmetrie-18

Documents