La Fisica Astroparticellare e del Neutrino∗

1. Introduzione

La fisica del neutrino e delle astroparticelle è un settore in notevole espansione.

L’espressione “fisica astroparticellare” introdotta negli anni ‘90, indica ricerche

comprendenti lo studio dei neutrini, la ricerca del decadimento del protone, l’identificazione

dei costituenti della materia oscura, la comprensione dell’origine e della composizione dei

raggi cosmici, la ricerca dell’antimateria nella radiazione cosmica e la rivelazione diretta

delle onde gravitazionali.

La fisica astroparticellare è un settore interdisciplinare nuovo che coinvolge

ricercatori che operano in ambiti diversi. Questo rende importante uno stretto

coordinamento dell’INFN con altri Enti di ricerca italiani quali INAF, per l’astrofisica, ed

ASI per le attività nello spazio.

In ambito INFN le attivita’ di fisica astroparticellare e dei neutrini sono di

competenza della CSN2 (www.infn.it/csn2). Le iniziative svolte, molto diverse tra loro per

tematiche, tecnologie e risorse necessarie, sono raggruppate secondo le seguenti linee:

1) studi delle proprieta' del neutrino (condotte principalmente presso i LNGS)

2) misure di processi rari (condotte anch’esse principalmente presso i LNGS)

3) studio della radiazione cosmica in superficie e nelle profondita' marine

4) studio della radiazione cosmica nello spazio

5) ricerca di onde gravitazionali

6) fisica generale (riguarda verifiche sperimentali di aspetti fondamentali della

elettrodinamica e della meccanica quantistica).

Nel presente documento sono riportate sinteticamente le attivita’ in corso (Sezione 2)

e quelle previste per il prossimo quinquennio (Sezione 3); nella Sezione 5 viene presentata

una valutazione delle esigenze finanziarie.

2. La fisica del neutrino

I risultati recenti più importanti nella fisica del neutrino sono stati ottenuti dallo

studio dei neutrini naturali (vedi figura 2.1). Negli ultimi anni è diventato evidente che le

masse dei neutrini sono diverse da zero e che il cosiddetto fenomeno delle oscillazioni dei

neutrini, previsto da Bruno Pontecorvo, “mescola” tra di loro le tre famiglie di neutrini

∗ Il presente documento costituisce una sintesi delle relazioni prodotte per le diverse linee diricerca della CSN2 dai rispettivi gruppi di lavoro. Tali documenti sono disponibiliall’indirizzo http://www.infn.it/csn2/road%20map/roadmap.htm.

conosciute. Le oscillazioni sono state rivelate sia nei neutrini provenienti dal Sole (νe) che

nei neutrini prodotti dall’interazione dei raggi cosmici in atmosfera (νµ ) e più recentemente

con i neutrini artificiali prodotti ai reattori o con acceleratori di particelle.

Figura 2.1 Il flusso di neutrini naturali in funzione dell’energia

La scoperta del fenomeno delle oscillazioni è stato l’obiettivo di molti esperimenti

dell’INFN e alcuni tra questi, come GALLEX-GNO, MACRO e CHOOZ, hanno dato un

contributo determinante.

2.1 Neutrini CNGS, solari e da SN

La maggior parte degli esperimenti INFN dedicati alla fisica del neutrino si svolge

ai laboratori sotterranei del Gran Sasso (LNGS). La roccia sovrastante i laboratori riduce il

fondo indotto dai raggi cosmici. Le tre sale sperimentali dei LNGS sono tutte orientate in

direzione del CERN. L’orientazione fu decisa già al momento della costruzione dei

laboratori (anni ‘80) in previsione di un loro possibile utilizzo per lo studio delle

oscillazioni dei neutrini utilizzando un fascio artificiale di neutrini proveniente dal CERN.

In seguito alla scoperta delle oscillazioni con i neutrini naturali, è stato approvato il

cosiddetto programma CNGS che prevede la produzione di un fascio di neutrini dal CERN

al Gran Sasso (figura 2.2) da dedicare allo studio dettagliato delle oscillazioni, in modo

particolare alla conversione dei νµ in ντ , con gli esperimenti OPERA e ICARUS-T600. I

primi neutrini del fascio CNGS saranno prodotti a metà del 2006.

Figura 2.2. Il fascio CNGS di neutrini dal CERN al Gran Sasso

Nei LNGS sono ospitati altri esperimenti dedicati alla rivelazione dei neutrini

prodotti nell’esplosione delle supernovae (LVD), allo studio dei neutrini solari e geotermici

(BOREX, figura 2.3) e a verificare se neutrino ed antineutrino coincidono.

Figura 2.3. L’interno del rivelatore Borex ai LNGS

2.2 La massa dei neutrini

Se neutrino ed antineutrino coincidono è possibile il decadimento beta di nuclei senza

emissione di neutrini (esperimenti CUORICINO, CUORE, GERDA). L’osservazione di

questi decadimenti permetterebbe inoltre di misurare il valore assoluto delle masse dei

neutrini, cosa non possibile con lo studio delle sole oscillazioni.

Cuoricino è un rivelatore criogenico costituito da 72 cristalli di tellurite con massa

totale di 42 Kg, in funzione da vari anni al Gran Sasso. Negli anni prossimi continuerà la

costruzione di un apparato più grande chiamato CUORE in collaborazione con gruppi degli

Stati Uniti. CUORE sarà un grande rivelatore di 1000 cristalli di tellurite con massa totale

770Kg. L’obiettivo primario è la misura del decadimento beta doppio, con una sensibilità

per la massa del neutrino dell’ordine del centesimo di eV. Nella ricerca del decadimento

beta doppio senza neutrini è importante verificare i risultati con materiali diversi. Negli anni

prossimi sempre al Gran Sasso e in collaborazione con gruppi tedeschi, continuerà la

costruzione dell’apparato GERDA, per la ricerca dei decadimenti beta doppio senza

neutrini in cristalli di germanio.

2.3 La materia oscura

Secondo le attuali conoscenze, la materia oscura costituisce la maggior parte della

materia dell’Universo; la sua ricerca è di importanza fondamentale sia per la comprensione

della natura dell’Universo che per la fisica delle particelle. Lo spazio che si ritiene vuoto,

sarebbe in realtà pieno di particelle, la cui massa totale sarebbe molto superiore a quella

della materia ordinaria. Le teorie supersimmetriche predicono una particella, il neutralino,

che è un buon candidato costituente della materia oscura. Le particelle supersimmetriche

saranno ricercate nei prossimi anni all’LHC; tuttavia la loro esistenza non implicherebbe

automaticamente che esse costituiscano la materia oscura.

2.3.1 Materia oscura: ricerche dirette…

La rivelazione diretta di segnali di materia oscura nella nostra galassia è lo scopo di

due esperimenti al Gran Sasso (DAMA e WARP) basati su due tecniche diverse. DAMA è

in funzione da alcuni anni e ricerca la materia oscura studiando la modulazione stagionale

dei segnali dovuta al moto della terra attorno al sole. La caratteristica principale di WARP,

che entrerà in funzione il prossimo anno, è l’ottima discriminazione del segnale rispetto al

fondo della radioattività ambiente

Un altro tipo di esperimento, come PVLAS, ricerca particelle che si accoppiano

elettromagneticamente; PVLAS ha rivelato recentemente anomalie che potrebbero essere

collegate alla presenza di nuove particelle.

2.3.2 ...e indirette

La materia oscura viene ricercata anche in modo indiretto, cioè osservando la

produzione di secondari che sarebbero prodotti nell’annichilazione particella-antiparticella

in zone dell’Universo in cui è previsto un accumulo di materia oscura, come il centro della

Galassia, il centro del Sole o il centro della Terra. Questa ricerca costituisce un

sottoprodotto di esperimenti come PAMELA, AMS, ANTARES, NEMO, AGILE,

GLAST.

2.4 Gli effetti quantistici del vuoto

Oltre alla materia oscura, il vuoto è pieno delle coppie virtuali di particelle predette

dalla meccanica quantistica. Gli effetti quantistici del vuoto sono studiati dall’esperimento

MIR.

2.5 Raggi cosmici, astronomia gamma e astronomia a neutrini

Lo studio dei raggi cosmici e l’astronomia con fotoni e neutrini di alta ed altissima

energia permettono l’indagine dell’universo non termico. Queste componenti giocano un

ruolo importante dal punto di vista energetico e dinamico nei diversi ambienti astrofisici

come si può intuire osservando che l’energia associata a queste radiazioni è confrontabile

con l’energia associata alla radiazione “termica”, cioè luce, raggi X ed onde

elettromagnetiche.

2.5.1 I raggi cosmici

Nonostante sia trascorso oltre un secolo dalla scoperta dei raggi cosmici, numerose

domande sono ancora senza risposta. Ad esempio, qual e’ la composizione dei raggi

cosmici di alta energia? Dove sono prodotti e come possono essere accelerati fino ad

energie di 1020 eV? Esiste antimateria nella radiazione cosmica? A queste ed altre domande

cercano di rispondere esperimenti come AUGER, AMS, PAMELA, CREAM.

2.5.2 L’astronomia gamma

I raggi cosmici sono particelle cariche che vengono deviate dai campi magnetici

galattici e pertanto non conservano informazioni sul punto di produzione. Questo non e’

vero per particelle neutre come i fotoni e i neutrini. Dopo decenni di insuccessi dovuti alla

scarsa sensibilità degli apparati, l’astronomia gamma, con fotoni di energia >100 GeV, è

divenuta in tempi molto recenti una realtà con la rivelazione di alcune decine di sorgenti,

osservate anche con molti dettagli. L’INFN è impegnata in questo campo con due

esperimenti a terra con tecniche complementari (ARGO, MAGIC) e due esperimenti nello

spazio (AGILE, GLAST).

2.5.3 L’astronomia a neutrini

L’astronomia con neutrini non ha ancora raggiunto le sensibilità sufficienti per

rivelare segnali, ma puo’ essere di importanza forse maggiore dell’astronomia gamma per l’

osservazione del cuore di siti estremamente energetici, come i nuclei galattici attivi. I

neutrini hanno una bassissima probabilità di interazione e riescono ad attraversare gli strati

più interni e densi di sorgenti molto compatte fornendoci quindi informazioni sui processi

energetici in atto.

L’INFN e’ impegnato in prima linea in questo tipo di attivita’, con il progetto NEMO

in Sicilia, dedicato allo studio di fattibilità di un rivelatore da 1 km3 e con ANTARES, al

largo di Tolone, che ha già avviato con successo la costruzione di un rivelatore da circa

50000 m2 di accettanza.

2.6 Le onde gravitazionali

La ricerca delle onde gravitazionali riveste un duplice interesse: la verifica della

relatività generale con lo studio dettagliato delle onde e lo studio di oggetti compatti ed

estremamente energetici, come sistemi binari, pulsars, buchi neri ecc. Da questo punto di

vista questa ricerca è strettamente collegata all’astronomia con fotoni e neutrini. Dopo 40

anni di notevole sviluppo tecnologico la sensibilità attuale è molto vicina a quella

necessaria per la rivelazione di segnali. L’INFN è fortemente impegnata in questo campo

con piccoli rivelatori risonanti a barre (AURIGA, EXPLORER, NAUTILUS) e

l’interferometro VIRGO, dotato di due braccia di 3 km, realizzato in collaborazione con la

Francia (figura 2.4). E’ in preparazione una missione spaziale chiamata LISA-

PATHFINDER per verificare le tecnologie che saranno usate nell’interferometro spaziale

LISA.

Figura 2.4. L’interferometro per Onde Gravitazionali VIRGO a Cascina

2.7 La gravita’

La gravità, nonostante sia la prima interazione ad essere stata studiata, è forse la

meno conosciuta. L’esperimento MAGIA si propone di migliorare la misura della costante

gravitazionale, una delle costanti fondamentali note con minore precisione.

3. Gli esperimenti futuri

Nel seguito vengono descritte brevemente le iniziative in considerazione per il

prossimo quinquennio. L’ordine segue quello delle diverse linee di ricerca di competenza

della CSN2.

3.1 Oscillazione dei neutrini

La prima generazione di esperimenti con fasci di neutrini a lunga distanza potrà

rispondere solo approssimativamente a domande quali il valore dell’angolo di mixing Θ13 e

la violazione di CP nel settore leptonico. Questo tipo di violazione potrebbe giocare un

ruolo molto importante nell’asimmetria materia antimateria nell’Universo. La misura

dell’angolo di mixing Θ13 e della violazione di CP richiede nuovi fasci di neutrini di

maggiore intensità e rivelatori avanzati. Le difficoltà di queste misure sono connesse alla

bassissima frequenza di interazione dei neutrini. Il completamento della misura della

matrice di mixing dei neutrini richiederà molto tempo e uno stretto coordinamento a livello

mondiale.

Figura 3.1 Evoluzione della sensibilità nella misura di sin2Θ13 in funzione del tempo.

Per ogni esperimento è mostrata la sensibilità mondiale in funzione del tempo (lineacontinua) e la sensibilità calcolata senza quell’esperimento (linea tratteggiata). Ilconfronto delle due curve mostra il contributo di un dato esperimento. In nero èinoltre mostrato la sensibilita’ globale ottenuto combinando tutti gli esperimenti.

L’INFN sta valutando due possibili partecipazioni: T2K e NOvA. T2K è un

esperimento approvato in Giappone che userà un rivelatore esistente (SuperKamiokande)

con un nuovo fascio di neutrini da Tokay a Kamiokande.

NOvA è una proposta nata negli Stati Uniti che si propone di utilizzare il fascio di

neutrini esistente (NuMI a FNAL), con un aumento dell’intensità, e un rivelatore da

costruire a circa 1000 km di distanza in prossimita’ della frontiera con il Canada.

Recentemente è stato annunciato che l’aumento dell’intensità del fascio è in bassa priorità

nei programmi di Fermilab: ciò limiterebbe l’interesse scientifico di NovA. Altri

esperimenti con reattori sono complementari agli esperimenti sul fascio nella misura di Θ13

non essendo sensibili agli effetti materia.

L’ evoluzione temporale prevista della sensibilità alla misura di Θ13 è mostrata in

Figura 3.1. E’ interesse INFN continuare a partecipare a questa linea di ricerca i cui sviluppi

futuri si proiettano molto lontano nel tempo, evitando però le duplicazioni e verificando le

compatibilità con le risorse e con i programmi di fisica del neutrino al Gran Sasso. NOvA e

T2K probabilmente non daranno le risposte definitive per il completamento della matrice

di mixing. E` importante continuare gli studi per il passo successivo che potrebbe

interessare i laboratori del Gran Sasso.

3.2 La massa dei neutrini

Come detto in precedenza un’altra questione fondamentale della fisica del neutrino è

la conoscenza del valore assoluto della scala delle masse. Se neutrino e antineutrino

coincidono, questa scala potrà essere determinata dagli esperimenti che cercano i

decadimenti nucleari con due elettroni senza neutrini.

La misura della massa del

€

ν e indipendente da assunzioni teoriche e’ possibile

con misure cinematiche dirette basate sulla determinazione dell’energia degli elettroni nel

decadimento beta singolo. Sperimentalmente è difficile raggiungere con questa tecnica

sensibilità inferiori a 1 eV, anche considerando i nuclei con più basso Q-valore come 187Re

o il 3H (Q=2.5 keV e 18.6 keV, rispettivamente). L’esperimento KATRIN con 3H, in

Germania, utilizza un grosso spettrometro magnetico e dovrebbe essere in grado di

raggiungere una sensibilità di 0.2 eV. Questo valore rappresenta il limite tecnologico sia a

causa delle dimensioni dello spettrometro, sia per gli effetti sistematici dovuti a correzioni

nello stato finale e a perdite di energia nella sorgente.

Un approccio completamente differente è costituito dagli esperimenti calorimetrici a

bassa temperatura in cui il decadimento avviene all’interno del rivelatore. Questa tecnica è

stata sviluppata in Italia negli scorsi anni da gruppi INFN di Genova e Milano. La proposta

MARE prevede due fasi: nella prima si potrebbe raggiungere una sensibilità di circa 2 eV,

competitiva con le misure attuali, ma utilizzando una tecnica completamente diversa. In una

seconda fase, dopo un esteso programma di ricerca e sviluppo. che vedrebbe coinvolti

numerosi laboratori stranieri, si dovrebbe guadagnare almeno un ordine di grandezza in

sensibilità. Questa tecnologia ha applicazioni anche in altri settori come nella rivelazione di

raggi X in esperimenti spaziali.

3.3 La materia oscura

Come accennato in precedenza il tema della materia oscura è di enorme interesse in

tutto il mondo e giustifica investimenti in esperimenti che utilizzano tecniche

complementari. Quando saranno disponibili i risultati di DAMA/LIBRA e di WARP,

presumibilmente entro 3 anni da oggi, bisognerà procedere ad una accurata verifica

scientifica per valutare proposte, già avanzate, per la realizzazione di rivelatori da 1

tonnellata. Questo sia per lo studio dettagliato del segnale di DAMA (se confermato), sia

per aumentare la sensibilità degli apparati (se il segnale non fosse confermato). A livello

europeo è da incoraggiare la convergenza delle proposte per rivelatori che utilizzano

tecniche simili, per evitare la duplicazione degli sforzi.

3.4 L’astronomia a neutrini

L’astronomia a neutrini potrebbe aprire una nuova finestra di osservazione dei

fenomeni più energetici nell’Universo. Si e’ gia’ detto come, a differenza di altre particelle

come fotoni e protoni che possono essere assorbiti alla produzione oppure nel cammino

verso la terra, i neutrini possono sfuggire da sorgenti opache ai fotoni e percorrere distanze

cosmologiche con una bassa probabilita’ di interazione. Tuttavia, proprio per quest’ultima

ragione, le dimensioni dei rivelatore debbono essere dell’ordine del km3 .

Due diverse tecniche si sono affermate negli ultimi anni. La prima utilizza una griglia

di fototubi nel ghiaccio (progetto IceCube al polo Sud). I fototubi rivelano la luce

Cherenkov emessa dai muoni e da altri secondari prodotti dall’interazione dei neutrini nel

ghiaccio. La seconda prevede una griglia di fototubi nel mare profondo. Il numero di eventi

per un rivelatore di queste dimensioni varia da qualche decina di eventi all’anno per i flussi

di neutrini diffusi, a vari eventi all’anno per ognuna delle sorgenti puntiformi più

energetiche e a circa 50 eventi all’anno per i neutrini associati alle sorgenti dei raggi

cosmici.

Figura 3.2. La zona oscura rappresenta, in coordinate galattiche, la regione inaccessibilead un rivelatore al polo Sud (sinistra) e nel Mediterraneo (destra). Le due figure in bassomostrano il centro galattico, il disco galattico ed alcune potenziali sorgenti di segnali dineutrini. Come si vede la zona accessibile a un rivelatore nel Mediterraneo è di maggioreinteresse rispetto a quella osservabile da un rivelatore al Polo Sud.

Un rivelatore da 1 km3 potrebbe dare risultati molto importanti anche nello studio

delle sezioni d’urto dei neutrini ad altissime energie e nella ricerca indiretta di materia

oscura. Il progetto KM3NET finanziato dalla comunità europea è iniziato quest’anno con

un piano di lavoro triennale che prevede la progettazione di un rivelatore da 1 km3 da

realizzarsi nel Mediterraneo. Questo rivelatore sarebbe complementare ad IceCube, al polo

Sud, perchè avrebbe accesso a una zona del cielo diversa (figura 3.2), che comprende il

centro galattico e la regione del disco galattico, zone dove sono concentrate molte delle

sorgenti più interessanti e che sono inaccessibili a IceCube.

I possibili siti in discussione nel Mediterraneo sono tre : il sito di NESTOR in

Grecia, il sito di ANTARES e il sito di NEMO al largo di Capo Passero (Sicilia) a 3500

metri di profondità ed a 80 km dalla costa (figura 3.3). Le misure di trasparenza dell’acqua

e di fondo dei fototubi hanno mostrato che il sito di Capo Passero sarebbe perfettamente

adeguato. Questo sito sarà tra breve equipaggiato con un cavo elettro-ottico per il trasporto

della potenza elettrica e la ricezione dei segnali e con prototipi di torri di rivelazione.

Nel 2009, al termine di questo studio e dopo aver dimostrato la maturità delle

tecnologie usate, sarebbe possibile iniziare la costruzione del rivelatore, che terminerebbe

nel 2013.

Figura 3.3. Il sito candidato al rivelatore da 1 km3 al largo di Capo Passero (Sicilia)

E’ opportuno notare il carattere multi-disciplinare di questa attività, che coinvolge

altri campi come la geofisica, la biologia e l’oceanografia. Progetti di questo tipo sono in

grado di attrarre fondi da altri enti come le regioni, il MIUR e la comunità europea. Infine è

da ricordare l’esistenza a livello europeo di una larghissima convergenza di ricercatori per

questa iniziativa.

Complementare ai rivelatori sotterranei, e’ un diverso progetto, attualmente allo

studio, che prevede un rivelatore dedicato, posto dietro una montagna, per l’astronomia di

neutrini con la rivelazione dei soli ντ.

3.5 L’astronomia gamma

L’ astronomia gamma con rivelatori terrestri studia le sorgenti di fotoni di energia al

di sopra dei 50 GeV e fino a qualche TeV. Negli ultimi anni questi esperimenti hanno

ottenuto risultati molto interessanti; il numero di sorgenti identificate è quadruplicato e tra

queste numerose sono extra-galattiche. La tecnica Cherenkov sembra la più adeguata per lo

studio dettagliato delle sorgenti puntiformi.

La collaborazione MAGIC ha proposto il raddoppio del telescopio con l’aggiunta di

un secondo telescopio ad 80 metri di distanza. Una nuova proposta nata in Europa,

chiamata temporaneamente CTA, prevede l’installazione di due grandi sistemi di telescopi.

Questa nuova proposta, che raccoglie una larga partecipazione dei gruppi europei coinvolti

nella astronomia gamma, prevede un aumento della sensibilità di almeno un ordine di

grandezza rispetto ai rivelatori attuali nell’intervallo da 10 GeV a 100 TeV, con una

sovrapposizione significativa con l’esperimento nello spazio GLAST.

Figura 4: Le sorgenti di fotoni di altissima energia scoperte negli ultimi 15 anni

Il miglioramento della risoluzione angolare di questa nuova installazione

permetterebbe uno studio più accurato della morfologia delle sorgenti. Dopo la fase di

disegno la realizzazione di un installazione nell’emisfero SUD potrebbe partire nel 2009-

2010. Un’altra installazione è prevista nell’emisfero Nord.

3.6 I raggi cosmici

Lo studio della composizione dei raggi cosmici ad energie nella zona del ginocchio

(1015 eV) continuerà nel futuro con rivelatori di maggiore accettanza. L’interesse è dovuto

al fatto che a tale energia probabilmente cambiano i meccanismi di produzione dei raggi

cosmici stessi. Sono in considerazione nuove missioni spaziali in collaborazione con ASI e

opportune modifiche ai rivelatori a terra esistenti, come ARGO, tali da migliorarne le

prestazioni anche per l’astronomia gamma fino a 100 TeV, conservando la grande

accettanza angolare.

Lo studio dei raggi cosmici di altissima energia potrebbe richiedere un apparato

simile ad AUGER nell’emisfero Nord ed un esperimento spaziale, EUSO, che potrebbe

essere inserito nelle missioni programmate dopo il 2015. Entrambi sarebbero significativi

anche per i neutrini di altissima energia. Queste proposte dovranno prendere in

considerazione i risultati scientifici di AUGER Sud.

Lo studio dei raggi cosmici di altissima energia resta importante anche per la fisica

delle particelle perché le energie in gioco sono e saranno inaccessibili agli acceleratori.

3.7 Le onde gravitazionali

I prossimi anni potranno vedere la rivelazione diretta delle onde gravitazionali. Le

onde gravitazionali sono emesse in processi astrofisici che coinvolgono moti violentissimi

di oggetti di grande massa. Esse sono assorbite ancora meno dei neutrini, pertanto si potrà

studiare l’interno di oggetti molto densi e compatti come stelle di neutroni, buchi neri ecc.

Lo studio e la rivelazione delle onde gravitazionali è pertanto di enorme interesse per la

relatività generale e per l’astrofisica. Lo spettro delle frequenze emesse può variare dalle

frequenze ultrabasse (10-4 Hz) a frequenze fino a 104 Hz. La banda a frequenze ultra-basse

può essere studiata con interferometri nelle spazio, mentre i rivelatori terrestri possono

coprire la banda dalla decina di Hz in su.

L’INFN collabora alla realizzazione di LISA che prevede una prima missione tecnica

chiamata LISA-PathFinder nel 2009 seguita, nel 2015 circa, da LISA. La realizzazione di

questi apparati sarà a cura delle agenzie spaziali (ASI, ESA e NASA). L’INFN darà il

supporto ai gruppi scientifici per la parte relativa all’analisi dati e per lo sviluppo di

prototipi, alcuni dei quali saranno studiati all’interno del laboratorio del Gran Sasso,

particolarmente immune da rumori a bassissima frequenza.

Poiche’ un rivelatore di onde gravitazionali fornisce in genere un solo segnale in

uscita, non è possibile di solito ricostruire le componenti indipendenti del tensore dell’onda

e determinare quindi informazioni come la direzione di arrivo. Diverso è il caso per un

rivelatore di forma sferica che può fornire in uscita 5 informazioni indipendenti

corrispondenti ai 5 modi quadrupolari di oscillazione della sfera.

Nuove proposte sono state avanzate per miglioramenti di VIRGO (VIRGO+,

Advanced VIRGO) e per nuovi progetti nel campo dei rivelatori acustici. DUAL è un

nuovo tipo di rivelatore acustico costituito da due rivelatori concentrici di forma cilindrica..

DUAL necessiterà di un lungo periodo di tempo per lo sviluppo delle tecniche necessarie.

In una prima fase è prevista la costruzione di un dimostratore di dimensioni ridotte.

Con VIRGO+ si intende apportare una serie di miglioramenti alle sospensioni,

all’ottica ed al sistema laser. Le sensibilità di VIRGO+ e dei rivelatori acustici nel periodo

2008-2012 sono riportate in figura 3.6 e sono paragonate a quelle previste per uno dei tre

interferometri LIGO e a quella di GEO. Tutte le curve riportate si riferiscono a sensibilità di

progetto.

Il vantaggio principale di VIRGO sarà alle basse frequenze; la rivelazione di un

segnale continuo dovuta all’emissione di una pulsar dovrebbe essere possibile. Per un tal

tipo di segnale non è necessario operare in coincidenza con altri rivelatori. Studi si stanno

avviando per interferometri di nuova generazione con sensibilità molto maggiori delle

attuali. Per ridurre il rumore newtoniano dovuto agli spostamenti del suolo, bisognerà

probabilmente costruire questi nuovi apparati sottoterra.

Recentemente è iniziata una presa dati molto lunga che vede coinvolti i tre rivelatori

interferometrici di LIGO negli Stati Uniti, l’interferometro GEO in Germania e 4 rivelatori

acustici, di cui 3 italiani. Nell’estate del 2006 anche VIRGO si inserirà in questo

programma di ricerca con un accordo di collaborazione stretta con l’interferometro LIGO. I

risultati di questa campagna di misure in cui sono coinvolti rivelatori con sensibilità mai

raggiunte fino ad ora, saranno molto importanti per definire le strategie future. Se dopo

questo run non saranno visti segnali di onde gravitazionali; è chiaro che il passo

successivo sarà di puntare a rivelatori di sensibilità molto più elevata di quella ad esempio

dei rivelatori acustici, anche avanzati, come la Sfera.

10-24

10-23

10-22

10-21

10-20

10-19

10 100 1000 104

h/√Hz

Virgo+

SFERA (Quantum Limit)

2008-2012 Network

BH-BH Merger@ 100 Mpc

ns-ns Merger@ 100 Mpc

ms Pulsar@ 10 kpc - 20 days int. time

ε = 3 10-7

Core Collapse@ 10 Mpc

PulsarsSNR with h

max,

1 year integration

Hz

DUAL Demonstrator (200 hbar, starting 2011)

GEO HFstarting 2009/2010

LIGO+

Figura 3.6. Le sensibilità dei rivelatori di onde gravitazionali nel periodo 2008-2012.

3.8 La gravitazione

Oltre alla ricerca delle onde gravitazionali sono stati proposti altri esperimenti molto

importanti sulla forza di gravità. Essi sono: l’esperimento GG, nello spazio, per la verifica

del principio di equivalenza, l’esperimento MICRA per lo studio dell’andamento in

funzione della distanza della forza di gravità e l’esperimento LARES per lo studio

dettagliato dell’effetto Lense-Thirring previsto dalla relatività generale.

L’equivalenza tra massa inerziale e gravitazionale è stata verificata fin ora fino a

precisioni dell’ordine di 10-12; lo scopo di Galileo Galilei (GG) è portare questa precisione

fino a circa 10-17. L’INFN ha dato supporto per le sperimentazioni a terra delle tecniche

usate (GGG, Galileo Galilei on the Ground). GG e’ stato ufficialmente inserito nel piano

triennale 2007-2009 dell’Agenzia Spaziale Italiana.

Possibili deviazioni dall’andamento 1/r2 della gravità a distanze sub-millimetriche

sono previste dalle teorie di superstringhe, le uniche al momento in grado di unificare la

gravitazione insieme alle altre forze. Esperimenti per la misura di queste deviazioni sono

molto difficili perché a piccolissime distanze intervengono altre forze, come quelle

quantistiche dovute all’effetto Casimir, e forze di superficie.

Lo scopo dell’esperimento LARES è lo studio molto accurato del moto di un satellite

passivo inseguito via laser da Terra. Tale studio può fornire informazioni molto importanti

sulla forza di gravità e sull’effetto di “frame dragging” dovuto al momento angolare della

Terra.

4. Alcune note conclusive

La maggior parte delle attività descritte nel presente documento si svolgono e si

svolgeranno in ambito internazionale, in particolare europeo. Gli enti finanziatori della

fisica astroparticellare in Europa hanno costituito un organismo, denominato ApPEC, per il

coordinamento delle attività di questo campo di ricerca. E’ in corso in ApPEC un

censimento dei progetti ed è in preparazione un documento per lo sviluppo coordinato del

settore in Europa, che vede incluse quasi tutte le tematiche scientifiche discusse in questo

documento.

L’astronomia con fotoni, neutrini, onde gravitazionali e lo studio dei raggi cosmici

costituisce un campo culturale strettamente correlato, al di là delle differenze nelle tecniche

sperimentali e nelle metodologie. Ciò è vero anche per l’astronomia con raggi X e

l’astronomia con fotoni di bassa energia, temi questi in Italia tradizionalmente di

competenza dell’Istituto Nazionale di Astrofisica (INAF). E’ importante sottolineare che la

collaborazione tra le diverse comunità di fisici sperimentali e con i teorici è essenziale per

questo tipo di studi che utilizza tutti i messaggeri disponibili a tutte le frequenze possibili.

Non è escluso quindi che in alcuni settori, come l’astronomia X, ci possa essere una

partecipazione più diretta dell’INFN, per esempio per la costruzione di rivelatori in cui

l’INFN ha una specifica competenza.

5. Esigenze finanziarie

In tabella 1 la prima riga si riferisce alle esigenze degli esperimenti approvati fino ad

ora, la seconda riga include le nuove attività descritte nel presente documento, con

l’eccezione del rivelatore per l’astronomia dei neutrini da 1 km3, dei miglioramenti su

VIRGO e della SFERA. E’ inclusa la parte di R&D per lo sviluppo del rivelatore da 1 km3

(ANTARES, NEMO). Non è inclusa la frazione del costo di CUORE a carico USA. Non

sono inclusi inoltre i fondi ASI per le attività spaziali. Non sono incluse contingenza ed

inflazione.

Tabella 1. Esigenze finanziarie degli esperimenti della CSN2

2007 2008 2009 2010

Solo attività in corso 21 19.5 18 15.5

Con nuove attività 24 24.5 25.5 24