neutrino

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Published on January 5, 2008

Author: Alohomora

Source: authorstream.com

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presentazione:  IL NEUTRINO Conferenza di Fisica del Prof. Paolo Strolin ( con la collaborazione artistica di Laura Strolin ) presentazione radiazioni:  BECQUEREL 1896 SCOPERTA DELLA RADIOATTIVITA’ NATURALE Elementi radioattivi (*) U, Ra, .. (*) Copyright M. Curie radiazioni energia - materia 1:  Nulla si crea e nulla si distrugge Einstein 1905 E = mc2 energia - materia 1 energia - materia 2:  Più precisamente: esempi: e- elettrone e+ positrone (anti-elettrone) e- elettrone includendo nel bilancio energia, materia, anti-materia si ritrova “nulla si crea e nulla si distrugge” energia - materia 2 Decadimento b:  Decadimento b Decadimento b nucleare e- IPOTESI DI PAULI n porta via energia mn~ 0 sezione d’urto:  sezione d’urto Per le particelle elementari (come n) “sezione d’urto” s invece che “dimensioni” (es. pr2 di una pallottola) Diametro Atomo ~ 10-8 cm Diametro Nucleo ~ 10-13 cm Il Neutrino ha una probabilità piccolissima di interagire con la materia “Interazione debole” Fermi:  Fermi TENTATIVO DI UNA TEORIA DEI RAGGI b di Enrico Fermi (1934) Sunto - Si propone una teoria quantitativa dell’emissione dei raggi b in cui si ammette l’esistenza del <neutrino> e si tratta l’emissione degli elettroni e dei neutrini da un nucleo all’atto della disintegrazione b con un procedimento simile aquello seguito nella teoria dell’irradiazione per descrivere l’emissione di un quanto di luce da un atomo eccitato. Vengono dedotte delle formule per la vita media e per la forma dello spettro continuo dei raggi b, e le si confrontano con i dati sperimentali. Ipotesi Fondamentale della teoria §1 Nel tentativo di costruire una teoria degli elettroni nucleari e dell’emissione dei raggi b, si incontrano, come è noto due difficoltà principali. La prima dipende dal fatto che i raggi b primari vengono emessi dai nuclei con una distribuzione continua di velocità. Se non si vuole abbandonare il principio della conservazione dell’energia, si deve ammettere perciò che una frazione dell’energia che si libera nel processo di disintegrazione b sfugga alle nostre attuali possibilità di osservazione. Secondo la proposta di Pauli si può, ad esempio, ammettere l’esistenza di una nuova particella, il così detto <neutrino> avente carica elettrica nulla e massa dell’ordine di grandezza di quella dell’elettrone o minore. Si ammette poi che in ogni processo b vengano emessi simultaneamente un elettrone, che si osserva come raggio b, e un neutrino che sfugge aall’osservazione portando seco una parte dell’energia. Nella presente teoria ci baseremo sopra l’ipotesi del neutrino. Una seconda difficoltà per la teoria degli elettroni nucleari, dipende dal fatto che le attuali teorie relativistiche delle particelle leggere (elettroni o neutrini) non danno una soddisfacente spiegazione della possibilità che tali particelle vengano legate in orbite di dimensioni nucleari. Interazione ELETTROMAGNETICA Interazione DEBOLE GF << a (probabilità) scoperta:  scoperta e qua finisce la preistoria ... scoperta (*) del n (Reines e Cowan 1956) (*) Osservazione di neutrini che interagiscono (debolmente !!) con la materia di un “rivelatore” di particelle. Rivelatore particelle:  particelle dopo tante affascinanti ricerche .. Olimpo delle attuali (*) PARTICELLE ELEMENTARI n.b. - ora differenziamo ne , nm , nZ di questo olimpo il n è un membro SPECIALE ED IMPORTANTISSIMO (*) - Lo saranno ancora considerate tutte domani, o si scoprirà che alcune in realtà sono strutture composte ? Interazioni Fondamentali:  Interazioni Fondamentali I n hanno permesso di isolare e capire le interazioni deboli --> W+ e Z0 (Rubbia 1983) fusione nucleare:  fusione nucleare a che servono i neutrini ? “a scaldarci !” (in realtà non direttamente, ma nel senso che senza i n non saremmo scaldati dal sole) l’enorme energia sprigionata all’interno delle stelle ( e quindi anche dal sole ) non può provenire da reazioni chimiche. proviene da reazioni di FUSIONE NUCLEARE ( Eddington , 1920) ciclo p-p p + p --> d + e+ + n d + p --> 3He + g 3He + 3He --> 4He + 2p in definitiva p + p --> 4He + n + g Luce e radiazioni e.m. sole:  sole sulla Terra ~ 1011 n / cm2 ! accompagnano necessariamente i g, la radiazione e.m. che ci illumina e scalda! egualmente abbondanti ma invisibili riscaldamento:  riscaldamento perchè la radiazione e.m. (luce, u.v.) ci scalda e i n no ? risposta perché la radiazione e.m. interagisce con il nostro corpo e vi deposita la sua energia (calore) i neutrini no, ci attraversano senza interagire: non depositano energia ! g n enigmi:  enigmi e ora veniamo agli ENIGMI ! bassissima probabilità di interazione dei n negli apparati sperimentali (“rivelatori”) aspetti ancora misteriosi del n ne,m,z enigma neutrino:  enigma neutrino L’enigma mn e le sue implicazioni mn FISICA ASTROFISICA COSMOLOGIA massa del neutrino:  massa del neutrino mn > 0 ? FISICA Le odierne teorie pongono mn = 0 perché tanto piccola che non se ne vedono ancora gli effetti. Nessuna ragione fondamentale. Se mn > 0 nuove frontiere della Fisica ASTROFISICA La “materia oscura” dell’universo è in parte spiegata da mn = 0, vista l’abbondanza di n nell’universo ? COSMOLOGIA Continuerà l’espansione dell’universo iniziata con il “bing bang” ? La Massa Oscura:  La Massa Oscura misura della frequenza per effetto doppler massa visibile massa invisibile Massa Visibile = 10% Massa Totale Curva sperimentale rilevata Componenti noti dell’Universo:  Componenti noti dell’Universo Materia “visibile” ( emette radiazioni e.m., luce, raggi x, ... ) Fotoni “reliquie” del Big-Bang (~ 400/cm3 a 2,7 °K - Arno e Penzias 1965) Neutrini “reliquie” del Big-Bang (stimati a ~ 400/cm3 a 2,7 °K) E la materia oscura ? viene da mn > 0 ? particelle elementari ora ignote ? ? N.B. mn non richiede “l’invenzione” di nuovi oggetti ed è plausibile che sia mn > 0 L’UNIVERSO IN ESPANSIONE:  L’UNIVERSO IN ESPANSIONE (Legge di Hubble, 1929) Big Bang:  Big Bang Il “Grande Scoppio” (Big Bang) Big Bang Situazione limite rc Grande Freddo r < rc Grande Scontro r > rc la materia oscura influisce su r < > rc ! ricerca:  ricerca Alla ricerca di mn Il metodo più sensibile è basato sulla ricerca di un effetto indotto da mn: le “oscillazioni di neutrino” esperimenti: GALLEX (Gran Sasso) Osservazione dei neutrini prodotti dalla fusione nucleare nel sole CHORUS (Cern) Osservazione dei neutrini prodotti mediante un acceleratore di particelle

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