ritorno a corrierebit - scienza
La
Radiazione Cosmica di Fondo di
Marco A.C. Potenza e M.G Giammarchi
Sappiamo
che quando osserviamo oggetti celesti lontani, a causa della velocità finita di
propagazione della luce, li osserviamo come erano nel momento in cui hanno
emesso la luce: al crescere della loro distanza da noi, quindi, osserviamo
oggetti sempre più “giovani”, che hanno emesso radiazione in tempi sempre
più lontani nel passato. Sebbene il non poter vedere l’Universo come si
presenta oggi possa sembrare limitante, ad un’analisi più approfondita questa
si rivela come una grande opportunità per gli astronomi. Se guardiamo la
galassia di Andromeda ad esempio,
che dista da noi 2.7 milioni di anni luce, riveliamo la luce emessa 2.7 milioni
di anni fa, quando la galassia era in una condizione simile a quella in cui si
trova oggi (qualche milione di anni è ancora un tempo breve sulla scala
cosmica). Ma con l’impiego dei telescopi più potenti (per non parlare del
Telescopio Spaziale Hubble) ci siamo spinti ad osservare galassie a miliardi di
anni luce di distanza, galassie giovani, che magari non hanno ancora terminato
la loro formazione. Ecco quindi che la velocità finita della luce si trasforma
in uno “strumento” per osservare l’Universo come era nel passato. Ma
quanto possiamo andare indietro nel tempo ad indagare l’Universo? Rispondere a
questa domanda non è facile: è necessario uno sguardo alla moderna cosmologia
per capire cosa accade, almeno in linea di principio, quando si getti lo sguardo
sempre più lontano, sempre più indietro nel tempo, lungo la storia
dell’evoluzione cosmica. E curiosamente scopriamo che il percorso che fornisce
risposte a queste domande è lo stesso che hanno seguito i cosmologi nel
ventesimo secolo durante la loro attività di ricerca, e che ha portato ai
lavori per i quali è stato assegnato il Premio Nobel di quest’anno. La
cosmologia, dal greco κόσμος
e λόγος
, si riferisce allo studio del Cosmo inteso come un tutto, della totalità di ciò
che esiste nell’Universo; è chiaro che la definizione è un po’ ingenua,
poiché per descrivere il “tutto” è necessario conoscerlo, e la conoscenza
dell’Universo cambia e aumenta costantemente con il proseguire delle
osservazioni e degli studi teorici. Questo comporta che in qualsiasi momento la
descrizione del ”tutto” sarà destinata a venire successivamente completata
in base alle nuove scoperte. Solo dagli inizi del ventesimo secolo la Cosmologia
ha cominciato a svilupparsi secondo i paradigmi del metodo scientifico, per cui
ancora oggi risulta una scienza relativamente “nuova”. Le fondamenta di
questa scienza sono profondamente legate alla teoria della Relatività Generale
di Einstein, pubblicata nel 1915, rivolta alla descrizione delle interazioni
gravitazionali in maniera del tutto nuova e più completa rispetto alla teoria
di Newton. Pochi anni dopo sia Einstein che Friedmann applicarono la nuova
Teoria della gravitazione alla descrizione dell’Universo, scoprendo che era in
contrasto con la visione del tempo che vedeva l’Universo come una entità
statica e immutabile. Purtroppo però Einstein rinunciò a sviluppare questa
teoria e il lavoro di Friedmann, che invece gli aveva dato pieno credito minando
l’ipotesi statica, rimase nell’oblio fino al 1935. Nel frattempo un giovane
astronomo avrebbe dato inizio alla Cosmologia osservativa in maniera del tutto
inattesa.
La
legge di Hubble
La
nascita della Cosmologia osservativa si può far risalire alla scoperta,
effettuata da Hubble nel 1929, secondo la quale più un oggetto è distante da
noi più esso si allontana velocemente. La relazione, detta Legge di Hubble, che
sussiste tra distanza e velocità di allontanamento è una semplice relazione di
proporzionalità: se ad esempio un oggetto dista il doppio di un altro da noi,
allora si allontana da noi con una velocità due volte superiore. A prima vista
questa legge sembrerebbe implicare che la nostra posizione nell'Universo sia
privilegiata, nel senso che noi abbiamo l’impressione di trovarci situati al
centro di questo fenomeno di espansione. In realtà è sufficiente un semplice
paragone per capire che invece non è cosi. Per esempio consideriamo un
palloncino che si gonfia: tutti i punti della sua superficie si allontanano
l'uno dall'altro e la velocità di allontanamento cresce al crescere della
distanza (misurata lungo la superficie). In questa analogia la superficie del
palloncino rappresenta lo spazio ordinario a tre dimensioni. Mentre nel caso del
palloncino l’espansione avviene in tre dimensioni (solo due delle quali
vengono percepite dagli abitanti della superifice del palloncino) nel nostro
caso l'espansione avviene in uno
spazio a quattro. La legge di Hubble mostra quindi che l'Universo è in
espansione ed è inoltre possibile dimostrare che tutti i suoi punti sono
equivalenti, ossia che la legge sarebbe la stessa se le osservazioni venissero
compiute in luoghi differenti. Un’altra precisazione utile riguarda il
fatto che questa legge di espansione è di tipo cosmologico e quindi riguarda
delle distanze cosiddette cosmologiche. Queste sono le enormi distanze che
separano gli ammassi di galassie; per distanze piu’ piccole l’effetto della
Legge di Hubble è oscurato dall’azione dei moti gravitazionali “locali”.
Si suole quindi dire che questa legge (come peraltro gran parte della
Cosmologia) si applica all’Universo visto su grandi scale.
L'ipotesi
del Big Bang
Se
è in atto un'espansione, vi dovrà necessariamente essere stato un momento
nel passato in cui tutto l'Universo era concentrato in una regione molto
piccola, dalla quale si è poi evoluto mediante la rapida espansione che si
osserva oggi. I detrattori di questa descrizione ritenevano che non avesse senso
definire un istante di inizio, e definirono spregiativamente questa ipotesi
ipotesi del Big Bang, ossia del grande scoppio. Dalla Legge di Hubble è inoltre
possibile stimare approssimativamente quanto tempo fa sia avvenuto il Big Bang:
questo tempo viene quindi assunto essere l'età dell'Universo. Purtroppo, data
l'incertezza nei dati sperimentali, tale misura risulta a tutt'oggi imprecisa,
fissando pero’ l'età cosmica intorno ai 14 miliardi di anni. Dato che
la quantità di materia deve rimanere costante, il fenomeno dell'espansione fa
si che la densità aumenti più spingiamo le osservazioni lontano, e quindi
indietro nel tempo. Nel nostro curioso viaggio a ritroso nel tempo possiamo
constatare che l’aumento della densità di materia si traduce anche in un
riscaldamento proporzionale alla riduzione delle dimensioni. In passato
l'Universo è stato quindi molto più caldo di quanto non lo sia oggi, fino a
raggiungere temperature che permettevano il verificarsi di fenomeni fisici che
attualmente non possono più avere luogo. Analizzando quantitativamente le
conseguenze di questo modello, nel 1948 Gamow, Alpher e Hermann, su basi
puramente teoriche, furono in grado di prevedere che se il modello del Big Bang
fosse stato corretto, oggi si dovrebbe osservare una radiazione diffusa in tutto
l'Universo attuale alla temperatura di 5 K (5 gradi Kelvin, ossia 268 gradi
sotto lo zero Celsius). Nella teoria di Gamow la presenza di questa radiazione
era l’"immagine" del Big Bang: osserviamo a una tale distanza, e
quindi talmente indietro nel tempo, che si vede la radiazione liberata nelle
reazioni ad alta energia nell'Universo primordiale!
Scoperta
della radiazione fossile
Nel
1965 due ingegneri americani dei Laboratori Bell, Arno Penzias e Robert Wilson,
collaudando un'antenna per trasmissioni radio con i satelliti ECHO, notarono
un disturbo costante sovrapposto ai segnali; mentre proseguivano inutilmente i
tentativi per eliminarlo, cominciarono a sospettare che tale rumore di fondo
fosse di origine cosmica e non dovuto a difetti dello strumento. L’anno
successivo i cosmologi Dicke e Peebles, che lavoravano a Princeton, a poca
distanza dai Laboratori Bell, si resero conto che l'interpretazione poteva
risiedere nel calcolo di Gamow di pochi anni prima. Iniziarono quindi studi
sistematici che mostrarono immediatamente la correttezza del modello del Big
Bang nel prevedere le caratteristiche di questa radiazione, che venne definita
“radiazione cosmica di fondo” o anche “radiazione fossile”. In questo
modo e in maniera sostanzialmente inattesa, si ebbe una conferma stringente
all'ipotesi del Big Bang. Infatti a tutt'oggi qualunque modello di Universo che
non preveda un'origine calda, come nel caso del Big Bang, non è in realtà in
grado di spiegare la presenza della radiazione fossile. E naturalmente questo
vale anche per i mdelli di universo stazionario, praticamente caduti in disuso
dopo tali scoperte.
Se
da un lato la presenza della radiazione di fondo ha permesso di confermare che
nel passato l'Universo deve essere stato notevolmente più caldo rispetto
all'epoca attuale, dall'altro studi sempre più approfonditi permettono, e
permetteranno in futuro, di avere informazioni più dettagliate riguardanti
l'Universo in questa fase primordiale della sua evoluzione.
Formazione
della Radiazione di Fondo
Come
abbiamo visto, se supponiamo di osservare l’Universo lontano del passato, ci
aspettiamo un incremento nella densità di materia proporzionale alla
diminuzione del raggio dell'Universo. Assumendo di poter trattare il Cosmo come
una nube di gas e di continuare il nostro bizzarro viaggio indietro nel tempo,
la crescita di densità della materia posta a distanze sufficientemente grandi
ci porterà a osservare materia sempre più calda, fino a una temperatura
sufficiente a ionizzare gli atomi; infatti i costituenti dell'Idrogeno, protoni
ed elettroni, si separano quando la temperatura raggiunge i 3500-4000 K. Gli
elettroni liberi interagiscono molto più facilmente con la radiazione rispetto
a quelli legati, a tal punto che la radiazione emessa dalla materia in questo
stato, detto di plasma, non si propaga più in maniera indisturbata ma subisce
fenomeni continui di urto elastico con gli elettroni. La distanza media che
intercorre tra una interazione e la successiva decresce fino a rendere
l'Universo completamente opaco, come accade nella nebbia, realizzando ciò che
tecnicamente viene definito equilibrio materia-radiazione. Questo porta a due
risultati molto importanti: 1) a causa di questa opacità non è possibile
spingere lo sguardo più lontano, o più indietro nel tempo, poiché
l’Universo non è più trasparente (questo processo si dice disaccoppiamento
materia-radiazione); 2) l’Universo viene riempito dalla radiazione liberata
dal plasma nel periodo in cui la temperatura scende sotto i 4000 gradi e lo
spazio diviene trasparente. Alla luce di questa osservazione la radiazione
fossile appare quindi l’osservabile più vecchia dell'Universo. Da quando la
temperatura è
scesa sotto questo valore e protoni ed elettroni hanno formato gli atomi (ricombinazione),
l’Universo si è espanso all’incirca di 1100 volte: questo comporta che la
radiazione, emessa nel visibile (con una lunghezza d’onda di meno di un
micron) viene osservata oggi a lunghezze d’onda dell’ordine del millimetro,
che corrisponde ad una temperatura di circa 3 K, in discreto accordo con la
previsione teorica di Gamow. Infine, studiando a fondo il modello del Big Bang e
prendendo a prestito numerosi risultati dalla fisica delle particelle e dalla
fisica nucleare, si è potuto stabilire che i processi di disaccoppiamento sono
avvenuti quando l'Universo aveva più o meno 300000 anni: osservando la
radiazione fossile noi oggi osserviamo l'Universo quando aveva appunto quell'età.
Lo
spettro della Radiazione di Fondo
Qualunque
radiazione è caratterizzata da uno spettro, ossia dalla intensità irraggiata
ad una frequenza fissata. Il processo fisico che determina lo spettro della
radiazione di fondo è proprio l'emissione di radiazione da parte degli
elettroni, che in generale segue una legge detta del corpo nero. Quando la
radiazione e gli elettroni sono in continua e stretta interazione tra loro come
ci aspettiamo nel plasma dell’Universo primordiale, o come accade nelle
stelle, la radiazione emessa dal sistema ha uno spettro che ricalca la
distribuzione dell’energia degli elettroni stessi: lo spettro assunto da una
radiazione di questo tipo prende il nome di spettro di corpo nero. Una delle
scoperte più importanti nella Cosmologia è stata proprio il fatto che,
studiando lo spettro della radiazione fossile, si è riscontrato uno
strettissimo accordo con lo spettro di corpo nero, il che dimostra che è stata
generata in un periodo in cui materia e radiazione erano in condizioni di
equilibrio, proprio come previsto nella teoria del Big Bang. La conferma
osservativa di questo aspetto è arrivata solo nei primi anni ’90, grazie alle
misure svolte dal gruppo diretto da John Mather, della NASA, uno dei due
vincitori del premio Nobel 2006, a bordo del satellite americano COBE (COsmic
microwave Background
Explorer). Sfruttando una proprietà peculiare del corpo nero è possibile
misurare con estrema precisione la temperatura attuale della radiazione di
fondo. Vi è una legge (legge di Wien) che stabilisce che il prodotto tra
temperatura di un corpo nero e la lunghezza d'onda alla quale si osserva la
massima emissione assume sempre lo stesso valore, indipendentemente dal sistema
in esame. E' quindi possibile ricavare la temperatura dalla forma spettrale:
questo metodo viene usato abitualmente per misurare la temperatura delle stelle,
o anche in metallurgia per conoscere quella del metallo fuso. L'applicazione
della legge di Wien allo spettro della radiazione di fondo fornisce una
temperatura di 2.76 K con un errore limitato a qualche parte su mille: la cosa
stupefacente delle misure di COBE è l’accordo tra la curva teorica per il
corpo nero e i dati osservativi (Fig. 1).
Fig.
1. Spettro della radiazione cosmica di fondo osservato da COBE. I punti
sperimentali si situano molto bene sulla curva teorica di corpo nero come
spiegato nel testo. Per gentile cortesia di M. Allen.
Lo
spettro della radiazione fossile risulta infatti essere il miglior spettro di
corpo nero mai osservato in natura, il che dimostra che la radiazione si è
propagata assolutamente indisturbata dal momento del disaccoppiamento fino ad
oggi. Questo permette di tentare una strada per ricavare informazioni
sull’evoluzione dell'Universo prima del disaccoppiamento. Infatti la ricerca
di piccole deviazioni dallo spettro ideale del corpo nero permette in linea di
principio di evidenziare e caratterizzare eventuali fenomeni che abbiano
perturbato localmente l'equilibrio termico.
Fluttazioni
di temperatura
L’altro aspetto importante nello studio della radiazione di fondo si incontra quando si misura la temperatura in diverse regioni del cielo: fino agli anni 90’ non era mai stata osservata una regione del cielo con una temperatura diversa dalle altre. Chi ha dato all’Universo una tale uniformità? Inoltre oggi la distribuzione della materia non è per niente uniforme, ma è strutturata in regioni che si pensa siano derivate da fluttuazioni di densità della materia primordiale: come mai la radiazione di fondo è così isotropa? Cercando di rispondere a queste domande ci imbattiamo subito nell’argomento del secondo premio Nobel di quest’anno, assegnato a George Smoot, di Berkeley. Responsabile di un altro strumento a bordo di COBE, nel 1992 Smoot e la sua equipe hanno dimostrato che la radiazione di fondo presenta effettivamente fluttuazioni di temperatura.
Fig. 2. Mappa del cielo vista da COBE, con i diversi colori che corrispondono a diverse temperature, come spiegato nel testo. Le differenze di temperatura sono solamente di una parte su centomila (l’equatore della mappa coincide con il piano della nostra Galassia). Tratto da www.wikipedia.org.
La
Fig. 2 mostra l’ormai famosa “mappa del cielo” di COBE, una mappa delle
temperature del cosmo osservabile in cui i diversi colori rappresentano diverse
temperature. E’ da evidenziare che le differenze di temperature nella figura
sono pero’ solamente al livello di una parte su centomila. Quindi differenze
piccolissime, ma estremamente importanti, per il fatto che le fluttuazioni di
temperatura sono proprio legate alle fluttuazioni di densità della materia
primordiale: regioni più ricche di materia appaiono oggi più fredde nella
radiazione di fondo, mentre regioni meno ricche appaiono più calde. In altri
termini il gruppo di Smoot ha quindi osservato per la prima volta, seppur
indirettamente, l’aspetto della distribuzione di materia al disaccoppiamento.
Dicembre 2006
Dal CERN di Ginevra al Gran Sasso: 730 km in 3 millisecondi!
Lo scorso Agosto un fascio di neutrini muonici creato
negli acceleratori di particelle del CERN (Centro Europeo per la Ricerca
Nucleare) di Ginevra è stato “sparato” verso i laboratori sotterranei del
Gran Sasso situati a 730 km di distanza. In questo progetto, denominato CNGS (CERN
Neutrino to Gran Sasso), qualche migliaio di miliardi di neutrini ha percorso il
tragitto in meno di 3 millesimi di secondo. Di questi neutrini, i ricercatori
sperano di rilevarne alcuni, e specialmente quelli che durante il viaggio hanno
cambiato le proprie caratteristiche trasformandosi in neutrini di tipo “tauonico”.
Nonostante l’enorme numero di neutrini che giungono al Laboratorio sotterraneo
del Gran Sasso, soltanto una piccola manciata di questi da un segnale negli
apparati sperimentali; ciò è dovuto alla piccolissima probabilità (in gergo
scientifico si parla di sezione d’urto) che queste particelle hanno di
interagire con la materia. Per questo motivo sono necessari apparati
sperimentali di massa imponente, pesanti diverse migliaia di tonnellate.
La carta d’identità dei neutrini
L’attuale modello che spiega di cosa la materia è costituita e come
questa interagisce è il cosiddetto “Modello Standard”. Nell’ambito di
questo modello, il mondo che ci circonda è costituito da tre famiglie di
leptoni e da altrettante famiglie di quarks. Queste particelle interagiscono
scambiandosi “quanti” di interazioni come il fotone, i bosoni vettori
intermedi ed i gluoni. Non è pero’ questa la sede giusta per approfondire
queste tematiche in modo molto più rigoroso. Per i lettori che intendono
proseguire lungo questa ardua ma affascinante strada suggeriamo come possibile
punto di partenza il bellissimo
sito internet http://www.infn.it/multimedia/particle/paitaliano/adventure_home.html).
I leptoni si distinguono in leptoni carichi e leptoni neutri: il più leggero
dei leptoni carichi è l’elettrone, seguono un suo “fratello maggiore” il
muone, circa 200 volte più massivo, ed un terzo ancora più pesante, il tauone,
con una massa di dirca 3500 volte quella dell’elettrone. Ad ognuno di questi
leptoni è associato un neutrino e precisamente un neutrino elettronico per
l’elettrone, un neutrino muonico (o neutrino mu) per il muone ed un neutrino
tauonico (o neutrino tau) per il leptone tau. Nell’ambito del
Modello Standard i neutrini sono privi di massa, ma recenti esperimenti hanno
dimostrato che i neutrini devono invece avere una massa, sebbene piccolissima.
Tale evidenza si è manifestata attraverso un fenomeno detto di oscillazione
attraverso il quale neutrini di un dato “sapore”, ad esempio di tipo
elettronico, cambiano la loro natura, in neutrini di tipo muonico o tauonico,
durante il loro propagarsi dal punto di creazione al punto di rivelazione.
Affinché ciò avvenga occorre appunto che la differenza di massa tra i diversi
tipi di neutrino sia diversa da zero, e ciò comporta che i neutrini stessi
siano dotati di massa. Malgrado lo studio del fenomeno dell’oscillazione non
permetta di fissare un valore assoluto di massa a queste particelle (essendo
sensibile solo a differenze tra masse), esso è in grado di fornire dei limiti a
tale valore; oggi possiamo affermare che la massa del neutrino elettronico è
almeno 250000 più piccola dei quella dell’elettrone. Ma soprattutto possiamo
affermare che la massa di almeno un paio di neutrini è diversa da zero. I
neutrini sono prodotti in molti processi fisici e sono presenti nell’universo
in numero di qualche centinaio per centimetro cubo, valore da confrontare a
qualche protone per metro cubo presente nello spazio cosmico del nostro
universo. I neutrini sono prodotti nei processi di interazione debole come il
decadimento beta nel quale un nucleo si trasforma in un altro nucleo emettendo
un elettrone (o positrone) e un antineutrino (o neutrino). Particolarmente
copiosi sono i neutrini provenienti dal sole; qualcosa come 60 miliardi di
neutrini elettronici per centimetro quadrato giungono sulla terra ogni secondo.
Malgrado questo enorme flusso, soltanto una piccolissima di essi frazione
interagirà con il nostro pianeta; ciò è dovuto alla piccola sezione d’urto
cui si accennava precedentemente. Ciò che i fisici si prefiggono di studiare, sono le proprietà di questa
effimera e strana particella. Per fare ciò, oltre alla rivelazione di neutrini
“naturali” come quelli solari o i neutrini atmosferici (quelli prodotti
dall’interazione dei raggi cosmici con l’atmosfera) gli scienziati si sono
serviti degli antineutrini prodotti dai decadimenti dei prodotti di fissione
delle centrali nucleari e anche (è di questi che parleremo nel seguito) di
neutrini muonici prodotti con l’ausilio di acceleratori di particelle.
La creazione
I neutrini muonici sono stati prodotti utilizzando il collisionatore Super
Proton Synchrotron (SPS) del CERN vicino a Ginevra (fig. 1). L’SPS è in grado
di accelerare protoni fino a 400 GeV. Il GeV è una unità di energia pari circa
all’equivalente della massa del protone (che, per essere precisi, è di 0.938
GeV). Quindi un protone da 400 GeV ha una energia totale di oltre 400 superiore
alla sua massa a riposo. Trovandosi quindi in un regime completamente
relativistico, si muove praticamente alla velocità della luce.
Ogni tre secondi i protoni del fascio dell’SPS vengono fatti interagire;
circa 24000 miliardi di questi protoni vengono inviati contro un bersaglio di
grafite composto da 13 cilindri di qualche millimetro di diametro.
L’interazione dei protoni di così alta energia con i nuclei del materiale
produce un fascio di pioni (p)
e di kaoni (K). Il fascio viene poi focalizzato grazie a un sistema di magneti
ed indirizzato verso i laboratori sotterranei del Gran Sasso. Anche queste nuove
particelle cosi’ prodotte sono del tutto relativistiche.I mesoni p
e K percorrendo un tunnel di circa 1 km di lunghezza decadono generando muoni e
neutrini i quali continueranno a viaggiare con la stessa direzione dei mesoni
che li hanno generati. In questo modo si ottiene un fascio composto al 95% di
neutrini muonici con una energia media di 17.4 GeV. Il restante 5% è costituito
da antineutrini muoni nella misura del 4% e il rimanete 1% da neutrini ed
antineutrini di tipo elettronico.
Il fascio di neutrini inizia quindi il sua viaggio sotterraneo attraversando
mezza Italia (fig. 2) praticamente indisturbato; al suo arrivo in Abruzzo si
presenta con una superficie di
circa un chilometro quadrato.
La
rivelazione
Ad attendere i neutrini, al riparo dalla radiazione cosmica sotto 1400 metri di roccia, nelle grandi sale sperimentali del Laboratorio Nazionale del Gran Sasso (LNGS) ci sono diversi apparati sperimentali, alcuni grandi quanto palazzine di 3 piani. Questi laboratori videro la luce 25 anni fa, e furono costruiti con le tre grandi sale sperimentali denominate A B e C (ognuna con altezza di un centinaio di metri, larghezza e altezza di circa venti metri) direzionate verso il CERN proprio per accogliere i neutrini “sparati” da Ginevra. Uno di questi apparati, OPERA (Oscillation Project whit Emulsion tRacking Apparatus, fig. 3), con una massa totale di circa 1800 tonnellate, è installato nella sala C, ed è stato realizzato da una collaborazione internazionale con lo scopo di rivelare i neutrini tau dal fascio originario costituito, come abbiamo detto, quasi esclusivamente da neutrini muonici. Essendo i neutrini privi di carica elettrica, possono essere rivelati solo attraverso le tracce prodotte dalla loro interazione con i nuclei costituenti il rivelatore. Il neutrino tau produce oltre ad altre particelle il leptone tau o tauone il quale decade prontamente in 3x10-13 secondi percorrendo meno di 1 mm e generando altre particelle come ad esempio muoni e neutrini o adroni e neutrini. La caratteristica che permette di riconoscere un evento nucleare prodotto da un neutrino tau è quello di contenere una traccia con una deviazione a gomito nel punto del decadimento (fig. 4). L’apparato sperimentale è costituito da due grandi moduli in cui la parte sensibile è costituita da 12 milioni di emulsioni nucleari assemblate con altrettanti strati sottili di piombo formando 200000 “mattoni” all’interno dei quali interagisce il neutrino. Oltre alle emulsioni nucleari, ci sono dei rivelatori composti da strisce scintillanti che hanno il compito di determinare in tempo reale le coordinate dell’evento di interazione. A completare l’apparato troviamo un forte campo magnetico e dei rivelatori di tracciamento per la misura dell’energia del muone prodotto dal decadimento del neutrino tau. Malgrado l’enorme massa, OPERA dovrebbe rivelare solo poche decine di eventi da neutrino tau nei prossimi anni. Oltre ad OPERA altri esperimenti sono in grado di fornire utili informazioni sul funzionamento e sul valore dei parametri di oscillazioni; tra questi ICARUS costituito da 600 tonnelate di argon liquido in grado di ricostruire immagini tridimensionali degli eventi, Borexino costituito da 300 tonnellate di scintillatore liquido il cui scopo principale è la rivelazione e lo studio dei neutrini solari, e LVD concepito per la rivelazione di neutrini emessi durante l’esplosione di una supernova.
Fig. 1. La generazione del fascio di neutrini al CERN si svolge nel
complesso degli acceleratori installato a Ginevra, vicino al confine tra Francia
e Svizzera.
Figura
2. Nel loro percorso i neutrini passano alla profondità di alcuni chilometri
prima di tornare in superficie al Gran Sasso..
Fig. 3. Fisici, ingegneri e tecnici installano il rivelatore Opera, al Gran
Sasso.
Fig. 4. Il neutrino tau interagisce nel piombo di OPERA dando luogo ad un
mesone tau che viene identificato dalla sua breve vita e dalla presenza di un
muone tra le particelle prodotte.
Settembre 2006
Lino Miramonti e Marco
G. Giammarchi
Da fantascienza a scienza applicata: storia e gloria dei Neutrini
Il neutrino, particella fantasma della fisica atomica e nucleare ha ormai
oltre ottanta anni di storia. In un mirabolante percorso, dalla ipotesi alla
scoperta e infine al suo possibile sfruttamento nel futuro, la storia di questa
elusiva particella rappresenta un affascinante paradigma dello sviluppo e delle
prospettive della scienza moderna.
L’ipotesi
di Pauli
Questa storia inizia all’incirca negli anni ’20, quando i risultati di
osservazioni su alcuni decadimenti di nuclei instabili (decadimenti beta)
sembravano indicare una apparente violazione di principi fondamentali della
fisica, come la conservazione dell’energia.
La scoperta
Nel 1953 due ricercatori americani, Fred Reines e Clyde Cowan, iniziarono la
costruzione di un rivelatore nelle vicinanze di un reattore nucleare in South
Carolina. Un reattore nucleare di media potenza emette un flusso dell'ordine di
centomila miliardi di neutrini al centimetro quadrato per secondo alla distanza
di 10 metri dal suo nocciolo. Il rivelatore venne installato sottoterra ad una
profondità di 12 metri in modo da proteggere l'apparato dalla radiazione cosmica che
altrimenti avrebbe generato falsi segnali e reso molto difficile
l’identificazione del segnale ricercato.
Neutrini
che vengono dal Cosmo
Le reazioni termonucleari che fanno “vivere” le stelle producono un
enorme numero di neutrini; la quantità di neutrini emessi da una stella è
circa 100 volte maggiore di tutta la radiazione elettromagnetica che essa emette
sotto forma di luce visibile,
infrarossa, ultravioletta, raggi X ecc... Quando poi le stelle più massive
esplodono diventando supernovae, liberano una quantità enorme di energia pari a
quella che il Sole emette durante tutta la sua vita
e anche una enorme quantità di neutrini. L'osservazione di queste particelle
fornisce una preziosa informazione sui processi nucleari stellari, in quanto i neutrini
prodotti giungono a noi praticamente senza essere influenzati dalla materia
interstellare. Inoltre come nel caso della nostra stella ci permettono di
“vederne” direttamente il cuore, un po’ come avviene con i raggi X, grazie
ai quali è possibile visualizzare gli organi interni del corpo umano.
Neutrini
che vengono dal Sole
Per convalidare l’esattezza dei modelli solari apparsi nella prima metà
degli anni ’60 due fisici statunitensi, Raymond Davis e John Bahcall,
proposero la costruzione di un rivelatore di neutrini; nel 1964 in una miniera
d’oro a Homestake (South Dakota), venne realizzata una grande piscina di 600
tonnellate di tetracloruroetile dove alcuni
atomi al giorno si sarebbero dovuti trasformare in seguito
all’interazione di neutrini provenienti dal Sole. Il numero di neutrini
rivelati, risultò però inferiore a quello previsto dai modelli solari. Oggi
sappiamo che tale deficit va ricercato tra le proprietà stesse del neutrino.
Neutrini
che vengono dal centro della Terra
Un nuovo rivelatore sotterraneo giapponese e’ entrato da poco in funzione
nel complesso minerario di Kamioda; si tratta di KamLAND, che ha verificato il
fenomeno delle oscillazioni stavolta sfruttando neutrini emessi dalle vicine
centrali nucleari giapponesi e coreane. Oltre agli eventi generati dai neutrini
di fissione nei reattori la collaborazione KamLAND ha osservato per la prima
volta neutrini (o, per essere piu’ precisi, anti-neutrini) da una sorgente che
forse il lettore non si aspetta: il nostro stesso pianeta.
Conclusione
Previsto nel 1930 e scoperto nel ’56, il neutrino si è rivelato un
prezioso strumento di indagine in fisica delle particelle, nello studio delle
interazioni fondamentali e di corpi celesti come il Sole. Dopo averne
determinato proprieta’ come il
sapore e l’oscillazione, fisici e geologi si apprestano ora ad utilizzarlo per
lo studio dell’interno della Terra.
Giugno
2006
Marco G. Giammarchi e Lino Miramonti
Fig.
1. Foto del rivelatore SNO durante la sua costruzione. Una gigantesta sfera
ricoperta da fotomoltiplicatori (sensori di luce) viene usata per contenere
l’acqua pesante su cui i neutrini interagiscono. L’inserto in basso a destra
illustra la struttura generale del rivelatore, installato in una miniera di
nichel in Ontario.
Figura
2. L’interno della Terra viene di solito schematizzato mediante una serie di
strati. Il contenuto di materiale radioattivo varia da strato a strato.
Fig.
3. Fisici, ingegneri e tecnici installano il rivelatore Borexino, al Gran Sasso.
Un contenitore flessibile di nylon viene sospeso al centro di una sfera di
acciaio del diametro di quasi 14 metri e ricoperta da 2200 sensori di luce.
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ITER: la via verso la fusione termonucleare controllata di Simone Coelli e Marco G. Giammarchi
“ITER”
- acronimo di “International Thermonuclear Experimental Reactor” - è una
parola latina che significa percorso e sottolinea l’obiettivo di un grande
progetto scientifico su scala mondiale, la dimostrazione di fattibilità della
fusione termonucleare controllata. 
Con
ITER si vuole realizzare di un impianto prototipo in grado di generare e
sostenere stabilmente reazioni di fusione di un plasma di Deuterio e Trizio
confinato magneticamente in un reattore di tipo Tokamak. Vediamo con calma di
cosa si tratta. Iniziamo col
distinguere il processo di fusione nucleare dal quello che consente il
funzionamento delle odierne centrali “a fissione”. Mentre nella fissione
nuclei pesanti (Uranio, Plutonio…) vengono suddivisi in nuclei più piccoli,
nella fusione nuclei leggeri (Trizio, Deuterio…) vengono fatti unire per
formare un nucleo più grande; in entrambe i casi si guadagna energia. I moderni
impianti a fissione hanno un elevato livello di sicurezza ma lo svantaggio
principale di questa tecnologia è la generazione dei frammenti di fissione e
degli elementi transuranici. Questi sono nuclei instabili (radioattivi), la
dispersione dei quali determina il fattore principale di rischio in un incidente
al reattore o al combustibile estratto a fine vita, le famose “scorie
nucleari”, che purtroppo hanno tempi di dimezzamento estremamente lunghi. Nel
processo della “fusione” si libera energia dall’unione di nuclei leggeri
che fondono in un nucleo più pesante e stabile. Occorre operare in particolari
condizioni perchè avvenga questo tipo di reazione; infatti i nuclei per
fondersi devono essere fatti avvicinare contrastando la forte repulsione
elettrica che subiscono essendo entrambi dotati di carica positiva. Riferendoci
in particolare alla tecnologia di ITER ci limiteremo solo alla fusione
termonucleare a confinamento magnetico, nella quale le elevate energie cinetiche
delle particelle portate nella condizione di plasma termonucleare (gas
completamente ionizzato a temperature di molti milioni di gradi) rendono
possibile lo scontro dei nuclei e la loro fusione. In un reattore di questo tipo (Tokamak) si
sfrutta il fatto che le particelle sono dotate di carica elettrica per ottenere
il confinamento del plasma mediante complessi campi magnetici in una camera
toroidale, all’interno della quale si crea una sorta di ciambella di plasma. I
reagenti, cioè i nuclei introdotti nel reattore per sostenere le reazioni di
fusione, sono gli isotopi dell’idrogeno, Deuterio e Trizio. Questi isotopi
hanno sempre una carica positiva unitaria nel nucleo costituita da un protone,
ma hanno rispettivamente anche uno o due neutroni nei loro nuclei. La reazione -
indicata come D+T - è quella che riveste il maggiore interesse, perchè
minimizza le repulsione tra i nuclei e rende massima la probabilità che si
inneschino le reazioni di fusione; la temperatura di accensione per questo
plasma è di circa 50 milioni di gradi, piu’ alta di quella del centro del
Sole. I prodotti della reazione D+T sono un nucleo di elio e un neutrone
energetico.A prima vista questo sembrerebbe un processo più pulito e sicuro
della fissione data l’assenza di combustibile esausto altamente radioattivo e
la mancanza del pericolo di criticità incontrollata (un malfunzionamento
accidentale del sistema provocherebbe l’esaurimento immediato del processo).
Tuttavia la manipolazione di un isotopo radioattivo come il Trizio e la
produzione di molti altri radioisotopi per attivazione dei materiali da parte
dell’intenso flusso di neutroni, rendono comunque un reattore a fusione degno
delle stesse attenzioni necessarie nelle altre tecnologie nucleari.
Lo scopo di ITER
Il principio di funzionamento delle stelle,
come il nostro Sole, si basa sulle reazioni di fusione, che sono quindi
diffusissime nell’Universo. La ricerca orientata alla riproduzione di questo
processo sulla Terra può essere in qualche modo riassunta per mezzo del
“diagramma di Lawson” che illustra graficamente il criterio legato alle
condizioni minime necessarie affinchè un plasma termonucleare raggiunga una
condizione di funzionamento dove si abbia una produzione netta di energia. Per
guadagnare energia è necessario raggiungere una certa zona dei parametri nel
diagramma di Lawson (fig. 1). Senza scendere nei dettagli questo significa che
il plasma deve essere confinato per tempi abbastanza lunghi in condizioni di
densità e temperatura sufficienti a sostenere il processo di fusione in modo
continuo e produttivo. La storia di questa ricerca è quindi quella di una lunga
“arrampicata” nel diagramma di Lawson, fino alla regione interessante dei
parametri, quella in alto a destra nella figura 1. ITER giungerà più in alto
nel grafico rispetto a tutti i precedenti reattori sperimentali (come JET o TFTR),
fino ad un punto in cui si potrà
dimostrare se effettivamente il sogno di sfruttare tale fonte di energia sarà
realizzabile. 
Fig. 1. Diagramma di Lawson. Sull’asse orizzontale la temperatura del plasma e
sull’altro un indicatore della bontà del confinamento (il prodotto della
densità del plasma per il tempo di confinamento). ITER raggiungera’ zone in
cui Q > 1, dove il reattore produce più energia di quella che consuma.
Nascita del progetto ITER
La ricerca sulla fusione – fenomeno
fisico scoperto nel 1936, prima della fissione -
ha una lunga tradizione in tutto il mondo, dalla Russia al Giappone
all’Europa e agli Stati Uniti. Approcci diversi sono stati seguiti dai diversi
paesi e alcuni - come la fusione inerziale
- vengono ancora perseguiti (anche per scopi militari). Tuttavia è
emersa chiaramente alla fine dell’ultimo secolo la consapevolezza che nessuna
nazione o contesto continentale avrebbe avuto le risorse per affrontare il
prossimo decisivo passo: la costruzione di un reattore termonucleare
dimostrativo a guadagno superiore a uno. Nasce il progetto ITER per un reattore
mondiale sulla fusione. La discussione su dove costruire il mega-reattore è
stata lunga e difficile e alla fine ha visto due schieramenti dividersi sulla
possibilità di costruirlo in Europa (idea sostenuta da Russia, Unione Europea e
Cina) o in Giappone (come preferito da Corea del Sud, Stati Uniti e Giappone).
Alla fine, anche come soluzione di compromesso, si è deciso per il sito
europeo, ma con l’accordo che il reattore avrà uno staff dirigenziale
giapponese. Il 28 giugno 2005 è stata quindi ratificata la decisione di
costruire ITER nel sito di Cadarache in Francia, vicino ad Aix-en-Provence.
L’impresa verrà realizzata con le competenze di scienziati e tecnici di tutto
il mondo e con il sostegno economico di Unione Europea, Cina, Giappone, Russia,
Sud Corea, Stati Uniti e Svizzera. Questa stretta cooperazione a livello
mondiale è indispensabile per affrontare l’enorme impegno economico e
tecnologico richiesto da un’impresa così ambiziosa. Tecnicamente ITER
rappresenta il maggiore passo sperimentale tra ricerca e scala industriale nel
programma scientifico di sfruttamento dell’energia nucleare da fusione a scopo
pacifico. L’energia dei prodotti di reazione potrebbe essere convertita in
energia elettrica, anche se la generazione di potenza elettrica non è
l’obiettivo di ITER che consiste invece nella dimostrazione della fattibilità
scientifica. Solo dopo aver raggiunto questo traguardo sarà possibile pensare
alla costruzione di centrali di potenza e si dovrà allora investigare se sarà
possibile rendere la fusione anche economicamente competitiva rispetto alle
altre fonti energetiche. Questo dipenderà inevitabilmente dalle strategie
energetiche che i paesi intenderanno
attuare. Naturalmente, come per qualunque altra fonte energetica, nel computo
della competitività si dovranno tenere in conto tutti i costi inerenti al
trattamento in sicurezza dei materiali radioattivi, inquinanti o comunque
socialmente pericolosi coinvolti nel ciclo di produzione.Nel contesto energetico
mondiale il crescente aumento della domanda dovrà essere fronteggiato nel
prossimo futuro sfruttando oltre alle risorse fossili (petrolio, gas, carbone,
in inesorabile diminuzione), una crescente percentuale di energie rinnovabili
(idrica, eolica, solare, biomasse) e, nonostante l’attuale rallentamento dei
relativi programmi, la fissione nucleare. In questo scenario la fusione nucleare
rappresenterà forse una possibile alternativa e merita oggi di essere studiata,
anche in vista dell’indotto tecnologico e delle relative ricadute
scientifiche, ma senza crearsi eccessive illusioni.
Come funziona il reattore ITER?
ITER sarà la più grande macchina di
questo tipo mai costruita, in grado di produrre 500 Megawatt di potenza in
condizioni di autosostentamento della reazione. I suoi parametri di progetto
sono tali da permettere di ottimizzare il processo durante le fasi di
sperimentazione grazie a flessibilità di potenza di fusione, densità e fattori
di forma del plasma, comando delle correnti, dei sistemi di alimentazione del
combustibile e sistemi per la sostituzione dei componenti interni del
reattore.Il design di ITER è basato sull’idea di poter collaudare le
tecnologie oggi conosciute per il riscaldamento del plasma, includendo tutte le
possibili tecniche diagnostiche del plasma e lasciando spazio ad eventuali
innovazioni che potranno nascere nel prossimo futuro, durante la sua
realizzazione e utilizzo. Come sistemi principali di riscaldamento del plasma si
sfruttano onde elettromagnetiche e fasci di particelle accelerate che portano la
temperatura nel cuore del plasma oltre i 100 milioni di gradi innescando le
reazioni di fusione termonucleare. Per confinare il plasma, mantenendolo
separato dalle pareti interne della camera anulare del Tokamak (che altrimenti
finirebbero distrutte), si utilizzano complessi campi magnetici creati da bobine
superconduttrici, immerse in criostati ad elio liquido a temperature di pochi
gradi Kelvin, ossia vicinissime allo zero assoluto. L’intensità del campo e
il volume della macchina lo rendono
anche uno dei più grandi magneti del mondo, composto da un sistema magnetico
toroidale (18 bobine alte 12 metri e larghe 8), sei bobine poloidali circolari
(diametri da 6 a 25 m) esterne alla camera toroidale (destinate al controllo di
posizione e forma del plasma), e da un solenoide centrale (del diametro di 3 m e
alto 14 metri) per il riscaldamento del plasma. La durata prevista per le
scariche di plasma è di 400 secondi, ritenuta sufficiente per una dimostrazione
tecnico-scientifica convincente, mentre la corrente circolante nel plasma
raggiunge i 15 milioni di Ampère. La potenza di riscaldamento iniettata è 50
MW mentre le reazioni di fusione dovranno produrre 500 MW, con un incremento di
un fattore Q = 10, rapporto tra quella estratta e quella immessa nel sistema.
Un’amplificazione interessante di energia, per la prima volta ottenibile dopo
le positive esperienze con precedenti reattori, in particolare il JET, che
pero’ poteva al massimo raggiungere solo il pareggio energetico.La potenza
generata viene raccolta nelle pareti interne del Tokamak da apposite strutture
in grado di trasferirla poi al fluido termovettore (acqua) che convoglia il
calore a sistemi di raffreddamento esterni e che in futuro potranno essere dei
turbogeneratori (in grado di convertire la potenza termica in elettrica e infine
immetterla nella rete di distribuzione). Dopo il completamento del reattore
(previsto per il 2016), il periodo di funzionamento previsto è di circa 20 anni
con una miscela di Deuterio e Trizio (D+T) come combustibile. Anche se la
fusione risulta più pulita della fissione, le parti affacciate al plasma
soggette al flusso di neutroni prodotti nelle reazioni di fusione si attivano
durante gli esperimenti. Grande attenzione va posta quindi nella gestione dei
prodotti e delle parti radioattive,
limitandone volumi e tossicità mediante una corretta gestione del ciclo di
smaltimento.
Fig. 2. Spaccato artistico del reattore Tokamak ITER. Le dimensioni di una persona sono rappresentate dell’omino blu in basso.
Conclusione
ITER rappresenta un passo in avanti
decisivo per la fusione termonucleare controllata a scopi pacifici. La
concentrazione di uno sforzo economico e scientifico su scala mondiale permetterà
per la prima volta di guadagnare energia da un prototipo di reattore a fusione.
La costruzione di ITER in Francia è anche una grande occasione per l’Europa e
per l’Italia, sia dal punto di vista strettamente scientifico che da quello
tecnologico e dell’indotto. Realtà come l’ente francese CEA (Commissariat
à l’Energie Atomique) o l’italiana Ansaldo Superconduttori avranno modo di
impiegare e perfezionare la tecnologia necessaria con ricadute positive ad ampio
raggio.Con in mente il bagliore inquietante dei test nucleari delle bombe a
fusione – bomba H – nei quali ci si rende conto delle immense riserve di
energia celate nei nuclei, vorremmo concludere questo articolo con una nota di
ottimismo sulle possibili ricadute pacifiche della ricerca e dell’ingegneria
della fusione nucleare.
20 dicembre 2005
Simone
Coelli e Marco G. Giammarchi
Bibliografia
1) Il sito internet di riferimento, ricco di informazioni e collegamenti è www.iter.org
Una nuova rivoluzione
copernicana: la scoperta dei pianeti extrasolari
Siamo
ormai abituati alle continue scoperte astronomiche, antiche e recenti, e spesso
finiamo col trattarle
con una punta di indifferenza: relegate in qualche breve trafiletto di
quotidiano, non attirano più di tanto la nostra attenzione. Forse nessuna
notizia di carattere astronomico o spaziale ha mai più suscitato lo stesso
interesse generato nell’opinione pubblica dallo sbarco di un uomo sulla Luna,
un evento di ormai 36 anni fa.Tutto questo nonostante le mirabolanti scoperte
sull’origine dell’universo e la sua struttura, le esplorazioni con sonde
automatiche dei pianeti giganti, la Stazione Spaziale Internazionale e tante
altre ancora. Queste scoperte e conquiste, per quanto importanti, sono
essenzialmente conosciute ed apprezzate soprattutto nell’ambito degli
specialisti, astronomi, astrofisici, ingegneri aerospaziali, astronauti e
cosmologi, o di un ristretto pubblico “educato”, quale ad esempio quello
rappresentato dagli astrofili. Forse solo le tristi notizie delle tragedie
umane degli Shuttle e la tanto attesa scoperta di molecole di acqua su Marte
hanno recentemente risvegliato maggiore interesse in una opinione pubblica che a
volte ha obiettive difficoltà a capire l’importanza di gran parte della
ricerca scientifica, e tende naturalmente a soffermarsi sugli aspetti più
facilmente comprensibili ed emotivamente coinvolgenti come l’astronomia e
l’esplorazione dello spazio.
Eppure una serie di scoperte mirabolanti e molto attese sta avendo luogo
in un settore piuttosto nuovo e per certi versi sorprendente. Un settore che ci
riporta a quanto scritto da svariati scrittori di fantascienza del secolo
scorso. In una sola frase, stiamo scoprendo pianeti attorno ad altre stelle: gli
esopianeti. In fondo, non ci dovrebbe essere nulla di strano. Se il Sole è una stella
come tante, pare logico ritenere che anche le altre stelle abbiano il loro bravo
corteo di pianeti. Tuttavia fino a qualche anno fa non era stato possibile avere
evidenza della loro esistenza. Queste scoperte costituiscono una impresa
astronomica impressionante, permettendoci per la prima volta lo studio di
sistemi stellari diversi dal nostro. La quantità di nuovi dati sulle proprietà
e sull’evoluzione di tali sistemi e’ enorme e fornisce informazioni su come
possa essersi formato anche il nostro Sistema Solare.Peraltro la rivelazione di
pianeti che orbitano attorno ad altre stelle e’ una sfida formidabile dal
punto di vista strumentale, dato che i pianeti non brillano di luce propria e si
trovano in prossimità di stelle che al confronto sono milioni di volte più
luminose. Per fare un confronto, è un po’ come se ci trovassimo a Milano e
dovessimo osservare con un sistema di lenti, specchi e cannocchiali una
nocciolina che si trova a Pechino, molto vicino ad una potente lampada alogena
diretta verso di noi. Gli scienziati hanno quindi elaborato sofisticate tecniche
di osservazione che, pur indirettamente, permettono di superare le difficoltà
connesse con una osservazione tanto ardua.
In questa impresa le tecniche impiegate sono tre:
 |
Lo studio delle
oscillazioni della posizione della stella vicina (tecnica Doppler). La
posizione di una stella viene debolmente influenzata dalla massa di un
grosso pianeta che le orbita intorno, e subisce un’oscillazione periodica.
Tale oscillazione è
rilevabile mediante lo studio dell’effetto Doppler sulle
sue sulle righe spettrali.
Questo e’ il metodo attualmente piu’ sensibile per rivelare
esopianeti. |
|
Lo studio della
luminosità totale della stella nel tempo (tecnica
fotometrica). Quando il pianeta
transita davanti alla stella ne
occulta periodicamente una
piccola parte
della luce. Naturalmente questo richiede che l’orbita del pianeta si
interponga tra la stella e la nostra linea di vista (un po’ come avviene
in una eclisse). |
|
Infine e’ possibile l’osservazione telescopica diretta. Questa tecnica e’ davvero al limite delle capacità tecnologiche attuali a causa della vicinanza tra stella e pianeta e della forte differenza di luminosità: al momento un solo esopianeta è stato osservato in questo modo. |
In dieci anni di ricerca sono stati scoperti circa 152
esopianeti con la tecnica Doppler (osservati attorno a 131 stelle), 5 con la
tecnica fotometrica e solo uno osservato direttamente. La diversità delle tecniche impiegate e il numero ormai elevato di scoperte
non permette piu’ di dubitare in alcun modo dell’esistenza di esopianeti:
così come e’ avvenuto nel caso del
nostro sistema solare, sistemi planetari si sono formati attorno ad altre
stelle.
Ma quali sono le caratteristiche dei pianeti scoperti?
Per scoprirlo ci riferiamo ad un recente lavoro specialistico di rassegna
(1), che è anche la nostra maggiore fonte di ispirazione per questo lavoro.
Innanzitutto occorre premettere che non e’ ancora
possibile rispondere in modo completo a domande sulle proprietà degli
esopianeti per via del fatto che attualmente sono stati osservati solo quelli
piu’ grandi e piu’ vicini alla stella madre. Questo effetto viene
chiamato “effetto di selezione”, e deriva dalle caratteristiche delle
tecniche utilizzate. Quindi le proprietà degli esopianeti non sono ancora del
tutto chiare; in pratica abbiamo buone informazioni solo sui più grandi, più
facili da scoprire e da caratterizzare. Tuttavia i dati a disposizione, ancorchè
incompleti, evidenziano alcune importanti proprietà:
Masse
Le masse
scoperte per i pianeti extrasolari sono molto grandi: si parla di pianeti di
tipo simile a Giove e anche molto piu’ grandi. Come abbiamo detto questo e’
il risultato dell’effetto di selezione. Tuttavia gli astrofisici, studiando la
distribuzione in massa dei pianeti osservati (i piu’ piccoli hanno una massa
15 volte quella della Terra), sono in grado di concludere che una grande quantità
(la maggioranza?) dei pianeti stessi dovrebbe avere masse più piccole. In
particolare si prevede che circa il 12% delle stelle abbiano pianeti simili alla
Terra e distanti meno di 20 Unità Astronomiche (UA, pari alla distanza
Sole-Terra, ovvero circa 149 milioni di chilometri) dalla stella
madre.
Distanza
dalla stella madre
Tutti gli
esopianeti scoperti hanno distanze dalla stella madre comprese tra 0.03 e 5.5
Unità Astronomiche. Anche in questo caso vi e’ un effetto di selezione.
Specialmente con la tecnica Doppler, che è quella che ha dato i maggiori
risultati finora, è più facile scoprire pianeti vicini alla stella madre
piuttosto che pianeti lontani da essa.
Eccentricità
dell’orbita
In generale
sono stati scoperti pianeti con orbite abbastanza eccentriche. Un’orbita e’
detta eccentrica quando e’ sensibilmente allungata in una direzione, mentre è
poco eccentrica quando tende ad avere una forma circolare. L’abbondanza di
orbite eccentriche sembrerebbe indicare che grossi pianeti gassosi con orbite
quasi circolari (quello che avviene nel sistema solare per Giove e Saturno) non
sono poi così comuni come si pensava. Lo studio delle caratteristiche degli esopianeti comprende
naturalmente anche molte altre proprietà fisiche e chimiche. Si sta iniziando a
conoscere la composizione delle atmosfere di alcuni di essi: sodio e idrogeno
sono già stati identificati in esoatmosfere. Inoltre stiamo anche cominciando a
capire la relazione tra la presenza di esopianeti e la composizione chimica (metallicità)
della stella madre; queste osservazioni sono una vera manna per i planetologi
che possono finalmente disporre di altri sistemi “solari” per i loro studi.
Noi non ci addentreremo ulteriormente nella descrizione di queste complesse
ricerche. Rimandiamo invece i lettori interessati alla bibliografia in referenza
1 e al sito web indicato in referenza 2, che viene continuamente aggiornato.
Conclusioni
Oggi non si può più dubitare dell’esistenza dei
pianeti extrasolari; tuttavia la ricerca su di essi e’ ancora fortemente
influenzata da effetti di selezione: i pianeti che possiamo osservare sono
necessariamente molto grandi e molto vicini alla stella madre. Peraltro i
progressi in corso sono notevolissimi: si ritiene infatti che, per quanto
riguarda le stelle a noi piu’ vicine (entro un raggio di 100 anni luce,
corrispondenti a circa 6 miliardi di UA) siano ormai stati scoperti tutti i
pianeti giganti che distano meno di 2 Unità Astronomiche dalla stella madre.
La prossima frontiera della ricerca dei pianeti
extrasolari prevede missioni spaziali (Kepler, COROT, Space Interferometry
Mission e poi Darwin e Terrestrial Planet Finder) dedicate alla ricerca di
esopianeti di piccola massa e lo studio dettagliato delle loro proprietà’
chimiche, fisiche e geologiche. Tra gli scopi principali un vero e proprio
“Sacro Graal” della ricerca esoplanetaria: la scoperta di pianeti rocciosi
di massa simile alla Terra che orbitino alla distanza di circa una Unità
Astronomica dalla stella madre.
Stiamo da tempo scoprendo che la nostra posizione
nell’universo non e’ privilegiata sotto diversi punti di vista. Abbiamo
imparato in passato che la Terra non e’ in una posizione speciale, non e’ al
centro dell’universo. Poi abbiamo visto che neppure il Sole è al centro, ed
e’ solo una stella fra tante. Anche la nostra galassia e’ una fra tante,
immersa in un cosmo in continua espansione. L’inizio del nuovo millennio ci
sta offrendo altre nuove scoperte: pianeti sconosciuti, che orbitano attorno a
stelle aliene, ci dicono che Urano, Giove,
Saturno, Marte e la stessa Terra hanno dei fratelli cosmici, e che essi sono
numerosi, probabilmente numerosissimi. Una nuova rivoluzione copernicana.
Luglio 2005
Marco G. Giammarchi, Primo Ricercatore all'Ist. Naz. di Fisica Nucleare Marco.Giammarchi@mi.infn.it e Marco A. C. Potenza, Ricercatore all'Università agli Studi di Milano
ritorno a corrierebit - scienza
Bibliografia
1) G. Marcy et al., Observed
Properties of
Exoplanets: Masses, Orbits, and Metallicities. Astro-ph/0505003,
29 Aprile 2005.
2) http://exoplanets.org.