Il problema è quanto leggermente. Per un’onda gravitazionale prodotta dalla fusione di due buchi neri a un miliardo di anni luce di distanza, l’allungamento atteso su un rivelatore di quattro chilometri è dell’ordine di un decimillesimo del diametro di un protone. Luciano Rezzolla, dell’Istituto Albert Einstein di Potsdam, spiega su Asimmetrie come tradurre questo in numeri concreti: l’ampiezza relativa è circa 10⁻²¹. Questo significa che una distanza di un anno luce si allunga o accorcia di circa un centesimo di millimetro.

Non è un segnale debole. È il segnale più debole che la fisica abbia mai provato a misurare. E per farlo serve una tecnica chiamata interferometria laser: dividere un raggio di luce in due, mandarlo lungo due bracci perpendicolari, farlo rimbalzare e ricombinarlo. Se le due traiettorie sono identiche, le onde si cancellano. Se uno dei bracci si allunga anche solo di un decimillesimo di protone, il pattern di interferenza cambia. Quella variazione è l’onda gravitazionale.

I rivelatori terrestri come Virgo hanno un limite fisico: la Terra stessa trema. Il vento, il mare, il traffico, le maree — tutto produce rumore sismico che i superattenuatori possono ridurre ma non eliminare del tutto. Per frequenze molto basse — sotto il decimo di hertz — è impossibile costruire rivelatori abbastanza grandi e stabili sul pianeta.

La soluzione si chiama LISA — Laser Interferometer Space Antenna. Tre satelliti in formazione triangolare, a cinque milioni di chilometri di distanza l’uno dall’altro, in orbita intorno al Sole. Dentro ogni satellite, una massa di oro-platino in caduta libera — isolata completamente da qualsiasi forza non gravitazionale. I laser misurano le distanze tra le tre masse con una precisione di pochi picometri.

Con LISA si potrebbero ascoltare sorgenti completamente diverse: i buchi neri supermassicci al centro delle galassie che si fondono, i sistemi binari di stelle di neutroni nella Via Lattea, forse persino il rumore di fondo cosmologico — un’eco delle prime frazioni di secondo dopo il Big Bang. Stefano Vitale descrive su Asimmetrie come la missione precursore — Lisa Pathfinder — avrebbe testato la tecnologia chiave: tenere una massa in vera caduta libera nello spazio.

Il contributo più rilevante per questo numero di Asimmetrie è un articolo del 1937 pubblicato su Il Nuovo Cimento: la teoria simmetrica dell’elettrone e del positrone. Majorana propone un tipo nuovo di fermione — i fermioni di Majorana — che sono la propria antiparticella. Una particella che non ha un contrario separato: è già il proprio contrario.

Il neutrino è il candidato naturale. Privo di carica elettrica, quasi privo di massa, potrebbe essere la propria antiparticella senza che nulla nella fisica nota lo escluda. La firma sperimentale cercata è il doppio decadimento beta senza neutrino: un nucleo atomico che emette due elettroni senza alcun neutrino, perché i due neutrini si annichiliscono tra loro nel processo. Un segnale talmente raro che il suo tempo medio supera l’età dell’Universo di molti ordini di grandezza.

Asimmetrie dedica spazio a questa caccia nel 2007 perché al Gran Sasso è in funzione CUORICINO — quaranta cristalli di biossido di tellurio raffreddati a 10 millikelvin, più freddi del fondo cosmico a microonde — e il suo successore CUORE è già in progettazione. Nel 2026 il segnale non è ancora arrivato. La macchina è lì, silenziosa, in attesa. Come Majorana, in un certo senso.

Trecentottantamila anni dopo il Big Bang, l’Universo si raffredda abbastanza da permettere agli elettroni di legarsi ai protoni. La radiazione si disaccoppia dalla materia e viaggia libera per tredici miliardi di anni. È la Radiazione Cosmica di Fondo — CMB — fotografata dalla sonda WMAP e dall’esperimento Boomerang con precisione crescente. Quello che vedono è un Universo quasi perfettamente uniforme. Quasi: ci sono fluttuazioni di temperatura di una parte su centomila.

Quelle fluttuazioni sono il punto di partenza di tutto quello che esiste. Le piccole disomogeneità nella distribuzione della materia si amplificano nel tempo per gravità: dove c’è più densità, arriva altra materia; dove c’è meno, si svuota. Le regioni più dense diventano filamenti, poi ammassi galattici, poi galassie, poi stelle.

Il problema è che la materia ordinaria da sola non basta. I fotoni del plasma primordiale esercitano una pressione di radiazione che si oppone all’aggregazione. Prima del disaccoppiamento, ogni perturbazione nella materia ordinaria genera un’onda di pressione — un’oscillazione acustica — che tende a livellare le disomogeneità. Il risultato sarebbe un Universo troppo liscio per formare strutture nei 13 miliardi di anni disponibili.

La risposta era l’oscillazione. Se il neutrino ha una massa, anche piccola, può trasformarsi da un tipo all’altro mentre viaggia: un neutrino elettronico prodotto nel Sole può diventare un neutrino muonico o tauonico prima di arrivare al rivelatore. E i rivelatori degli anni Novanta erano sensibili solo ai neutrini elettronici. Gli altri erano semplicemente in forma diversa.

La conferma arrivò nel 1998 con Super-Kamiokande — un serbatoio di 50.000 tonnellate di acqua ultra-purificata a 1.000 metri di profondità in Giappone, tappezzato di fotomoltiplicatori. Poi nel 2001–2002 con SNO in Canada, che usava acqua pesante e riusciva a distinguere i neutrini elettronici da tutti gli altri. Il risultato fu definitivo: i neutrini solari non sparivano, si trasformavano.

Gianluigi Fogli ed Eligio Lisi dell’INFN di Bari lavorano da anni su quella che si chiama global fit: raccolgono i risultati di tutti gli esperimenti al mondo e li analizzano insieme per estrarre i valori più precisi possibili dei parametri di oscillazione. Nel 2006, quei parametri dicono che conosciamo due differenze di massa al quadrato tra i tipi di neutrino e tre angoli di mescolamento. Ma non sappiamo ancora: la massa assoluta, l’ordinamento delle masse, e se i neutrini violano la simmetria CP.

Per dimostrare che i neutrini si trasformano davvero — non solo inferirlo dai dati — occorre sparare neutrini di un tipo noto e aspettarsi di trovarne di un tipo diverso all’arrivo. È quello che fa il progetto CNGS: Cern Neutrinos to Gran Sasso.

L’acceleratore SPS del CERN produce fasci di protoni ad alta energia che colpiscono un bersaglio di grafite, generando pioni e kaoni. Questi decadono producendo neutrini muonici. Il fascio viene diretto verso i Laboratori Nazionali del Gran Sasso, 730 chilometri più a est, attraverso la crosta terrestre. I neutrini attraversano la roccia come se non ci fosse. Quasi tutti arrivano dall’altra parte. Quasi.

Se le oscillazioni funzionano come previsto, una piccola frazione di quei neutrini muonici si sarà trasformata in neutrini tauonici durante il viaggio. Il rivelatore OPERA — 150.000 mattoni di piombo e pellicola fotografica, 1.800 tonnellate totali — è progettato per vedere il leptone tau prodotto quando un neutrino tauonico interagisce nella materia. Una traccia di pochi millimetri nella pellicola, che dura meno di un picosecondo.

CNGS ha acceso il fascio nel 2006. OPERA ha cominciato a raccogliere dati. Servono anni di accumulo prima di avere abbastanza eventi. La prima prova diretta arriverà nel 2010.

I neutrini del Sole, i neutrini di CNGS, i neutrini atmosferici: tutte sorgenti studiate in laboratorio. Ma esistono anche neutrini cosmici di altissima energia, prodotti da eventi catastrofici come esplosioni di supernove, nuclei galattici attivi o fusioni di stelle di neutroni. Questi neutrini potrebbero portare informazioni su eventi che nessun altro strumento può vedere. Per rivelarli serve un rivelatore enorme.

Il progetto NEMO — Neutrino Mediterranean Observatory — vuole costruire un telescopio di neutrini ad alta energia sul fondo del Mediterraneo. Il principio è lo stesso di Super-Kamiokande: quando un neutrino interagisce nell’acqua, produce un muone che emette luce Cherenkov. Rilevando quella luce con fotomoltiplicatori si ricostruisce la direzione del neutrino originale.

Il sito scelto è a 3.500 metri di profondità, a 80 chilometri da Capo Passero, al largo della Sicilia. Nel 2006 il prototipo di stazione di fondo è già stato testato in mare. Emilio Migneco dell’INFN di Catania guida il progetto. L’obiettivo finale è KM3NeT — un rivelatore di un chilometro cubo, che entrerà in operazione negli anni 2020. Il vantaggio del Mediterraneo rispetto al Polo Sud — dove opera IceCube nel ghiaccio antartico — è la visuale: da sotto il Mediterraneo si vede il centro galattico.

L’Italia è coinvolta attraverso l’INFN e l’ASI (Agenzia Spaziale Italiana), con una contribuzione diretta alla costruzione del tracciatore. Il principio di funzionamento è analogo a quello dei grandi rivelatori terrestri: quando un fotone gamma entra nel LAT, interagisce con strati di tungsteno e produce una coppia elettrone-positrone, le cui tracce vengono ricostruite con rivelatori al silicio. La direzione originale del fotone gamma viene così calcolata con precisione sub-arcominuto.

Tra i bersagli più importanti: le sorgenti di raggi gamma non identificate che costituiscono una percentuale significativa di tutti i fenomeni catalogati. Forse pulsar, forse resti di supernova, forse qualcosa che non abbiamo ancora classificato. Ogni fotone catturato da GLAST è un messaggero che ha viaggiato per miliardi di anni.

Mentre l’LHC al CERN non è ancora in funzione, la comunità internazionale dei fisici discute già di ciò che verrà dopo — o meglio, di ciò che verrà insieme: l’International Linear Collider. Un acceleratore lineare lungo 40 chilometri che non esiste ancora, ma di cui si conosce quasi tutto: posizione ipotetica in Giappone, tecnologia (cavità superconduttrici al niobio raffreddate a 2 Kelvin), particelle accelerate (elettroni e positroni), energia di collisione (500 GeV, espandibile a 1 TeV).

La domanda logica è: perché costruire un secondo grande acceleratore se LHC non ha ancora prodotto un risultato? La risposta sta nel complemento dei due strumenti. LHC collide protoni: le collisioni sono “sporche”, producono migliaia di detriti, richiedono enormi filtri statistici per isolare eventi rari. Produrrà scoperte ad ampio spettro. ILC collide elettroni e positroni: le collisioni sono pulite, l’energia iniziale è perfettamente nota, ogni evento è misurabile con precisione. Permetterà di misurare con esattezza quello che LHC avrà scoperto.

Il confronto classico: se LHC è il cannocchiale che individua un nuovo pianeta, ILC è il telescopio che ne studia l’atmosfera.

ALICE è uno dei quattro esperimenti collegati all’acceleratore LHC al CERN di Ginevra. Il suo compito è far collidere nuclei di piombo a velocità vicine a quella della luce: nell’impatto si libera così tanta energia che i protoni e i neutroni si “sciolgono” e per un miliardesimo di secondo i quark tornano liberi, come erano pochi istanti dopo il Big Bang. Si forma una sfera di fuoco a 2000 miliardi di gradi — centomila volte la temperatura del nucleo del Sole — che dura un miliardesimo di secondo e produce decine di migliaia di particelle secondarie che l’esperimento cattura e analizza.

L’apparato è grande come una casa di cinque piani: 15 metri di altezza, 25 di lunghezza, costruito come una matrioska di rivelatori concentrici. E l’Italia? È il Paese con il maggior numero di ricercatori coinvolti in ALICE: oltre 160 scienziati INFN da Bari, Bologna, Catania, Padova, Roma, Torino, Trieste. L’Italia paga il 30% dei costi di costruzione e guida quattro sistemi di rivelazione, tra cui il più grande rivelatore a gas mai costruito al mondo.

Ogni secondo, ogni metro quadrato della superficie terrestre viene colpito da circa 100 particelle provenienti dallo spazio. Si chiamano raggi cosmici — non sono raggi di luce, sono particelle cariche: soprattutto protoni e nuclei atomici — e ci bombardano incessantemente, giorno e notte, da miliardi di anni. L’atmosfera ci protegge: rallenta e assorbe la maggior parte di queste particelle prima che raggiungano il suolo.

Ma alcune di queste particelle arrivano dallo spazio con un’energia straordinaria: l’equivalente di una palla da tennis tirata da un campione, concentrata in una singola particella subatomica. Circa un raggio cosmico di altissima energia per chilometro quadrato per secolo. Rarissimi, quindi, ma enormemente energetici. Da dove vengono? Probabilmente da esplosioni di supernove. Ma non lo sappiamo con certezza — ed è questo mistero che ha spinto a costruire l’Osservatorio Auger.

Auger copre 3000 km² nella Pampa argentina, a 1400 metri di altitudine. È composto da 1600 rivelatori di superficie, distribuiti a 1500 metri l’uno dall’altro, alimentati da pannelli solari, collegati via radio a un laboratorio centrale. Quando uno sciame di particelle cosmiche raggiunge il suolo, decine di rivelatori si attivano in sincrono, e l’esperimento ricostruisce l’energia e la direzione di provenienza del raggio cosmico originale.

È un esperimento di 15 Paesi, con l’Italia rappresentata dall’INFN. La cooperazione internazionale non è un dettaglio: è la struttura necessaria. Nessun Paese, da solo, avrebbe le risorse per costruire e gestire un osservatorio di quella scala.