ll Premio Nobel per la Fisica conferito quest'anno a Francis Halzen per i suoi contributi decisivi alla realizzazione dell'osservatorio IceCube ed alla scoperta dei neutrini astrofisici di alta energia, ha riportato all'attenzione della comunità scientifica il ruolo di queste particelle nella comprensione dell'Universo.
Il mese scorso, incontrandolo a Genova, ho avuto occasione di rivolgere ad Arthur B. McDonald (1), premio Nobel per la Fisica nel 2015, la seguente domanda: "È possibile, anche soltanto in linea di principio, immaginare un esperimento per individuare il fondo cosmologico di neutrini?".
La sua risposta è stata perentoria: "Assolutamente no".
Un'affermazione che mi ha colpito soprattutto perché non sembrava riferirsi semplicemente ai limiti degli strumenti oggi disponibili, ma ad una difficoltà molto più profonda, legata alle caratteristiche fisiche dei neutrini cosmologici.
Uno dei cinque esempi di cambiamento delle conoscenze astronomiche riguarda infatti la possibilità di riconoscere indirettamente il fondo cosmologico di neutrini, il cosiddetto Cosmic Neutrino Background o CνB, una popolazione di particelle che fino a non molto tempo fa sembrava destinata a rimanere per sempre fuori dalla portata delle nostre possibilità osservative.
L'argomentazione di Siegel è interessante: anche se non siamo in grado di intercettare direttamente questi neutrini, possiamo cercare gli effetti che la loro presenza ha lasciato sull'evoluzione dell'Universo.
Non osservare direttamente una particella non significa infatti essere impossibilitati ad acquisire conoscenze solide sulla sua esistenza.
Ma quanto lontano possiamo spingerci su questa strada?
E soprattutto quando parliamo di individuare il fondo cosmologico di neutrini stiamo davvero parlando della stessa cosa che intendiamo quando diciamo di aver rivelato una particella?
Per comprendere la portata della questione dobbiamo tornare alle primissime fasi della storia cosmica.
Secondo il modello del Big Bang caldo nei primissimi istanti della sua esistenza l'Universo era costituito da un plasma estremamente denso e caldo nel quale particelle e radiazione interagivano continuamente; in quell'ambiente anche i neutrini si trovavano in equilibrio termico con le altre particelle grazie alle interazioni deboli.
All'incirca un secondo dopo il Big Bang, quando la temperatura era scesa a circa un milione di elettronvolt (equivalente a circa 11,6 miliardi di kelvin), l'espansione cosmica rese progressivamente meno frequenti le interazioni dei neutrini con il plasma primordiale.
I neutrini si disaccoppiarono quindi dalla materia e dalla radiazione, iniziando a propagarsi liberamente attraverso lo spazio.
Non si trattò di un evento istantaneo ma di un processo che segnò la fine dell'equilibrio termico tra queste particelle e il resto del plasma.
Da allora hanno continuato il loro viaggio cosmico: non sono stati significativamente assorbiti dalla materia ordinaria e la loro distribuzione ha potuto evolversi sotto l'influenza della gravità, senza perdere la memoria delle condizioni fisiche dell'Universo primordiale.
Questi neutrini costituiscono oggi una popolazione fossile che permea l'intero Universo: il fondo cosmologico dei neutrini, o CνB.
Le sue caratteristiche sono previste teoricamente dal modello cosmologico: la temperatura attuale dovrebbe essere di circa 1,95 kelvin mentre la densità numerica complessiva è stimata in circa 336 neutrini e antineutrini per centimetro cubo, considerando le tre famiglie di neutrini attivi. (3)
Per confronto, il fondo cosmologico di microonde, o CMB (Cosmic Microwave Background), formatosi circa 380.000 anni dopo il Big Bang, possiede una temperatura attuale di circa 2,725 kelvin.
Il fondo di neutrini è dunque molto più antico della CMB e trasporta informazioni su un'epoca che precede di centinaia di migliaia di anni la formazione della radiazione fossile che oggi osserviamo con i radiotelescopi.
Potremmo immaginare il CνB e la CMB come due fotografie dell'Universo primordiale: la prima risalente a quando il cosmo aveva appena un secondo di vita, la seconda a quando aveva circa 380.000 anni.
La differenza fondamentale è che la seconda fotografia possiamo osservarla direttamente mentre la prima non siamo ancora riusciti a realizzarla.
Come ogni forma di energia ed impulso contribuiscono anche al campo gravitazionale, ma la loro probabilità di interagire con la materia ordinaria è straordinariamente bassa.
I neutrini cosmologici presentano inoltre una difficoltà ulteriore: sono estremamente freddi e possiedono un momento termico caratteristico dell'ordine di una frazione di millielettronvolt. (4)
Questo significa che un eventuale rivelatore dovrebbe essere in grado di riconoscere un'interazione prodotta da una particella estremamente poco energetica, distinguendola da un insieme di processi concorrenti, fenomeni radioattivi e sorgenti di fondo.
Non basta quindi costruire un rivelatore più grande o aumentarne la sensibilità: occorre individuare un processo fisico sufficientemente specifico, misurarne i prodotti e distinguerli con certezza da tutti gli altri segnali possibili.
Esiste tuttavia una proposta teorica e sperimentale che merita di essere citata: il progetto PTOLEMY.
L'idea è quella di utilizzare nuclei di trizio e sfruttare la cattura di un neutrino attraverso la reazione ν(e) + ³H → ³H e + e
Il processo è particolarmente interessante perché non richiede una soglia energetica minima per il neutrino incidente: la cattura produrrebbe infatti un elettrone con energia leggermente superiore al limite massimo dello spettro degli elettroni emessi nel normale decadimento beta del trizio.
In linea di principio quindi sarebbe possibile riconoscere il neutrino cosmologico attraverso una firma energetica caratteristica.
Il problema è che il segnale atteso è estremamente raro e richiede una risoluzione energetica eccezionale, oltre ad un controllo dei fondi sperimentali altrettanto straordinario.
PTOLEMY dimostra che una strategia di rivelazione diretta è stata concepita e che esiste un programma di ricerca per tentare di realizzarla; NON dimostra invece che tale rivelazione sia OGGI concretamente alla portata degli strumenti disponibili.
La risposta di McDonald va quindi interpretata, almeno per come l'ho compresa, come un giudizio sulla concreta possibilità di ottenere una rivelazione diretta, non come una dimostrazione matematica dell'impossibilità assoluta di qualsiasi metodo futuro.
L'articolo di Siegel introduce una prospettiva diversa: se non possiamo intercettare direttamente i neutrini cosmologici, possiamo cercare gli effetti che la loro presenza ha prodotto sulla materia e sulla radiazione dell'Universo primordiale.
I neutrini, pur interagendo pochissimo con la materia, possiedono energia ed impulso e contribuiscono quindi alla dinamica gravitazionale dell'Universo.
Nei primi istanti cosmici costituivano una componente importante del contenuto energetico complessivo; la loro presenza influenzò l'evoluzione delle perturbazioni primordiali, cioè quelle piccolissime disomogeneità di densità che, crescendo nel tempo, avrebbero portato alla formazione delle galassie e delle grandi strutture cosmiche.
In particolare essi avevano una caratteristica decisiva: erano particelle free-streaming, capaci cioè di propagarsi liberamente a velocità prossime a quella della luce.
Questo comportamento ha lasciato una firma gravitazionale che possiamo cercare in due diverse manifestazioni osservative della struttura cosmica: la radiazione cosmica di fondo (CMB) e le oscillazioni acustiche dei barioni (BAO).
La CMB è una delle fonti più preziose di informazioni sulla storia remota dell'Universo: le sue piccole variazioni di temperatura riflettono infatti le oscillazioni acustiche che si verificarono nel plasma primordiale, composto principalmente da fotoni, elettroni e nuclei atomici.
Prima della cosiddetta "ricombinazione" (5), fotoni e materia ordinaria erano infatti accoppiati: la gravità tendeva a comprimere le regioni più dense mentre la pressione della radiazione tendeva a contrastare questa compressione, dando luogo ad oscillazioni acustiche, vere e proprie onde sonore che si propagavano nel plasma primordiale.
I neutrini, non essendo accoppiati elettromagneticamente al plasma fotoni-barioni, potevano invece propagarsi liberamente, trasportando perturbazioni di densità anche al di fuori dell'orizzonte sonoro del fluido; questa propagazione modificava l'evoluzione dei potenziali gravitazionali e, di conseguenza, la fase delle oscillazioni acustiche.
In termini osservativi, l'effetto si manifesta come uno spostamento caratteristico dei picchi nello spettro angolare delle anisotropie della CMB.
Nel marzo 2015 Brent Follin , Lloyd Knox , Marius Millea e Zhen Pane pubblicarono su Physical Review Letters un lavoro intitolato "First Detection of the Acoustic Oscillation Phase Shift Expected from the Cosmic Neutrino Background" (6) nel quale mostrarono come questa particolare firma fosse riconoscibile nei dati cosmologici.
Il risultato era importante perché non si limitava a misurare la quantità complessiva di radiazione presente nell'Universo primordiale, ma individuava una caratteristica specifica compatibile con la propagazione libera di particelle relativistiche.
La presenza dei neutrini diventava così riconoscibile attraverso una modificazione della radiazione elettromagnetica: non osservando direttamente le particelle, ma misurando gli effetti gravitazionali che avevano lasciato sull'Universo.
Il secondo risultato utilizza un osservabile diverso.
Le oscillazioni acustiche dei barioni, conosciute come BAO (Baryon Acoustic Oscillations), sono una sorta di impronta fossile delle onde sonore che attraversavano il plasma primordiale: quando i fotoni si disaccoppiarono dalla materia quelle oscillazioni vi lasciarono una caratteristica distribuzione spaziale della materia.
Oggi possiamo ritrovarne la traccia studiando la distribuzione tridimensionale delle galassie.
Nel 2019 un gruppo di ricercatori guidato da Daniel Baumann pubblicò su Nature Physics il primo vincolo osservativo sulla particolare alterazione di fase delle BAO attribuibile alla propagazione libera dei neutrini cosmologici. (7)
L'analisi utilizzò i dati BOSS DR12, il dodicesimo rilascio del Baryon Oscillation Spectroscopic Survey, parte del programma Sloan Digital Sky Survey. (8)
I ricercatori individuarono una fase non nulla con una significatività superiore al 95%, un risultato notevole: la presenza di particelle che non possiamo intercettare direttamente poteva essere riconosciuta attraverso una particolare organizzazione statistica delle galassie, formatasi miliardi di anni fa.
È importante tuttavia precisare che l'analisi combinava i dati BAO con le informazioni della missione Planck sulla radiazione cosmica di fondo: si tratta quindi di un test complementare alle misure della CMB e non di una verifica completamente indipendente da esse.
Anche in questo caso non stiamo osservando i neutrini cosmici ma una conseguenza della loro influenza gravitazionale sull'evoluzione dell'Universo.
Possiamo allora dire di aver individuato il fondo cosmologico dei neutrini?
A questo punto è necessario introdurre una distinzione.
Siegel presenta questi risultati come una dimostrazione indiretta dell'esistenza del fondo cosmologico dei neutrini, ma occorre precisare che le osservazioni della CMB e delle BAO non identificano singolarmente i neutrini primordiali, non ne misurano direttamente la velocità e non permettono di contarli uno per uno: misurano piuttosto una firma cosmologica compatibile con la presenza di particelle relativistiche capaci di propagarsi liberamente nell'Universo primordiale.
In linea di principio, infatti, anche altre particelle molto leggere e debolmente interagenti, non previste dal Modello Standard, potrebbero produrre effetti gravitazionali simili e lasciare tracce analoghe.
Il parametro che descrive convenzionalmente il contenuto di radiazione relativistica dell'Universo è N(eff) il cui valore previsto nel quadro del Modello Standard della cosmologia è circa 3,044. (9)
Le misure cosmologiche sono compatibili con questa previsione e costituiscono una conferma importante del quadro teorico che comprende il fondo cosmologico dei neutrini.
Tuttavia N(eff) non è un contatore di neutrini: descrive il contributo energetico complessivo delle componenti relativistiche, non il numero di particelle individualmente osservate.
È quindi più corretto parlare di evidenza cosmologica del fondo di neutrini, anziché di una sua rivelazione diretta.
Questa distinzione non riduce affatto l'importanza dei risultati; al contrario chiarisce quale sia esattamente il tipo di conoscenza che abbiamo acquisito e quali siano ancora i limiti delle nostre osservazioni.
Una terza strada potrebbe arrivare dall'alba cosmica.
Nel marzo 2026 è stato pubblicato su Physical Review D un lavoro dedicato alla possibilità di riconoscere la firma dei neutrini liberi nello spettro della radiazione a 21 centimetri durante la cosiddetta cosmic dawn. (10)
L'idrogeno neutro emette e assorbe radiazione a una lunghezza d'onda caratteristica di 21 centimetri; studiando le fluttuazioni di questo segnale, proveniente da epoche molto antiche della storia cosmica, potrebbe essere possibile individuare una firma di fase delle oscillazioni acustiche indotte dai neutrini.
Il vantaggio di questa strada sarebbe quello di disporre di una nuova finestra osservativa complementare a quelle offerte dalla CMB e dalle BAO.
Non siamo ancora di fronte a una rivelazione sperimentale (si tratta, per ora, di uno studio teorico sulle potenzialità di questa tecnica) ma è tuttavia significativo che la ricerca stia esplorando nuovi modi per ricostruire indirettamente la presenza dei neutrini primordiali.
Come conciliare quindi la risposta di un Nobel che conosce profondamente il problema dei neutrini con la prospettiva di Siegel, che individua invece una strada per superare un limite apparentemente insormontabile?
Credo che la risposta stia nel significato stesso della parola rivelazione.
Possiamo infatti distinguere almeno tre livelli di conoscenza:
Rivelazione diretta: un neutrino cosmologico interagisce con un apparato sperimentale e produce un segnale identificabile (è il traguardo che PTOLEMY cerca di rendere possibile).
Evidenza osservativa indiretta: misuriamo una conseguenza fisica della presenza dei neutrini, come l'impronta che la loro propagazione libera ha lasciato nelle oscillazioni acustiche della CMB e delle BAO.
Inferenza cosmologica: ricostruiamo le proprietà del fondo primordiale attraverso modelli teorici confrontati con osservazioni cosmologiche.
Il lavoro di Siegel riguarda soprattutto il secondo e il terzo livello mentre McDonald, nella sua risposta, si riferiva alla possibilità di ottenere una rivelazione diretta del fondo cosmologico: due problemi scientifici e sperimentali profondamente differenti.
La distinzione è fondamentale: possiamo avere una conoscenza molto robusta di un fenomeno senza essere ancora in grado di intercettare direttamente le particelle che lo producono.
Naturalmente, quanto più l'evidenza è indiretta, tanto più diventa importante verificare che la firma osservata sia sufficientemente specifica da escludere spiegazioni alternative.
C'è tuttavia una questione che va oltre la fisica dei neutrini: la scienza è abituata a riconoscere la realtà attraverso le sue manifestazioni osservabili, ma non sempre è necessario intercettare direttamente un fenomeno per acquisire conoscenze solide sulla sua esistenza.
Non possiamo osservare direttamente l'interno di un buco nero, ma possiamo ricostruirne le proprietà attraverso gli effetti gravitazionali, le immagini della regione circostante e le onde gravitazionali prodotte dalle loro fusioni.
Non osserviamo direttamente la materia oscura, ma ne ricostruiamo la presenza attraverso gli effetti gravitazionali sulle galassie e sulle grandi strutture cosmiche.
E non possiamo ancora catturare i neutrini fossili del Big Bang, ma possiamo cercare le tracce che hanno lasciato nell'architettura stessa dell'Universo.
Naturalmente ogni inferenza deve essere sottoposta a verifiche indipendenti e deve essere sufficientemente specifica da consentire di distinguere il fenomeno studiato da eventuali spiegazioni alternative, ma il principio rimane straordinario: l'Universo conserva informazioni su eventi e particelle che non siamo più in grado di osservare direttamente.
In questo senso la cosmologia diventa una sorta di archeologia della realtà fisica: non recuperiamo necessariamente gli oggetti del passato ma impariamo a leggerne le tracce che hanno lasciato.
Il fondo cosmologico dei neutrini rappresenta forse uno degli esempi più estremi di questa possibilità: quei neutrini hanno attraversato indisturbati quasi tutta la storia cosmica; erano già in viaggio prima che esistessero gli atomi, le stelle, le galassie e, naturalmente, noi.
Non possiamo ancora metterci davanti a un rivelatore ed aspettare che uno di loro produca un segnale riconoscibile ma possiamo leggere la loro storia nella struttura stessa del cosmo.
È questa la parte più interessante della proposta di Siegel: non l'aver trovato il modo di osservare direttamente ciò che sembrava invisibile, ma l'aver mostrato che anche l'invisibile possa lasciare una firma leggibile.
L'Universo in fondo è un archivio che conserva tracce di epoche alle quali non potremo mai assistere direttamente.
Una domanda rimane aperta, ed è quella che vorrei riproporre a McDonald se avrò ancora occasione di incontrarlo: se la rivelazione diretta del fondo cosmologico dei neutrini appare oggi così difficile da essere considerata praticamente irrealizzabile, fino a che punto potremo affinare la nostra capacità di ricostruirne indirettamente le proprietà?
E soprattutto: esiste una combinazione futura di osservazioni cosmologiche capace di trasformare l'attuale evidenza, già molto solida, in una caratterizzazione ancora più precisa e inequivocabile di questa popolazione fossile?
Note:
(1) Arthur B. McDonald ha ricevuto il Premio Nobel per la Fisica nel 2015 insieme al fisico giapponese Takaaki Kajita per la scoperta delle oscillazioni dei neutrini, fenomeno che dimostra che queste particelle possiedono massa.
McDonald guidò il gruppo di ricerca del Sudbury Neutrino Observatory (SNO), un gigantesco rivelatore situato a circa 2.000 metri di profondità in una miniera di nichel in Canada.
Il problema da risolvere era quello dei cosiddetti neutrini solari mancanti: i primi esperimenti, sensibili soprattutto ai neutrini elettronici, misuravano un flusso pari a circa un terzo di quello previsto dai modelli solari.
SNO utilizzò circa 1.000 tonnellate di acqua pesante (D₂O) che consentiva di distinguere due tipi di interazione: l'interazione a corrente carica (CC), sensibile essenzialmente ai neutrini elettronici, e l'interazione a corrente neutra (NC), sensibile a tutte e tre le famiglie di neutrini attivi (elettronici, muonici e tauonici).
Il risultato fu decisivo: il flusso totale dei neutrini solari era compatibile con le previsioni teoriche ma una parte dei neutrini elettronici si era trasformata, durante il viaggio dal Sole alla Terra, in neutrini muonici e tauonici. Non erano scomparsi, avevano cambiato sapore.
Il fenomeno delle oscillazioni implica che i neutrini abbiano massa, contrariamente a quanto previsto dalla formulazione originaria del Modello Standard.
Gli stati di sapore (elettronico, muonico e tauonico) sono infatti combinazioni di diversi stati di massa, e questa è una delle prove più importanti del fatto che il Modello Standard della fisica delle particelle non costituisce una descrizione completa della natura.
(2) Nel suo articolo Siegel mostra come le nuove osservazioni degli ultimi venticinque anni abbiano modificato profondamente alcune convinzioni sull'Universo: non si tratta soltanto di scoperte che hanno aggiunto informazioni al quadro esistente, ma di risultati che ci hanno costretto a rivedere interpretazioni precedenti.
I cinque esempi affrontati sono:
Le supernovae di tipo Ia e il limite di Chandrasekhar: si riteneva che tale fenomeno esplosivo fossero prodotte soprattutto da nane bianche che accrescevano progressivamente materia da una stella compagna fino ad avvicinarsi al limite di Chandrasekhar, circa 1,4 masse solari. Siegel richiama i risultati secondo i quali una quota molto importante, forse almeno l'80%, potrebbe essere legata a scenari di doppia detonazione, nei quali una detonazione superficiale innesca una seconda esplosione all'interno della nana bianca. La questione dei progenitori delle supernovae Ia rimane tuttavia oggetto di ricerca e discussione.
Le galassie ellittiche e le collisioni galattiche: sla fusione di due galassie a spirale di massa comparabile era spesso considerata un processo capace di produrre una galassia ellittica. Le osservazioni più recenti mostrano però che l'esito delle fusioni dipende fortemente dalle condizioni iniziali, in particolare dalla quantità di gas disponibile: in molti casi possono sopravvivere o ricostituirsi strutture a disco.
Il Sistema solare non è un modello universale le scoperte di Kepler e TESS hanno mostrato una varietà di architetture planetarie molto più ampia di quella immaginata. Super-Terre e mini-Nettuni sono comuni, mentre configurazioni e distanze orbitali possono essere molto diverse da quelle del nostro sistema.
Il fondo cosmologico di neutrini potrebbe essere studiato indirettamente attraverso le tracce lasciate nella radiazione cosmica di fondo e nella distribuzione della materia (argomento trattato in questo post)
I buchi neri non nascono soltanto dalla morte delle stelle: oltre al collasso del nucleo di stelle massicce, esistono scenari come il collasso diretto. Anche la fusione di due stelle di neutroni può produrre un buco nero, a seconda della massa totale e dell'equazione di stato della materia nucleare. Nel caso di GW170817, l'interpretazione più diffusa prevede che una stella di neutroni ipermassiccia sia collassata successivamente in un buco nero, ma la natura del residuo non è stata determinata in modo conclusivo. Inoltre, il JWST ha individuato buchi neri supermassicci nell'Universo primordiale le cui masse pongono problemi ai modelli di formazione basati esclusivamente sui resti delle prime stelle: il collasso diretto potrebbe quindi aver avuto un ruolo importante nella formazione dei semi dei primi buchi neri supermassicci.
L'articolo si conclude con una riflessione sul metodo scientifico: anche ciò che consideriamo un fatto incontrovertibile può rivelarsi incompleto, inesatto o soltanto un'approssimazione di una realtà fisica più profonda.
In tutti e cinque i casi il cambiamento è stato possibile grazie a strumenti osservativi più potenti capaci di raccogliere dati prima inaccessibili ed a nuovi modelli teorici capaci di interpretare quei dati in maniera diversa: "... dobbiamo lasciare all'Universo la possibilità di sorprenderci ..." è la conclusione.
(3) La temperatura attuale prevista per il fondo cosmologico dei neutrini è circa 1,95 K.
Il valore è inferiore a quello della CMB perché i neutrini si disaccoppiarono prima dell'annichilazione delle coppie elettrone-positrone, processo che trasferì energia ai fotoni.
La densità numerica complessiva prevista è di circa 336 neutrini e antineutrini per centimetro cubo, considerando le tre famiglie attive.
Si tratta di valori teorici derivati dal modello cosmologico, non di misure dirette del fondo.
(4) A 1,95 K l'energia termica caratteristica k(BT) è pari a circa 1,68 x 10-⁴ eV.
Il momento termico medio, espresso in unità di energia, è dell'ordine di 5,3 x 10-⁴ eV.
È opportuno distinguere il momento e l'energia cinetica dall'energia totale: alcuni neutrini cosmologici potrebbero essere oggi non relativistici, e in quel caso la loro energia totale comprende anche il contributo della massa a riposo.
I neutrini provenienti dal Sole, prodotti nelle supernovae o generati negli acceleratori possiedono energie enormemente superiori a quelle caratteristiche del fondo cosmologico.
(5) La ricombinazione cosmologica è la fase della storia primordiale dell'Universo, avvenuta circa 380.000 anni dopo il Big Bang, quando la temperatura scese a circa 3.000 K consentendo così agli elettroni liberi di legarsi stabilmente ai nuclei atomici, soprattutto ai protoni, formando atomi neutri di idrogeno.
Prima di questa transizione l'Universo era un plasma caldo e denso nel quale i fotoni interagivano continuamente con gli elettroni liberi, venendo continuamente diffusi. Con la formazione degli atomi neutri la densità degli elettroni liberi diminuì drasticamente e la radiazione poté propagarsi quasi indisturbata nello spazio.
I fotoni liberati in questa fase costituiscono oggi la radiazione cosmica di fondo a microonde (CMB), una delle principali testimonianze osservative dell'Universo primordiale.
Il termine "ricombinazione" è storicamente convenzionale: in realtà si trattò della prima formazione significativa degli atomi neutri, non della loro ricomposizione dopo una precedente esistenza.
(6) Vedi Brent Follin et al. "First Detection of the Acoustic Oscillation Phase Shift Expected from the Cosmic Neutrino Background", Physical Review Letters pubblicato il 26 agosto 2015..
Il lavoro identifica nei dati della radiazione cosmica di fondo uno spostamento di fase delle oscillazioni acustiche compatibile con la propagazione relativistica libera dei neutrini cosmologici.
(7) Vedi Daniel Baumann, Daniel Green, Joel Meyers e Benjamin Wallischet, "First constraint on the neutrino-induced phase shift in the spectrum of baryon acoustic oscillations", 2019 Nature Physics
Il lavoro presenta il primo vincolo osservativo sulla fase delle oscillazioni acustiche dei barioni attribuibile alla propagazione libera dei neutrini cosmologici.
(8) Il Baryon Oscillation Spectroscopic Survey (BOSS) era parte del programma Sloan Digital Sky Survey III (SDSS-III) conclusosi nel 2014.
Il rilascio DR12 (data release 12) comprende misure spettroscopiche di milioni di oggetti astronomici, tra cui oltre un milione di galassie.
Misurandone gli spostamenti verso il rosso (redshift) è stato possibile ricostruirne la distribuzione tridimensionale su vaste regioni del cielo e studiare la struttura su larga scala dell'Universo, in particolare le oscillazioni acustiche dei barioni.
Nel 2019 Baumann e collaboratori analizzarono i dati BOSS DR12, combinandoli con informazioni della missione Planck sulla CMB, per cercare una particolare alterazione di fase delle oscillazioni acustiche dei barioni (BAO) prevista dalla propagazione libera dei neutrini cosmologici.
Il risultato, con una significatività superiore al 95%, ha costituito un importante test complementare delle previsioni sul fondo cosmologico dei neutrini.
(9) Il valore previsto di circa 3,044, anziché esattamente 3, è dovuto a effetti fisici che intervengono durante il disaccoppiamento dei neutrini e l'annichilazione elettrone-positrone.
Tra questi vi sono il disaccoppiamento non istantaneo, le oscillazioni di sapore e le correzioni di temperatura finita.
N(eff) descrive il contributo complessivo della radiazione relativistica alla densità energetica dell'Universo; non corrisponde semplicemente al numero di specie di neutrini.
(10) Vedi Gabriele Montefalcone, Hector Afonso G. Cruz, Julian B. Munoz, Ely D. Kovetz e Marc Kamionkowski, "Tracing the Neutrino-Induced Phase Shift in the 21-cm Spectrum", Physical Review D, 23 marzo 2026
Lo studio analizza teoricamente la possibilità di riconoscere la firma di fase indotta dai neutrini nello spettro della radiazione a 21 centimetri, proveniente dall'idrogeno neutro durante le epoche cosmiche più antiche.
Non si tratta ancora di una rilevazione osservativa, ma di una possibile nuova tecnica per studiare le particelle relativistiche libere nell'Universo primordiale.
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