Modello solare standard: differenze tra le versioni

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Il '''Modellomodello Solaresolare Standardstandard''' (MSS; in [[Lingua inglese|inglese]]: ''Standard Solar Model'', abbreviato in SSM) è il miglior modello disponibile per la descrizione del [[Sole]]. A grandi linee nel Modellomodello Solaresolare Standardstandard il Sole è una sfera composta prevalentemente di un [[Plasma (fisica)|plasma]] di [[idrogeno]] e tenuta insieme dalla [[gravità]]. Nel nucleo del Sole la [[temperatura]] e la [[densità]] sono grandisufficientemente abbastanzaelevate perda consentire la conversione di [[nucleo atomico|nuclei]] di [[idrogeno]] in [[elio]] attraverso distinti processi di [[fusione nucleare]], i quali rilasciano una grande quantità [[energia]], producendo altresì due [[elettrone|elettroni]] e due [[neutrino|neutrini]] elettronici. L'energia è continuamente prodotta nel nucleo e mantiene il Sole in equilibrio: la tendenza a esplodere, dovuta alle reazioni di fusione, bilancia la tendenza a collassare a causa della gravità. Il modello inoltre descrive come, a causa dell'[[evoluzione stellare|evoluzione]] nel tempo del rapporto tra idrogeno e elio nel nucleo, cambino la temperatura e la densità del Sole e si modifichino le sue dimensioni e la sua [[luminosità (astronomia)|luminosità]]. In maniera simile al [[Modello Standard]] in [[fisica delle particelle]] il SSMMSS cambia nel tempo in funzione delle nuove teorie o scoperte sperimentali.

== Produzione di neutrini ==

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In una [[stella]] le diverse interazioni che fondono l'idrogeno in elio possono produrre anche neutrini. Nel Sole la maggioranza dei neutrini è prodotta attraverso la [[catena pp]], un processo in cui quattro protoni sono combinati per produrre due [[protoni]], due [[neutroni]], due elettroni e due neutrini elettronici. I neutrini sono prodotti anche dal [[Ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]], ma tale processo è considerevolmente meno importante nel Sole rispetto ad altre stelle.

La maggior parte dei neutrini prodotti nel Sole proviene dal primo passaggio della catena pp, ma la loro energia (<0.,425 [[MeV]])<ref name="Bahcall">{{Cita web|nome=John|cognome=Bahcall|wkautore=John N. Bahcall|url=http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html|titolo=Solar Neutrino Viewgraphs|editore=[[Institute for Advanced Study]] School of Natural Science|accesso=11 luglio 2006}}</ref> è troppo bassa per poterli rivelare efficacemente. Il [[decadimento beta inverso]] del Be-7 produce neutrini di circa 0.,9 o 0.,4MeV.<ref name="Bahcall"/> Un altro ramo della catena pp produce i "neutrini del [[boro]]-8", il cui massimo di energia è posto a circa 15 MeV e che pertanto sono più facili da osservare. Infine, una rara interazione della catena pp produce i "neutrini hep", quelli con energia più alta: è previsto che questi abbiano una energia massima di 18 MeV, tuttavia, essendo questi molto più rari, non sono ancora stati osservati.

==Rilevazione dei neutrini==

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Il primo esperimento per rilevare i neutrini solari, l'[[Homestake experiment]], fu condotto da [[Raymond Davis Jr.|Ray Davis]]. I neutrini venivano rilevati osservando la [[trasmutazione]] di nuclei di [[cloro]] in [[argon]] in un grande serbatoio di [[percloroetilene]]. L'esperimento ha trovato circa 1/3 dei neutrini previsti dal SSM di allora; questa discrepanza nei risultati venne nota come "[[problema dei neutrini solari]]". Al momento dell'esperimento di Ray Davis alcuni fisici rimasero scettici, essenzialmente perché non si fidavano di simili tecniche [[Radiochimica|radiochimiche]].

Una rivelazione senza ambiguità dei neutrini solari venne con l'esperimento [[Kamiokande-II]], un [[rivelatore CerenkovČerenkov]] ad [[acqua]], con una soglia energetica abbastanza bassa da rilevare neutrini attraverso [[scattering elastico]] neutrino-elettrone. Nel processo di scattering elastico gli elettroni viaggiano soprattutto lungo la stessa [[traiettoria]] del neutrino d'interazione, ossia opposti dal Sole. Questa traccia che ''punta indietro'' verso il Sole è stata la prima prova conclusiva che nel nucleo della stella avvenissero processi di tipo nucleare. Malgrado che i neutrini osservati da Kamiokande-II fossero chiaramente di origine solare la loro quantità era ancora una volta minore rispetto a quanto previsto alla teoria. Durante Kamiokande-II venne osservato solo 1/2 del flusso previsto.

La soluzione al problema dei neutrini solari venne finalmente trovata dal [[Sudbury Neutrino Observatory]]. Gli esperimenti radiochimici erano sensibili unicamente ai [[Neutrino elettronico|neutrini elettronici]] e il segnale rilevato nelle acque dei rivelatori Cerenkov Čerenkov era dominato da questi.

In contrasto l'esperimento eseguito dal SNO era sensibile ai tre tipi differenti di neutrino: il neutrino elettronico ν_e, il neutrino muonico ν_μ e il neutrino tauonico ν_τ. Misurando simultaneamente il neutrino elettronico ed il flusso totale di neutrini, l'esperimento fu capace di dimostrare che la discrepanza di dati era dovuto all'[[effetto MSW]]; ossia che la presenza di elettroni nella materia cambia i [[livello energetico|livelli energetici]] della propagazione degli [[autostato|autostati]] dei neutrini. Questo significa che i neutrini nella materia hanno masse effettive diverse rispetto ai neutrini nel vuoto, e poiché le oscillazioni di neutrino dipendono dalla differenza delle masse dei neutrini al quadrato, le oscillazioni dei neutrini possono essere diverse nella materia rispetto al vuoto o a variazioni di densità nel Sole stesso. I neutrini che provengono dal Sole possono cambiare la loro natura passando da l'alta densità elettronica del nucleo, al vuoto dello [[Spazio (astronomia)|spazio]] interplanetario, spiegando così il minor numero di interazioni rilevato da [[Kamiokande-II]] e dagli esperimenti radiochimici. Inoltre, i rilevatori CerenkovČerenkov ad acqua individuano solamente neutrini sopra i 5MeV,mentre gli esperimenti radiochimici sono sensibili a energie più basse (0.8MeV per il cloro, 0.2MeV per il [[Gallio (elemento chimico)|gallio]]), e questa è la ragione della differenza osservata nel flusso di neutrini tra i due tipi di esperimento.

===Sperimentazioni future===

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==Predire la temperatura del nucleo ==

Il flusso di neutronineutrini del boro 8 è altamente sensibile alla temperatura del nucleo del sole<ref name="Bahcall Tsun">{{Cita pubblicazione

| cognome =Bahcall

| nome = John

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| doi = 10.1103/PhysRevC.65.015802

| id = {{ArXiv|archive=hep-ph|id=0108147}}

}}</ref>: <math>\Phi(^8B) \propto T^{25}</math>.

Questo permette di applicare il modello solare standard a una misura precisa del flusso di neutrini per ottenere una stima della temperatura del sole. Dopo la pubblicazione dei risultati dell'[[Problema dei neutrini solari|esperimento SNO]], ottenendo una temperatura pari a <math>15.7 \times 10^6 K \pm 1\% </math>.<ref name="Fiorentini">{{Cita pubblicazione