Il ''' Modellomodello Solaresolare Standardstandard''' ( MSS; in [[Lingua inglese|inglese]]: ''Standard Solar Model'', abbreviato in SSM) è il miglior modello correntedisponibile cheper descrivela ildescrizione del [[Sole]]. InA generale,grandi linee nel Modellomodello Solaresolare Standardstandard il Sole è una sfera composta prevalentemente di un [[Plasma (fisica)|plasma]] di [[idrogeno]] che èe mantenutotenuta 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 alcuni diversidistinti processi . Ladi [[fusione nucleare |conversione]], dii idrogeno in elio]]quali rilasciarilasciano una grande quantità [[energia]], e inoltreproducendo producealtresì 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, nondovuta collassaalle reazioni di fusione, bilancia la tendenza a collassare a causa della gravità ,. maIl nonmodello esplodeinoltre descrive come, a causa delledell'[[evoluzione reazionistellare|evoluzione]] dinel fusione.tempo Poiché ildel rapporto tra idrogeno e elio nel nucleo , [[evoluzione stellare|cambia]],cambino la temperatura e la densità cambianodel di conseguenza,Sole e questosi modificamodifichino le sue dimensioni e la sua [[ luminosità (astronomia)|luminosità]] del Sole. In maniera simile al [[Modello Standard]] in [[fisica delle particelle]] il SSMMSS cambia nel tempo in funzione delle nuove teorie o scoperte sperimentali. ▼{{T|lingua=inglese|argomento=fisica|data=gennaio 2008}}
▲Il '''Modello Solare Standard''' (SSM) è il miglior modello corrente che descrive il [[Sole]]. In generale, nel Modello Solare Standard il Sole è una sfera composta prevalentemente di un [[Plasma (fisica)|plasma]] di [[idrogeno]] che è mantenuto insieme dalla [[gravità]]. Nel nucleo del Sole la [[temperatura]] e la [[densità]] sono grandi abbastanza per consentire la conversione di [[nucleo atomico|nuclei]] di [[idrogeno]] in [[elio]] attraverso alcuni diversi processi. La [[fusione nucleare|conversione di idrogeno in elio]] rilascia una grande quantità [[energia]], e inoltre produce due [[elettrone|elettroni]] e due [[neutrino|neutrini]] elettronici. L'energia è continuamente prodotta nel nucleo e mantiene il Sole in equilibrio, non collassa a causa della gravità, ma non esplode a causa delle reazioni di fusione. Poiché il rapporto tra idrogeno e elio nel nucleo [[evoluzione stellare|cambia]], la temperatura e la densità cambiano di conseguenza, e questo modifica le dimensioni e la [[luminosità]] del Sole. In maniera simile al [[Modello Standard]] in [[fisica delle particelle]] il SSM cambia nel tempo in funzione delle nuove teorie o scoperte sperimentali.
== Produzione di neutrini ==
L'idrogenoIn èuna fuso[[stella]] le diverse interazioni che fondono l'idrogeno in elio attraversopossono diverseprodurre interazionianche nel soleneutrini. La 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 iltale processo è considerevolmente meno importante nel Sole rispetto ad altre stelle. ▼<!--[[Immagine:Bahcall-Serenelli_2005.jpg|thumb|right|400px|Flusso di neutrini solari sulla Terra previsto dal Modello Solare Standard nel 2005. I neutrini prodotti dalla catena pp sono mostrati in nero, quelli prodotti dal ciclo CNO in blu.]] -->
La maggior parte dei neutrini prodotti nel Sole proviene dal primo passaggio della catena pp , ma la loro energia è troppo bassa (<0 .,425 [[MeV]])<ref name="Bahcall">{{ citeCita web| firstnome=John| lastcognome=Bahcall| authorlinkwkautore=John N. Bahcall|url=http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html| titletitolo=Solar Neutrino Viewgraphs| publishereditore=[[Institute for Advanced Study]] School of Natural Science| accessdateaccesso= 11 luglio 2006 -07-11}}</ref> e sonoè troppo difficilibassa daper 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" , cheil hanno uncui massimo di energia è posto a circa 15 MeV e questiche pertanto sono i neutrini più facili da osservare. UnaInfine, una rara interazione della catena pp produce i "neutrini hep", quelli con energia più alta .: Èè previsto che questi abbiano una energia massima di 18 MeV , tuttavia, essendo questi molto più rari, non sono ancora stati osservati. ▼▲L'idrogeno è fuso in elio attraverso diverse interazioni 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 CNO]], ma il 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 è troppo bassa (<0.425 [[MeV]])<ref name="Bahcall">{{cite web|first=John|last=Bahcall|authorlink=John N. Bahcall|url=http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html|title=Solar Neutrino Viewgraphs|publisher=[[Institute for Advanced Study]] School of Natural Science|accessdate=2006-07-11}}</ref> e sono troppo difficili da rivelare. Un ramo della catena pp produce i "neutrini del [[boro]]-8" che hanno un massimo di energia a circa 15 MeV e questi sono i neutrini più facili da osservare. Una rara interazione della catena pp produce i "neutrini hep", quelli con energia più alta. È previsto che abbiano una energia massima di 18 MeV.
Tutte le interazioni descritte producono uno spettro energetico dei neutrini. Il [[decadimento beta inverso]] del Be-7 produce neutrini di circa 0.9 or 0.4MeV.<ref name="Bahcall"/>
==Rilevazione dei neutrini==
La debolezza dell'[[Costanti di accoppiamento| accouppiamentoaccoppiamento]] del neutrino con altre particelle significaimplica che la maggior parte dei [[neutrini]] prodotti nel [[nucleo solare]] può [[Trasparenza (ottica)|attraversare il sole senza essere assorbito]]. È quindi possibile osservare il nucleo del Sole direttamente rilevando questi neutrini. ▼
▲La debolezza dell'[[Costanti di accoppiamento|accouppiamento]] del neutrino con altre particelle significa che la maggior parte dei [[neutrini]] prodotti nel [[nucleo solare]] può [[Trasparenza (ottica)|attraversare il sole senza essere assorbito]]. È quindi possibile osservare il nucleo del Sole direttamente rilevando questi neutrini.
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]].
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Una rivelazione senza ambiguità dei neutrini solari venne con l'esperimento [[Kamiokande-II]], un [[rivelatore Čerenkov]] 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.
The first experiment to successfully detect solar neutrinos was [[Raymond Davis Jr.|Ray Davis's]] [[Homestake Experiment|chlorine experiment]], in which neutrinos were detected by observing the [[Nuclear transmutation|conversion]] of [[chlorine]] [[atomic nucleus|nuclei]] to [[argon]] in a large [[Chemical tank|tank]] of [[perchloroethylene]]. The experiment found about 1/3 as many neutrinos as were predicted by the Standard Solar Model of the time, and this problem became known as the [[solar neutrino problem]].
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 Čerenkov era dominato da questi.
While it is now known that the chlorine experiment detected neutrinos, some physicists at the time were suspicious of the experiment, mainly because they didn't trust such radiochemical techniques. Unambiguous detection of solar neutrinos was provided by the [[Kamiokande-II]] experiment, a [[water]] [[Cerenkov]] detector with a low enough energy threshold to detect neutrinos through neutrino-electron [[elastic scattering]]. In the elastic scattering interaction the electrons strongly point in the direction that the neutrino was travelling, away from the sun. This ability to "point back" at the sun was the first conclusive evidence that the sun is powered by nuclear interactions in the core. While the neutrinos observed in Kamiokande-II were clearly from the sun, the rate of neutrino interactions was again suppressed. Even worse, the Kamiokande-II experiment measured about 1/2 the predicted flux, rather than the chlorine experiment's 1/3.
In contrasto l'esperimento eseguito dal SNO era sensibile ai tre tipi differenti di neutrino: il neutrino elettronico ν<sub>e</sub>, il neutrino muonico ν<sub>μ</sub> e il neutrino tauonico ν<sub>τ</sub>. 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 Čerenkov 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.
The solution to the solar neutrino problem was finally experimentally determined by the [[Sudbury Neutrino Observatory]]. The radiochemical experiments were only sensitive to electron neutrinos, and the signal in the water Cerenkov experiments was dominated by the electron neutrino signal. The SNO experiment, by contrast, had sensitivity to all three neutrino flavours. By simultaneously measuring the electron neutrino and total neutrino fluxes the experiment demonstrated that the suppression was due to the [[MSW effect]], the conversion of electron neutrinos from their pure flavour state into the second neutrino mass eigenstate as they passed through a [[resonance]] due to the changing density of the sun. The resonance is energy dependent, and "turns on" near 2MeV.<ref name="Bahcall"/> The water Cerenkov detectors only detect neutrinos above about 5MeV, while the radiochemical experiments were sensitive to lower energy (0.8MeV for [[chlorine]], 0.2MeV for [[gallium]]), and this turned out to be the source of the difference in the observed neutrino rates at the two types of experiments.
===hepSperimentazioni neutrinosfuture===
Anche se esperimenti radiochimici hanno, in un certo senso, osservato i neutrini pp e Be7, ne hanno misurato solo misurato il flusso complessivo. Il "[[Sacro Graal]]" degli esperimenti sul neutrino solare consisterebbe nel rilevare i neutrini Be7 con un rivelatore sensibile all'energia del singolo neutrino. Questo esperimento proverebbe l'ipotesi MSW, trovando la soglia dell'effetto MSW. Alcuni modelli [[Materia esotica|esotici]] sono capaci di spiegare il deficit de neutrini solari, quindi l'osservazione della soglia di attivazione dell'effetto MSW risolverebbe finalmente la diatriba sul problema dei neutrini solari.
==Predire la temperatura del nucleo ==
The highest energy neutrinos have not yet been observed due to their small flux compared to the boron-8 neutrinos, so thus far only limits have been placed on the flux. No experiment yet has had enough [[Sensitivity (electronics)|sensitivity]] to observe the flux predicted by the SSM.
Il flusso di neutrini del boro 8 è altamente sensibile alla temperatura del nucleo del sole<ref name="Bahcall Tsun">{{Cita pubblicazione
===Future experiments===
While radiochemical experiments have in some sense observed the pp and Be7 neutrinos they have measured only integral fluxes. The "[[holy grail]]" of solar neutrino experiments would detect the Be7 neutrinos with a detector that is sensitive to the individual neutrino energies. This experiment would test the MSW hypothesis by searching for the turn-on of the MSW effect. Some [[Exotic matter|exotic]] models are still capable of explaining the solar neutrino deficit, so the observation of the MSW turn on would, in effect, finally solve the solar neutrino problem.
| titletitolo =How many σ’sσ's is the solar neutrino effect? ▼
| journalrivista = Physical Review C ▼==Core temperature prediction==
The flux of boron-8 neutrinos is highly sensitive to the temperature of the core of the sun, <math>\phi(^8B) \propto T^{25}</math>.<ref name="Bahcall Tsun">{{cite journal
▲| title =How many σ’s is the solar neutrino effect?
▲| journal = Physical Review C
| volume = 65
| doi = 10.1103/PhysRevC.65.015802
| id = {{ArxivArXiv|archive=hep-ph|id=0108147}}
}}</ref>: <math>\Phi(^8B) \propto T^{25}</math>.
}}</ref> For this reason, a precise measurement of the boron-8 neutrino flux can be used in the framework of the Standard Solar Model as a measurement of the temperature of the core of the sun. This estimate was performed by Fiorentini and Ricci after the first SNO results were [[Peer review|published]], and they obtained a temperature of <math> T_{sun} = 15.7 \times 10^6 K \pm 1% </math>.<ref name="Fiorentini">{{cite journal
| last = Fiorentini
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
| first = G.
| coauthorscognome = B. RicciFiorentini
| yearnome = 2002G.
| coautori = B. Ricci
| title = What have we learnt about the Sun from the measurement of the 8B neutrino flux? ▼ | anno = 2002
| journal = Physics Letters B ▼▲ | titletitolo = What have we learnt about the Sun from the measurement of the 8B neutrino flux?
▲ | journalrivista = Physics Letters B
| volume = 526
| issuenumero = 3-4
| pagespp = 186-190
| doi = 10.1016/S0370-2693(02)01159-0
| id = {{ArXiv|archive=astro-ph|id=0111334}}
}}</ref>
-->
== Note ==
== Collegamenti esterni ==
* {{en}}cita [web|1=http://www.ap.stmarys.ca/~guenther/Level01/solar/what_is_ssm.html |2=description of the SSM with many references, by David Guenther]|lingua=en|accesso=10 gennaio 2008|urlarchivio=https://web.archive.org/web/20080119143702/http://www.ap.stmarys.ca/~guenther/Level01/solar/what_is_ssm.html|dataarchivio=19 gennaio 2008|urlmorto=sì}}
{{Sole}}
{{portale|fisica |sistema solare}} ▼
[[Categoria:Sole]]
[[Categoria:Astrofisica]]
[[Categoria:Fisica delle particelle]]
[[en:Standard Solar Model]]
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