Problema dei neutrini solari: differenze tra le versioni

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[[File:Kép1-it.png|thumb|Schema sul numero di neutrini prodotti dal Sole: la colonna sinistra rappresenta il numero di neutrini attesi dalla teoria; la colonna destra (blu) i risultati sperimentali. I colori del numero di neutrini attesi indica il meccanismo di produzione nel Sole.|300px]]

Il '''problema dei neutrini solari''' riguarda una grossa discrepanza tra il numero osservato di [[Neutrino elettronico|neutrini elettronici]] che giungono sulla [[Terra]] provenienti dal [[Sole]] e il numero predetto da modelli teorici, in particolare il [[Modellomodello Solaresolare Standardstandard]] (SSM), utilizzato per spiegare la produzione di energia all'interno del Sole.

Questo problema rimase insoluto sin dalla sua scoperta, verso la metà degli [[Anni 1960|anni sessanta,]], fino al 2002.

Il problema è stato risolto grazie a una nuova comprensione della fisica dei neutrini, che ha richiesto una modifica del [[modello standard]] della [[fisica delle particelle]], in modo che fossero permesse le [[oscillazione del neutrino|oscillazioni di neutrino]]. In sintesi, se il neutrino possiede una massa, può cambiare [[sapore (fisica)|sapore]] dal momento in cui è generato all'interno del Sole lungo il suo percorso per giungere al nostro pianeta e quindi non venire rilevato dagli esperimenti concepiti all'epoca in grado diper determinare solo una data tipologia di neutrini (quelli elettronici appunto).

== Premessa ==

Il [[Sole]] è un reattore a [[fusione nucleare]] naturale, che fonde l'[[idrogeno]] in [[elio]]. I meccanismi principali di produzione di energia sono la [[catena PP]] (che ha alcune diramazioni, dette catene PPI, PPII e PPIII) ed il [[Ciclo del carbonio-azoto|ciclo CNO]]. L'energia in eccesso è rilasciata aisotto forma di [[raggio gamma|raggi gamma]] e alledi particelle sotto forma di [[energia cinetica]],; comefra alqueste vi è anche il [[neutrino]], in particolare la reazione nucleare produce neutrini elettronici, che viaggiaviaggiano dal nucleo del Sole fino alla Terra senza apprezzabili assorbimenti da parte degli strati superiori del Sole. Da questo ci si aspettava che il numero di neutrini elettronici prodotti nel Sole, con una data energia, venissero rilevati senza apprezzabili modifiche sulla Terra, con una diminuzione dovuta soltanto alla distanza che separa il nostro pianeta dalla sua stella.

Man mano che gli esperimenti diventavano sensibili a porzioni sempre più grandi di energie dei neutrini incidenti, apparve evidente che il numero di neutrini rivelatirilevati era inferiore al numero previsto dalla teoria. In vari esperimenti il numero di questo tipo di neutrini osservato era trafra un terzo e la metà di quanto predetto., Questocreando problemacosì diventòquello notoche conè ilstato nomedefinito diil ''problema dei neutrini solari''.

== Flusso di neutrini stimato teoricamente ==

Il problema dei neutrini solari sorge dal calcolo del flusso di neutrini atteso sulla superficie terrestre, che viene riportato di seguito. La [[luminosità (astronomia)|luminosità]] del Sole è proporzionale all'energia che si produce al suo interno, nel [[Nucleo solare|nucleo]], per cui dividendo questo valore per l'energia prodotta da una [[reazione nucleare]] – che è un valore conosciuto – si ottiene il numero di reazioni di fusione necessarie a creare quel flusso luminoso, e moltiplicando questo valore per 2 si ottiene una stima per il numero di neutrini espulsi:

:<math>n_\nu = 2 \frac{L}{Q - \langle q_\nu \rangle}</math>

dove ''L'' è la luminosità, ''Q'' è l'energia sviluppata dalla reazione e <math>\langle q_\nu \rangle</math> è l'energia media che ha ilogni neutrino emesso dalla reazione.

Poiché <math>L = 3,864 \cdot 10^{3326} \ \frac{erg}{s}W</math>, <math>Q = 26,7 \ MeV</math> e <math>\langle q_\nu \rangle = 0,6 \ MeV</math>, si trova che:

:<math>n_\nu = 1,851 \cdot 10^{38} \ \frac{neutrini}{s}</math>

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:<math>\Phi_\nu = \frac{n_\nu}{4 \pi R^2}</math>

dove ''R'' è la distanza dal centro di emissione (o raggio della sfera di propagazione). Sostituendo ada ''R'' il valore della distanza Terra–Sole si ottiene il flusso teorico di neutrini che raggiunge la Terra:

:<math>\Phi_\nu = 6,588 \cdot 10^{10} \ \frac{neutrini}{s \; \times \; cm^2}</math>

ovvero circa 65 miliardi di neutrini al secondo per ogni centimetro quadrato di superficie.

== Esperimenti ==

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dove ''i'' indica il tipo di reazione che produce neutrini, ''x'' il tipo di rivelatore, <math>\sigma</math> la [[sezione d'urto]] del processo e <math>\phi</math> il flusso di neutrini.

Questa unità di misura è valida per gli esperimenti che usano metodi radiochimici, per quelli che usano lo [[scattering]] i risultati vengono dati in numero di neutrini per unità di tempo e di superficie, rapportati, normalmente, ad unal modello solare standard.

Molti esperimenti per la rivelazionerilevazione dei neutrini sono posizionatirealizzati nel sottosuolo, ad esempio in miniere abbandonate o in strutture apposite, allo scopo di schermare i rivelatori dai [[raggi cosmici]] e da altre fonti di radiazione.

=== Esperimento Homestake ===

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La prima evidenza del problema dei neutrini solari si ebbe intorno alla fine degli anni '60, quando [[Raymond Davis Jr.|R. Davis]] realizzò l'[[esperimento Homestake]], il primo volto alla rilevazione dei neutrini solari, nella [[miniera di Homestake]], nel [[Dakota del Sud]], [[Stati Uniti d'America|Stati Uniti]].

Il rivelatore usato nell'esperimento fu il [[cloro]]-37: esso è presente con una abbondanza di circa il 25% in natura, è un elemento facilmente reperibile, assorbe neutrini ad energie non troppo alte (si possono rivelare i neutrini del ramo del [[boro]]-8), e inoltre si ha una buona [[sezione d'urto]] per assorbimento. La reazione usata è il [[decadimento beta]] inverso (<math>\nu_e+n\rightarrow p+e^-\rightarrow \nu_e+n </math>):

:<math>\nu_e + \; ^{37}Cl \rightarrow \; ^{37}Ar + e^-</math>

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L'[[energia di soglia]] per la reazione è di circa {{M|0,8|ul=MeV}}, ciò permette di rivelare la maggior parte dei neutrini che arrivano sulla Terra, salvo quelli della reazione ''pp''.

Il tempo di raccolta dei dati era sufficientemente lungo (da uno a circa tre mesi) in modo da ottenere una certa stabilità (si noti che l'[[argon]] viene prodotto dal cloro, ma esso decade, con vita media di 35 giorni, in cloro).

Al termine del tempo di rilevamento dei dati l'argon veniva estratto dalla soluzione, con efficienze di raccolta superiorisuperiore al 95%.

Dalla configurazione dell'apparato sperimentale si otteneva che, ad un atomo di argon ottenuto, corrispondeva un tasso di cattura di 5,26 SNU; il valore di fondo atteso per l'esperimento era di <math>0,4 \pm 0,16 \ SNU</math> per ogni ciclo di raccolta dati.

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=== Kamiokande e Super-Kamiokande ===

{{Vedi anche|Kamiokande|Super-Kamiokande}}

Questo esperimento, realizzato in [[Giappone]], fu pensato originariamente per rivelare il [[decadimento del protone]] (Kamiokande I) e solo in un secondo momento fu usato, dopo alcune modifiche, per misurare il flusso di neutrini solari (Kamiokande II).

Il processo usato per rivelare i neutrini si basa sullo [[scattering]] su elettroni e non su un metodo radiochimico, per cui semplice acqua purificata è sufficiente come rivelatore.

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L'apparato, situato ad una profondità di {{M|1000|ul=m}}, nella miniera di Kamioka, è stato posto in un contenitore cilindrico di [[acciaio]], di capacità di circa {{M|1200|ul=t}} di acqua ma come rivelatore furono usate solo le {{M|680|u=t}} più interne per problemi di schermaggio da [[raggio cosmico|raggi cosmici]] e sorgenti radioattive naturali.

L'intero apparato era circondato da circa 950 [[fotomoltiplicatori]] che raccoglievano i [[Fotone|fotoni]] emessi, trasformando questo debole segnale in un segnale elettrico misurabile.

L'energia di soglia originaria di questo esperimento era di 9 MeV, abbassata a 7,5 MeV, dopo alcune modifiche (Kamiokande III). Questo lo rende sensibile solo ad una frazione del flusso totale di neutrini provenienti dal Sole.

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== Soluzioni ==

Il problema dei neutrini solari nacque con la prima pubblicazione negli anni '70 dei primi risultati dell'esperimento di Homestake. Da allora molte soluzioni furono proposte per risolvere questo problemarisolverlo, a partire da alcune modificazioni dei modelli solari oad altre ipotesi come l'oscillazionela trasformazione di neutrini in neutrini sterili, che non reagiscono, o come ilal decadimento del neutrino.

La prima spiegazione per interpretare il difetto di neutrini solari era che il modello solare fosse sbagliatoerrato, per esempio si riteneva che fossero sbagliateerronee le stime della [[temperatura]] e della [[pressione]] all'interno del Sole. PerIn esempioaltre parole, poiché il flusso di neutrini è una misura del tasso di reazioni nucleari, è statovenne ipotizzato che queste reazioni sianosi fossero temporaneamente spenteinterrotte. Poiché ci vorrebberooccorrono migliaia di anni perchéaffinché il calore generato all'interno del Sole emerga insulla superficie della nostra stella per poi essere emesso come radiazione e arrivigiungere alla Terra, rispetto ai neutrini che praticamente non interagiscono e arrivano sul nostro pianeta alla [[velocità della luce]] sin dal momento dell'emissione, l'effetto non sarebbe immediatamente verificabile.

Tuttavia,Queste questeipotesi soluzionivennero sonoconfutate state confutategrazie daagli studi di [[eliosismologia]], lo studio di come le [[Onda di pressione|onde sidi propaganopressione]] attraverso(l'equivalente ildelle Sole[[onde esismiche]] hannoterrestri) spintosi versogenerano esperimentie inpropagano cuinel siSole, misuravache ilhanno flussocondotto deiad neutrini.esperimenti Glicon studicui diè eliosismologiastato consentirono dipossibile misurare le temperature all'interno del Sole, e queste sono risultate in accordo con il [[Modello Solare Standard]]. Osservazioni dettagliate dello spettro dei neutrini con esperimenti più avanzati produssero quindi risultati che non potevano essere interpretati con modifiche al modello solare, comestandard. confermano i risultati sperimentali di SNO: il flusso misurato delle interazioni in corrente neutra, che è sensibile ai tre tipi di neutrino, è sostanzialmente in accordo con il flusso totale teorico atteso.

In seguito, vennero realizzate osservazioni dettagliate dello spettro dei neutrini incidenti con esperimenti più avanzati i cui risultati non potevano essere interpretati con modifiche al modello solare standard, come confermano i risultati sperimentali di SNO: il flusso misurato delle interazioni in corrente neutra, che è sensibile ai tre tipi di neutrino, è sostanzialmente in accordo con il flusso totale teorico atteso.

Attualmente si ritiene, quindi, che il problema dei neutrini solari risulti da una inadeguata comprensione delle proprietà di queste particelle. Esperimenti recenti suggeriscono, infatti, che i neutrini possiedono una massa e che possono cambiare da un tipo all'altro "in volo". Questo fenomeno viene detto [[oscillazione del neutrino|oscillazione]]. I neutrini solari mancanti sarebbero quindi dei neutrini elettronici che si sono trasformati in uno degli altri due tipi lungo il tragitto, sfuggendo così ai rivelatori.

Attualmente si ritiene, quindi, che il problema dei neutrini solari risulti da una inadeguata comprensione delle proprietà di queste particelle. Esperimenti recenti suggeriscono, infatti, che i neutrini possiedono una massa e che possono cambiaretrasformarsi da un tipo all'altro "in volo"., Questoun fenomeno viene dettodefinito [[oscillazione del neutrino|oscillazione]]. I neutrini solari mancanti sarebbero quindi dei neutrini elettronici che si sono trasformati in uno degli altri due tipi lungo il tragitto, sfuggendo così ai rivelatori più datati.

== Note ==