Problema dei neutrini solari: differenze tra le versioni
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Il '''problema dei neutrini solari''' riguarda una grossa discrepanza tra il numero osservato di [[
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 pratica, se il neutrino ha massa, esso può cambiare sapore dal momento in cui è generato all'interno del Sole e quindi non venire rivelati dagli esperimenti.▼
▲Il problema è stato risolto grazie a una nuova comprensione della fisica dei neutrini, che ha richiesto una modifica del [[
== 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
▲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 ai [[raggio gamma|raggi gamma]] e alle particelle sotto forma di [[energia cinetica]], come al neutrino, che viaggia dal nucleo del Sole fino alla Terra senza apprezzabili assorbimenti da parte degli strati superiori del Sole.
Man mano che gli esperimenti diventavano sensibili a porzioni sempre più grandi di energie dei neutrini incidenti
== Flusso
Il calcolo del flusso di neutrini atteso sulla superficie terrestre viene riportato di seguito. La [[luminosità (astronomia)|luminosità]] del
▲La [[luminosità]] del sole è proporzionale all'energia che si produce al suo interno, per cui dividendo questo valore per l'energia prodotta da una reazione si ottiene il numero di reazioni di fusione, moltiplicando questo valore per 2 si ottiene una stima per il numero di neutrini:
:<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
Poiché <math>L = 3,864 \cdot 10^{
:<math>n_\nu = 1,851 \cdot 10^{38} \ \frac{neutrini}{s}</math>
Il numero
:<math>\Phi_\nu = \frac{n_\nu}{4 \pi R^2}</math>
dove ''R'' è la distanza
:<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 ==
:<math>\Phi_\nu (SNU) = \frac{\sum_i \sigma_{i,x} \phi_i}{10^{36}}</math>
dove ''i'' indica il tipo di reazione che produce neutrini, ''x'' il tipo di rivelatore, <math>\sigma</math>
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,
Molti esperimenti per la rilevazione dei neutrini sono
=== Esperimento Homestake ===
{{Vedi anche|Esperimento Homestake}}
La prima evidenza del problema dei neutrini solari si ebbe intorno alla fine degli anni '60, quando [[Raymond Davis Jr.|R. Davis]]
Il rivelatore usato nell'esperimento fu il [[cloro]]-37: esso è presente con una abbondanza di circa il 25% in natura,
:<math>\nu_e + \; ^{37}Cl \rightarrow \; ^{37}Ar + e^-</math>
L'[[energia di soglia]] per la reazione è di circa {{M|0,8
Il tempo di
Dalla configurazione dell'apparato sperimentale si otteneva che, ad un atomo di argon ottenuto, corrispondeva un tasso di cattura di 5,26 SNU
Questo esperimento
:<math>\Phi_\nu = 2,56 \pm 0,16 \ SNU</math>
contro un valore
:<math>\Phi_\nu = 8,1 \pm 1,3 \ SNU</math>
Il risultato, quindi, mette in evidenza il fatto (conosciuto già negli anni '60 al tempo delle prime
=== GALLEX / GNO ===
Questo esperimento usa come rivelatore il [[Gallio (elemento chimico)|gallio]], al posto del cloro, sfruttando la reazione:
:<math>\nu_e + \; ^{71}Ga \rightarrow e^- + \; ^{71}Ge</math>
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:<math>\Phi_\nu = 77,5 \pm 6,2 ^{+ 4,3} _{- 4,7} \ SNU</math>
per l'esperimento
:<math>\Phi_\nu = 62,9 ^{+ 5,5} _{- 5,3} \pm 2,5 \ SNU</math>
per l'esperimento
:<math>\Phi_\nu = 126 \pm 10 \ SNU</math>
Riga 91 ⟶ 93:
=== SAGE ===
Le principali differenza rispetto al precedente esperimento sono nel tipo di rivelatore (Gallio metallico, invece che liquido)
Il risultato per questo esperimento è stato di:
Riga 99 ⟶ 101:
:<math>\Phi_\nu = 70,8 ^{+ 5,3} _{- 5,2} \; ^{+3,7} _{-3,2} \ SNU</math>
contro un flusso
:<math>\Phi_\nu = 126 \pm 10 \ SNU</math>
=== 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.
La reazione su cui si basa
:<math>\nu_e + e^- \rightarrow \nu_e + e^-</math>
in cui
L'elettrone scatterato viene rilevato tramite emissione di
L'apparato, situato ad una profondità di {{M|1000
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.
Il
Innanzitutto, il volume d'acqua era molto più grande di quello della prima versione e pari a 50000 tonnellate, il volume ''di fiducia'' aumentato, quindi, a 22500 tonnellate ed il numero di fotomoltiplicatori è stato aumentato a 13000 (S-K I).
Sfortunatamente il
Nel
I risultati di questi esperimenti e di quelli basati su questo tipo di configurazione sono raccolti in tempo reale, contrariamente agli esperimenti basati su metodi radiochimici.
I risultati totali (per il S-K riporto i dati più aggiornati) ottenuti da questi due esperimenti e basati sulla rivelazione di
:<math>K: \; \; \Phi_\nu = (2,80 \; \pm \; 0,19 \; \pm \; 0,33) \times 10^{6} \; cm^{-2} \; s^{-1}</math>
:<math>S</math> -<math>K: \; \; \Phi_\nu = (2,35 \; \pm \; 0,02 \; \pm \; 0,08) \times 10^{6} \; cm^{-2} \; s^{-1}</math>
Contro un flusso stimato di:
Riga 143 ⟶ 145:
:<math>\Phi_\nu = (5,69 \; \pm \; 0,91) \times 10^{6} \; cm^{-2} \; s^{-1}</math>
====
Si noti che questo esperimento, grazie alla forte correlazione della luce emessa con la direzione della particella incidente, fu il primo esperimento in assoluto a confermare l'emissione di neutrini da parte del
Inoltre, in questi due esperimenti
I risultati ottenuti dall'esperimento S - K sono stati:
Riga 153 ⟶ 155:
:<math>A_{DN} = \frac{D - N}{0,5 \; (D + N)} = -0,021 \; \pm \; 0,020 \; ^{+0,013}_{-0,012}</math>
Inoltre, la reazione usata per la rivelazione dei neutrini non è sensibile solo ai neutrini di tipo elettronico (contrariamente ai metodi radiochimici), ma a tutte le tre specie di neutrini
=== SNO ===
In questo esperimento
Questo tipo di esperimento usa le seguenti interazioni per rivelare i neutrini; lo scattering elastico:
Riga 167 ⟶ 169:
l'interazione di corrente neutra:
:<math>\nu_e + d \rightarrow \nu_e + p + n</math>
:<math>\nu_x + d \rightarrow \nu_x + p + n</math>
e l'interazione di corrente carica:
Riga 181 ⟶ 183:
In una prima fase il neutrone era catturato dal deuterio, ma con bassa efficienza, per aumentare questo valore 2 tonnellate di sale (NaCl) sono state sciolte nell'acqua in una seconda fase dell'esperimento.
I
:<math>ES: \; \; \Phi_\nu = (2,39 \; ^{+0,24}_{-0,23} \; \pm 0,12) \times 10^6 \; cm^{-2} s^{-1}</math>
Riga 197 ⟶ 199:
:<math>NC: \; \; \Phi_\nu = (4,94 \; \pm 0,21 \; ^{+0,38}_{-0,34}) \times 10^6 \; cm^{-2} s^{-1}</math>
contro un flusso
:<math>\Phi_\nu = (5,69 \; \pm \; 0,91) \times 10^{6} \; cm^{-2} \; s^{-1}</math>
Riga 205 ⟶ 207:
Altri esperimenti sono in corso di costruzione e di progettazione per trovare una soluzione a questo problema, sia in Italia che nel resto del mondo.
* '''[[Borexino]]''':
*'''Icarus''':
▲*'''Icarus''': attualmente in costruzione ai Laboratori nazionali del Gran Sasso dell'INFN: questo esperimento si basa sulla rivelazione di un evento tramite una camera a bolle (il materiale all'interno della camera è dell'Argon liquido), e la rivelazione è rivolta sia ai neutrini solari che a quelli atmosferici; esistono regole di selezione per distinguere i due tipi di eventi.
*'''Heron''': anche questo esperimento si basa sulla rivelazione di scattering elastico di un neutrino ed un elettrone, e si propone di misurare principalmente i neutrini della reazione pp e del boro-7 (i più difficili a rivelare perché di bassa energia).
Molti altri esperimenti rimangono, per ora, solo alla fase di progetto e di studio, in attesa di finanziamenti<ref>{{Cita
Di seguito sono riportati i dati degli esperimenti, dove l'energia di soglia indica su che porzione di spettro energetico dei neutrini l'esperimento è sensibile.<ref>{{cita libro|cognome=Giunti |nome=Carlo|coautori=Chung W. Kim|titolo=Fundamentals of Neutrino Physics and Astrophysics|anno=2007|editore=Oxford University Press|città=New York|lingua=inglese|
▲Di seguito sono riportati i dati degli esperimenti, dove l'energia di soglia indica su che porzione di spettro energetico dei neutrini l'esperimento è sensibile.<ref>{{cita libro|cognome=Giunti |nome=Carlo|coautori=Chung W. Kim|titolo=Fundamentals of Neutrino Physics and Astrophysics|anno=2007|editore=Oxford University Press|città=New York|lingua=inglese|id=ISBN 978-0-19-850871-7|pagine=369}}</ref>
{|
!Esperimento!!Anni!!Reazione<ref><math>\alpha = e,\mu,\tau</math></ref>!!Energia di soglia (MeV)!!<math>\frac{R^{esp}}{R^{\mathrm{BP04}}_{\mathrm{bf}}}</math><ref>Il rapporto <math>\frac{R^{esp}}{R^{\mathrm{BP04}}_{\mathrm{bf}}}</math> è il rapporto tra il flusso di neutrini misurato e quello calcolato teoricamente.</ref>
|-
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|0.529±0.042
|-
|[[Soviet-American Gallium Experiment|SAGE]]
|1990-2006
|0.540±0.040
Riga 276 ⟶ 275:
== 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
La prima spiegazione per interpretare il difetto di neutrini solari era che il modello solare fosse
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
== Note ==
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== Collegamenti esterni ==
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{{Sole}}
{{Portale|
[[Categoria:Neutrini]]
[[Categoria:Raggi cosmici]]
[[Categoria:Sole]]
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