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]]

{{attenzione|nomelista=[[Wikipedia:Progetto Fisica/Articoli da completare|articoli da completare]]|nomeprogetto=[[Wikipedia:Progetto Fisica|Progetto Fisica]]}}

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 [[modello solare standard]] (SSM), utilizzato per spiegare la produzione di energia all'interno del Sole.

IlQuesto '''problema deirimase neutriniinsoluto solari'''sin riguardadalla unasua grossascoperta, discrepanza tra l'osservazione everso la teoria della fisica nucleare, che durò dalla metà degli [[Anni 1960|anni Sessantasessanta]], fino al [[2002]].

La discrepanza è stata risolta grazie a una nuova comprensione della fisica dei neutrini, che ha richiesto una modifica del modello standard della [[fisica delle particelle]].

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 per determinare solo una data tipologia di neutrini (quelli elettronici appunto).

==Premessa==

== Premessa ==

Il [[Sole]] è un reattore a [[fusione nucleare]] naturale, che fonde l'[[idrogeno]] in [[elio]].

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 sotto forma di [[raggio gamma|raggi gamma]] e di particelle sotto forma di [[energia cinetica]]; fra queste vi è anche il [[neutrino]], in particolare la reazione nucleare produce neutrini elettronici, che viaggiano 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.

I meccanismi principali di produzione di energia sono la ''catena PP'' (che ha alcune diramazioni, dette catene PPI, PPII e PPIII) ed il ''ciclo CNO''.

Man mano che gli esperimenti diventavano sensibili a porzioni sempre più grandi di energie dei neutrini incidenti apparve evidente che il numero di neutrini rilevati era inferiore al numero previsto dalla teoria. In vari esperimenti il numero di questo tipo di neutrini osservato era fra un terzo e la metà di quanto predetto, creando così quello che è stato definito il ''problema dei neutrini solari''.

=== Catena PPI, PPII, PPIII, reazioni PEP ed HEP ===

== Flusso di neutrini stimato teoricamente ==

La catena PP prende il nome dalla prima reazione del ciclo, che coinvolge due protoni (PP, appunto).

La prima tappa del ciclo è la produzione di deuterio, attraverso la reazione:

Il calcolo del flusso di neutrini atteso sulla superficie terrestre 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>p + p \rightarrow d + e^+ + \nu_e</math>

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

in cui si ha produzione di neutrini che hanno uno spettro continuo, poiché la reazione è a tre corpi.

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 ogni neutrino emesso dalla reazione.

Si noti che il deuterio può essere prodotto anche attraverso la reazione detta ''pep'':

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

<math>p + e^- + p \rightarrow d + \nu_e</math>

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

La principale differenza con la reazione precedente è che il neutrino prodotto da questa reazione è monocromatico, in quanto la reazione è a due corpi.

Il numero dei neutrini che vengono ricevuti ogni secondo (''s''), supponendo che essi siano emessi uniformemente in tutte le direzioni (propagazione sferica), è:

A questo punto le reazioni di trasformazioni sono interazioni forti e non si ha produzione di neutrini, ma le riporto per completezza, anche se non sono di interesse nel seguito del discorso.

:<math>d\Phi_\nu + p= \rightarrowfrac{n_\nu}{4 \;pi R^3He + \gamma2}</math>

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

<math>\;^3He + \; ^3He \rightarrow \; ^4He + 2p + \gamma</math>

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

Queste due reazioni concludono il ''ciclo PPI''.

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

== Esperimenti ==

Si noti che l'elio-3 prodotto dall'interazione del deutone e del protone può interagire direttamente con un protone per dare elio-4 nel seguente modo (reazione ''hep''):

Per trattare questo problema, conviene definire una unità di misura che spesso è usata per la presentazione dei risultati: la ''SNU'', definita come il numero di neutrini catturati in un secondo da un rivelatore di <math>10^{36}</math> atomi:

:<math>\;Phi_\nu ^3He(SNU) += p\frac{\sum_i \rightarrowsigma_{i,x} \; phi_i}{10^4He + e^+ + \nu_e{36}}</math>

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.

con produzione di un neutrino con spettro continuo.

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, al modello solare standard.

Il ''ciclo PPII'' prosegue nel seguente modo:

Molti esperimenti per la rilevazione dei neutrini sono realizzati 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.

<math>\; ^3He + \; ^4He \rightarrow \; ^7Be + \gamma</math>

=== Esperimento Homestake ===

<math>\; ^7Be + e^- \rightarrow \; ^7Li + \nu_e</math>

{{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]] 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>p+e^-\rightarrow \nu_e+n </math>):

<math>\; ^7Li + p \rightarrow \; ^8Be + \gamma</math>

:<math>\nu_e + \; ^8Be{37}Cl \rightarrow \; ^4He{37}Ar + \; e^4He-</math>

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''.

In cui si ha produzione di energia e di neutrini nel secondo passaggio con spettro monocromatico.

Il tempo di raccolta dei dati era sufficientemente lungo (da uno a circa tre mesi) 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).

Il ''ciclo PPIII'' prosegue così:

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

<math>\; ^3He + \; ^4He \rightarrow \; ^7Be + \gamma</math>

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.

<math>\; ^7Be + p \rightarrow \; ^8B + \gamma</math>

Questo esperimento durò fino al 1994, ed il risultato totale ottenuto dai dati raccolti fu:

<math>\; ^8B \rightarrow \; ^8Be + e^- + \nu_e</math>

:<math>\;Phi_\nu ^8Be= \rightarrow2,56 \; ^4Hepm +0,16 \; ^4HeSNU</math>

contro un valore atteso (calcolato sulla base del modello {{Chiarire|BP(05)}}) di:

Ed anche qui si ha produzione di energia e di neutrini, nel terzo passaggio con uno spettro continuo.

:<math>\Phi_\nu = 8,1 \pm 1,3 \ SNU</math>

=== Ciclo CNO ===

Il risultato, quindi, mette in evidenza il fatto (conosciuto già negli anni '60 al tempo delle prime raccolte di dati), che si ha un deficit di circa il 2/3 nel numero totale di neutrini rivelati ed è proprio questo deficit a determinare il ''problema dei neutrini solari''.

In presenza di quantità non trascurabili di carbonio nella materia stellare, è possibile anche un secondo ciclo di produzione di energia, che coinvolge questo tipo di atomi.

Ecco il ciclo in dettaglio:

<math>\; ^{12}C + p \rightarrow \; ^{13}N + \gamma</math>

<math>\; ^{13}N \rightarrow \; ^{13}C + e^+ + \nu_e</math>

<math>\; ^{13}C + p \rightarrow \; ^{14}N + \gamma</math>

<math>\; ^{14}N + p \rightarrow \; ^{15}O + \gamma</math>

<math>\; ^{15}O \rightarrow \; ^{15}N + e^+ + \nu_e</math>

<math>\; ^{15}N + p \rightarrow \; ^4He + ^{12}C</math>

In questo ciclo si ha la produzione di due neutrini, dovuti al decadimento dell'azoto-13 e dell'ossigeno-15 (con spettro continuo) e di energia.

Anche questo ciclo presenta una diramazione ed è la seguente:

<math>\; ^{15}N + p \rightarrow \; ^{16}O + \gamma</math>

<math>\; ^{16}O + p \rightarrow \; ^{17}F + \gamma</math>

<math>\; ^{17}F \rightarrow \; ^{17}O + e^+ + \nu_e</math>

<math>\; ^{17}O + p \rightarrow \; ^{14}N + \; ^4He</math>

Lo spettro totale, calcolato da un [[modello solare]] standard è il seguente:

[[immagine:Spectrum2.gif|center|frame|Si riconoscono in questa immagine i vari spettri continui delle reazioni di produzione dei neutrini, i neutrini provenienti dal ciclo CNO sono in linea tratteggiata.Si notino le due righe del berillio: in effetti il 10% dei neutrini emessi ha una energia di ''0,383 \ MeV'' ed il restante 90% di ''0,861 \ MeV''.SI noti anche la riga monocromatica della reazione ''pep''.I flussi sono dati in <math>cm^{-2} s^{-1}</math> nel caso di spettri monocromatici e in <math>cm^{-2} s^{-1} MeV^{-1}</math> nel caso di spettri continui.]]

== Flusso aspettato di neutrini ==

Possiamo stimare con un semplice calcolo il flusso di neutrini aspettato sulla superficie terrestre, questo calcolo è importante, in quanto è da esso che sorge il problema dei neutrini solari.

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 lumiosità, ''Q'' è l'energia sviluppata dalla reazione e <math>\langle q_\nu \rangle</math> è l'energia media che ha il neutrino.

Poiché <math>L = 3,864 \cdot 10^{33} \ \frac{erg}{s}</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>

Il numero di questi neutrini che arrivano sulla superficie terrestre, supponendo che essi siano emessi uniformemente in tutte le direzioni, è:

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

dove ''R'' è la distanza Terra - Sole. Sostituendo il valore della distanza si ottiene per il flusso aspettato a terra:

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

I valori esatti del flusso sono calcolati a partire da un modello stellare standard e valgono:

[[image:tabella_nu.jpg|center|frame|I flussi sono calcolati tramite il modello BS05(OP); i flussi sono dati in unità di <math>cm^{-2} s^{-1}</math>]]

== Il primo esperimento ==

Prima di addentrarci nella storia del problema e dei risultati sperimentali conviene definire una unita di misura che spesso è usata per la presentazione dei risultati: la ''SNU'', definita come il numero di neutrini catturati in un secondo da un rivelatore di <math>10^{36}</math> atomi:

<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> è 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 un modello solare standard.

La prima evidenza di questo problema si ebbe intorno alla fine degli anni '60, quando R. [[Davis]] mise in piedi il primo esperimento volto alla rilevazione dei neutrini solari, nella miniera di [[Homestake]], nel [[Sud Dakota]], [[Stati Uniti]].

Il motivo di porre l'apparato sperimentale è che il terreno fa da schermo per i [[raggi cosmici]].

Il rivelatore usato nell'esperimento fu il [[cloro]]-37: esso è presente con una abbondanza di circa il 25% in natura, inoltre il cloro è un elemento facilmente reperibile, assorbe neutrini ad energie non troppo alte (si possono rivelare i neutrini del ramo del [[boro]]-8), ed inoltre si ha una buona sezione d'urto per assorbimento. La reazione usata è l'inversa del decadimento del Ar-37:

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

L'energia di soglia per la reazione è di circa 0,8 MeV, ciò che permette di rivelare (si confronti la figura contenente gli spettri dei neutrini previsti) la maggior parte dei neutrini che ci arrivano, salvo quelli della reazione ''pp''.

Il tempo di presa dati era sufficientemente lungo (da uno a circa tre mesi) da far si da avere una situazione di equilibrio (si noti che l'[[argon]] viene prodotto dal cloro, ma esso decade, con vita media di 35 giorni, in cloro).

Dopo il tempo di presa dati l'argon veniva estratto dalla soluzione, con efficienze di raccolta superiori 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 del fondo aspettato per l'esperimento era di <math>0,4 \pm 0,16 \ SNU</math> per ogni ciclo di presa dati.

Questo esperimento restò in presa dati fino al 1994, ed il risultato totale della presa dati fu:

<math>\Phi_\nu = 2,56 \pm 0,16 \pm 0,16 \ SNU</math>

contro un valore apsettato (calcolato sulla base del modello BP(05)) di:

<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 prese dati), che si ha un deficit di circa il 2/3 nel numero totale di neutrini rivelati ed è proprio questo deficit che è noto come ''problema dei neutrini solari''.

== Esperimenti successivi ==

Successivamente a questo primo esperimento furono sviluppati atri esperimenti in Italia, Russia, Giappone e Stati Uniti.

=== GALLEX / GNO ===

QuestoL'esperimento eperimento[[GALLEX]] è stato sviluppato in Italia, nei [[laboratori dell'INFNnazionali del Gran Sasso,]]; la presaraccolta dati cominciò nel 1991 per finire nel 1997,; l'esperimento continuò, poi, la sua attività come 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>

la cui energia di soglia è di 0,233 MeV, ciò che permette di rivelare anche i neutrini della reazione ''pp''.

I risultati complessivi di questi due eperimentiesperimenti sono:

:<math>\Phi_\nu = 77,5 \pm 6,2 ^{+ 4,3} _{- 4,7} \ SNU</math>

per l'esperimento ''GALLEX'' e:

:<math>\Phi_\nu = 62,9 ^{+ 5,5} _{- 5,3} \pm 2,5 \ SNU</math>

per l'esperimento ''GNO'', contro un flusso aspettatoatteso di:

:<math>\Phi_\nu = 126 \pm 10 \ SNU</math>

=== SAGE ===

Questo L'esperimento [[SAGE (Soviet-American Gallium Experiment)|SAGE]] fu sviluppato in Unione Sovietica, nella regione del nord del [[Caucaso]], a partire dal 1990.

Le principali differenza rispetto al precedente esperimento sono nel tipo di rivelatore (Gallio metallico, invece che liquido) ed, evidentemente,e nella fase di estrazione.

Il risultato per questo esperimento è stato di:

:<math>\Phi_\nu = 70,8 ^{+ 5,3} _{- 5,2} \; ^{+3,7} _{-3,2} \ SNU</math>

contro un flusso aspettatoatteso di:

:<math>\Phi_\nu = 126 \pm 10 \ SNU</math>

=== KAMIOKANDEKamiokande e SUPERSuper-KAMIOKANDEKamiokande ===

{{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.

Questo esperimento, messo in piedi 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).

La reazione su cui si basa è:

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 rivelaore.

:<math>\nu_e + e^- \rightarrow \nu_e + e^-</math>

La reazione su cui si basa la reazione è, quindi:

in cui lo stato finale delle due particelle è differente da quello iniziale.

<math>\nu_e + e^- \rightarrow \nu_e + e^-</math>

L'elettrone scatterato viene rilevato tramite emissione di [[Effetto Čerenkov|radiazione Čerenkov]].

in cui, si noti, lo stato finale delle due particelle è differente da quello iniziale.

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'elettrone 'scatterato' viene rilevato tramite emissione di luce [[effetto Cerenkov|Čerenkov]].

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'apparato situato ad una profondita di 1000 m, nella miniera di Kamioka, è stato posto in un contenitore cilidrico di [[acciaio]], di capacità di circa 1200 t di acqua ma come rivelatore furono usate solo le 680 t più interne per problemi di schermaggio di raggi cosmici e sorgenti radioattive.

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.

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

Il rivelatore Super - Kamiokande consiste, in effetti in un miglioramento del rivelatore Kamiokande, messo in funzione nel [[1996]].

L'energia di soglia originaria di questo esperimento era di 9 Mev, abbassata a 7,5 MeV, dopo alcune modifiche (Kamiokande III).

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).

Il rivelarote Super - Kamiokande consiste, in effetti in un "aggiornamento" del rivelatore Kamiokande, messo in funzione nel 1996.

Sfortunatamente il 21 novembre 2001 un incidente fece implodere circa la metà dei fotomoltiplicatori a causa dell'elevata pressione, e fu rimesso in funzione ridistribuendo i tubi rimasti intatti sulla superficie totale del rivelatore (S-K II).

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).

Nel 2005 fu intrapreso il lavoro di riportare l'apparato alla sua forma originale, lavoro che dovrebbe essere finito nel 2006 (S-K III).

Sfortunatamente il [[21 novembre 2001]] un incidente fece esplodere circa la metà dei fotomoltiplicatori dell'esperimento, e fu rimesso in funzione ridistribuendo i tubi rimast intatti sulla superficie totale del rivelatore (S-K II).

Nel [[2005]] fu intrapreso il lavoro di riportare l'apparato alla sua forma originale, lavoro che dovrebbe essere finito nel [[2006]] (S-K III).

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 [[scattering]] elastico sono:

:<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:

:<math>\Phi_\nu = (5,69 \; \pm \; 0,91) \times 10^{6} \; cm^{-2} \; s^{-1}</math>

==== CommentiConclusioni ====

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 soleSole, in quanto questa era solo supposta sulla base dei modelli e della conoscenza delle interazioni, e gli esperimenti radiochimici non davano informazioni sulla direzione della particella incidente.

Inoltre, in questi due esperimenti disi poté misurare anche l'asimmetria tra neutrini emessi di giorno e neutrini emessi di notte, l'interesse standocausata neldal fatto che questi ultimi devono attraversare uno spessore di materia più(l'intera massa terrestre) grandemaggiore dei primi.

I risultati ottenuti dall'esperimento S - K sono stati:

:<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,; tuttavia, la sensibilità legata ai [[Neutrino muonico|neutrini muonici]] e tau[[Neutrino tauonico|tauonici]] è solo il 20 % di quella legata ai neutrini elettronici.

=== SNO ===

Questo L'esperimento canadese SNO (sudbury[[Sudbury neutrinoNeutrino observatoryObservatory]]), cominciò ad acquisire dati nel maggio del [[1999]]; l'apparecchio èera posto ad una profondità di circa 2000 metri nella miniera di [[Greater Sudbury|Sudbury]] (nell'[[Ontario, Canada)]].

In questo esperimento vengonovenivano usate 1000 tonnellate di [[acqua pesante]], in un contenitore sferico circondato da uno schermo di acqua e da 9600 fotomoltiplicatori.

Questo tipo di esperimento usa le seguenti interazioni per rivelare i neutrini; lo scattering elastico:

:<math>\nu_e + e^- \rightarrow \nu_e + e^-</math>

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:

:<math>\nu_e + d \rightarrow p + p + e^-</math>

Si noti che sia lo scattering elastico che la reazione di corrente neutra sono sensibili ai tre tipi di neutrino, mentre l'interazione di corrente carica è sensibile solo ai neutrini elettronici.

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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 risultatorisultati ottenuti fino ad ora, secondo le analisi più recenti sono, per la fase senza sale sciolto in acqua:

:<math>ES: \; \; \Phi_\nu = (2,39 \; ^{+0,24}_{-0,23} \; \pm 0,12) \times 10^6 \; cm^{-2} s^{-1}</math>

:<math>CC: \; \; \Phi_\nu = (1,76 \; ^{+0,06}_{-0,05} \; \pm 0,09) \times 10^6 \; cm^{-2} s^{-1}</math>

:<math>NC: \; \; \Phi_\nu = (5,09 \; ^{+0,44}_{-0,43} \; ^{+0,46}_{-0,43}) \times 10^6 \; cm^{-2} s^{-1}</math>

mentre per la fase con il sale disciolto in acqua i risultati sono:

:<math>ES: \; \; \Phi_\nu = (2,35 \; \pm 0,22 \; \pm 0,15) \times 10^6 \; cm^{-2} s^{-1}</math>

:<math>CC: \; \; \Phi_\nu = (1,68 \; \pm 0,06 \; ^{+0,08}_{-0,09}) \times 10^6 \; cm^{-2} s^{-1}</math>

:<math>NC: \; \; \Phi_\nu = (4,94 \; \pm 0,21 \; ^{+0,38}_{-0,34}) \times 10^6 \; cm^{-2} s^{-1}</math>

contro un flusso aspettatoatteso di:

:<math>\Phi_\nu = (5,69 \; \pm \; 0,91) \times 10^{6} \; cm^{-2} \; s^{-1}</math>

=== Altri esperimenti ===

Altri esperimenti sono in corso di costruzione e di progettazione per trovare una soluzione aquestoa questo problema, sia in Italia che nel resto del mondo.

* '''[[Borexino]]''': attualmente in costruzione ai Laboratori nazionali del Gran Sasso dell'INFN; lo schema di funzionamento è del tipo di quello già usate per l'esperimento SNO (un materiale scintillatore che genera dei fotoni i quali vengono a loro volta rivelati da fotomoltiplicatori), ed analogamente a questo esperimento la rivelazione si basa sullo scattering elastico di un elettrone ed un neutrino.

*'''Icarus''': ha preso dati ai Laboratori nazionali del Gran Sasso dell'INFN: questo esperimento si basa sulla rivelazione di un evento tramite una camera a proiezione temporale (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. Dal 2010 al 2012 il rivelatore è stato inoltre attivo nella rivelazione del fascio di neutrini prodotto all'acceleratore [[Super Proton Synchrotron|SPS]] del [[CERN]] a Ginevra<ref>{{Cita web|url=http://www.media.inaf.it/2014/12/10/il-gigante-icarus-muove-dal-gran-sasso/|titolo=Il gigante ICARUS muove dal Gran Sasso|autore=Antonella Varaschin|sito=MEDIA INAF|accesso=2017-03-02}}</ref>.

*'''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 web|url=http://cupp.oulu.fi/neutrino/index.html|titolo=The Ultimate Neutrino Page|sito=cupp.oulu.fi|accesso=2022-11-21}}</ref>.

*'''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.

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|isbn=978-0-19-850871-7|pagine=369}}</ref>

*'''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).

{|class="wikitable" style="text-align:center;"

Molti altri esperimenti rimangono, per ora, solo alla fase di progetto e di studio, in attesa di finanziamenti (vedi [http://cupp.oulu.fi/neutrino/index.html] per maggiori informazioni al riguardo degli esperimenti in progetto).

!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>

|-

|[[GALLEX/GNO]]

|1991-1996/1998-2003

|rowspan=2|<math>\nu_e+{}^{71}\mathrm{Ga}\to{}^{71}\mathrm{Ge}+e^-</math>

|rowspan=2|0.233

|0.529±0.042

|-

|[[Soviet-American Gallium Experiment|SAGE]]

|1990-2006

|0.540±0.040

|-

|[[Homestake]]

|1970-1995

|<math>\nu_e+{}^{37}\mathrm{Cl}\to{}^{37}\mathrm{Ar}+e^-</math>

|0.814

|0.301±0.027

|-

|[[Kamiokande]]

| -1995

|rowspan=2|<math>\nu_\alpha+e^-\to\nu_\alpha+e^-</math>

|6.7

|0.484±0.066

|-

|[[Super-Kamiokande]]

|1996-2001

|4.7

|0.406±0.014

|-

|rowspan=3|[[Sudbury Neutrino Observatory|SNO]] - D₂O

|rowspan=3|1999-2001

|<math>\nu_\alpha+d\to p+p+e^-</math>

|6.9

|0.304±0.019

|-

|<math>\nu_\alpha+d\to p+n+\nu_\alpha</math>

|2.224

|0.879±0.111

|-

|<math>\nu_\alpha+e^-\to\nu_\alpha+e^-</math>

|5.7

|0.413±0.047

|-

|rowspan=3|[[Sudbury Neutrino Observatory|SNO]] - NaCl

|rowspan=3|2001-2003

|<math>\nu_e+d\to p+p+e^-</math>

|6.9

|0.290±0.017

|-

|<math>\nu_\alpha+d\to p+n+\nu_\alpha</math>

|2.224

|0.853±0.075

|-

|<math>\nu_\alpha+e^-\to\nu_\alpha+e^-</math>

|5.7

|0.406±0.046

|}

== 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 risolverlo, da alcune modificazioni dei modelli solari ad altre ipotesi come la trasformazione di neutrini in neutrini sterili, che non reagiscono, o al decadimento del neutrino.

La prima spiegazione per interpretare il difetto di neutrini solari era che il modello solare fosse errato, per esempio si riteneva che fossero erronee le stime della [[temperatura]] e della [[pressione]] all'interno del Sole. In altre parole, poiché il flusso di neutrini è una misura del tasso di reazioni nucleari, venne ipotizzato che queste reazioni si fossero temporaneamente interrotte. Poiché occorrono migliaia di anni affinché il calore generato all'interno del Sole emerga sulla superficie della nostra stella per poi essere emesso come radiazione e giungere 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.

Il problema dei neutrini solari nacque con la prima pubblicazione negli anni '70 dei primi risultati dell'esperimento di Homestake.

Queste ipotesi vennero confutate grazie agli studi di [[eliosismologia]], lo studio di come le [[Onda di pressione|onde di pressione]] (l'equivalente delle [[onde sismiche]] terrestri) si generano e propagano nel Sole, che hanno condotto ad esperimenti con cui è stato possibile misurare le temperature all'interno del Sole, e queste sono risultate in accordo con il modello solare standard.

Da allora molte soluzioni furono proposte per risolvere questo problema, a partire da alcune modificazioni dei modelli solari, tuttavia non si riesce a produrre un modello conforme ai dati eliosismici che sia conforme a tutti i dati sperimentali raccolti fino ad oggi.

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.

Se si produce, inoltre, un modello conforme ai dati raccolti negli esperimenti esso non soddisfa i dati provenienti dall'eliosimologia, per cui questa soluzione, sebbene fosse la prima intrapresa, non dà alcuna soluzione accettabile.

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 trasformarsi da un tipo all'altro "in volo", un fenomeno definito [[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.

Quindi la direzione di ricerca non è in una modifica del modello solare, sostanzialmente corretto, come si può dedurre anche dai risultati sperimentali dell'esperimento 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.

== Note ==

Attualmente, si ritiene, quindi, che il problema dei neutrini solari, risulti da una inadeguata comprensione delle proprietà di queste particelle, esperimenti recenti suggeriscono, infati, 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]].

<references />

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 rilevatori.

== Voci correlate ==

*[[Oscillazione del neutrino]]

*[[Neutrino]]

*[[Modello standard]]

*[[Problema dei neutrini atmosferici]]

== Collegamenti esterni ==

*[[oscillazione del neutrino]]

*{{cita web|http://cupp.oulu.fi/neutrino/index.html|The Ultimate Neutrino Page}}

*[[neutrino]]

*{{cita web|http://pdg.lbl.gov/|The review of Particle Physics}}

*[[modello standard]]

*[[problema dei neutrini atmosferici]]

Link esterni:

*http://cupp.oulu.fi/neutrino/index.html

*http://pdg.lbl.gov/2005/reviews/contents_sports.html

{{FisicaSole}}

{{Portale|fisica|sistema solare}}

[[Categoria:Fisica|Problema dei neutrini solari]]

[[Categoria:Neutrini]]

[[de:Neutrinooszillation]]

[[Categoria:Raggi cosmici]]

[[en:Solar neutrino problem]]

[[Categoria:Sole]]

[[hu:Neutrínóoszcilláció]]

[[ja:ニュートリノ振動]]

[[pl:Problem neutrin słonecznych]]