Problema dei neutrini solari: differenze tra le versioni

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== 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^{33} \ \frac{erg}{s}</math>, <math>Q = 26,7 \ MeV</math> e <math>\langle q_\nu \rangle = 0,6 \ MeV</math>, si trova che:
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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>
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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 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.
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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.