Modello solare standard: differenze tra le versioni

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Versione delle 22:33, 3 set 2009

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{{T|lingua=inglese|argomento=fisica|data=gennaio 2008}}

Il '''Modello Solare Standard''' (SSM) è il miglior modello correntedisponibile cheper descrivela ildescrizione del [[Sole]]. InA grandi generalelinee, nel Modello Solare Standard 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 grandi abbastanza per consentire la conversione di [[nucleo atomico|nuclei]] di [[idrogeno]] in [[elio]] attraverso alcuni diversidistinti processi. Ladi [[fusione nucleare|conversione di idrogeno in elio]] rilasciache rilasciano 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,: nonla tendenza a esplodere dovuta alle reazioni di fusione bilancia la tendenza a collassacollassare 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]] 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 ==

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<!--[[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.]] -->

L'idrogenoIn èuna fusostella le diverse interazioni che fondono l'idrogeno in elio attraversopossono diverseprodurre anche neutrini. interazioni nelNel sole. Lala 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 iltale 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 sonoè troppo difficilibassa daper poterlici 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.

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|accouppiamento]] 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.

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===History===

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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.

===hep neutrinos===

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.

===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.

-->

==Predire la temperatura del nucleo ==

==Core temperature prediction==

TheIl fluxflusso ofdi boron-8neutroni neutrinosdel isboro highly sensitive to the temperature8 ofè thealtamente coresensibile ofalla thetemperatura sun,del <math>\phi(^8B)nucleo \proptodel T^{25}</math>.sole<ref name="Bahcall Tsun">{{cite journal

| last =Bahcall

| first = John

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| doi = 10.1103/PhysRevC.65.015802

| id = {{Arxiv|archive=hep-ph|id=0108147}}

}}</ref>:

}}</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

<math>\phi(^8B) \propto T^{25}</math>

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'[[oscillazione dei neutrini|esperimento SNO]], ottenendo una temperatura pari a <math>15.7 \times 10^6 K \pm 1% </math>.<ref name="Fiorentini">{{cite journal

| last = Fiorentini

| first = G.