Modello solare standard: differenze tra le versioni

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

Il '''Modello Solare Standard''' (SSM) è il miglior modello disponibile per la descrizione del [[Sole]]. A grandi linee, nel Modello Solare Standard il Sole è una sfera composta prevalentemente di un [[Plasma (fisica)|plasma]] di [[idrogeno]] e tenuta 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 distinti processi di [[fusione nucleare]], chei quali rilasciano una grande quantità [[energia]], producendo altresì due [[elettrone|elettroni]] e due [[neutrino|neutrini]] elettronici. L'energia è continuamente prodotta nel nucleo e mantiene il Sole in equilibrio: la tendenza a esplodere, dovuta alle reazioni di fusione, bilancia la tendenza a collassare a causa della gravità. Il modello inoltre descrive come, a causa dell'[[evoluzione stellare|evoluzione]] nel tempo del rapporto tra idrogeno e elio nel nucleo, cambino la temperatura e la densità del Sole e si modifichino le sue dimensioni e la sua [[luminosità]]. 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.]] -->

In una [[stella]], le diverse interazioni che fondono l'idrogeno in elio possono produrre anche neutrini. Nel soleSole la 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 tale 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 (<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> è troppo bassa per poterlicipoterli 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", il cui massimo di energia è posto a circa 15 MeV e che pertanto sono più facili da osservare. Infine, una rara interazione della catena pp produce i "neutrini hep", quelli con energia più alta: è previsto che questi abbiano una energia massima di 18 MeV, tuttavia, essendo questi molto più rari, non sono ancora stati osservati.

==Rilevazione dei neutrini==

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La debolezza dell'[[Costanti di accoppiamento|accoppiamento]] del neutrino con altre particelle implica 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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===Storia===

Il primo esperimento per rilevare i neutrini solari, l'[[Homestake experiment]], fu condotto da [[Raymond Davis Jr.|Ray Davis]]. I neutrini venivano rilevati osservando la [[trasmutazione]] di nuclei di [[cloro]] in [[argo]], in un grande serbatoio di [[percloroetilene]]. L'esperimento ha trovato circa 1/3 dei neutrini previsti dal SSM di allora, questa discrepanza nei risultati venne nota come "[[problema dei neutrini solari]]". Al momento dell'esperimento di Ray Davis, alcuni fisici rimasero scettici, essenzialmente perché non si fidavano di simili tecniche radiochimiche.

Una rivelazione senza ambiguità dei neutrini solari venne con l'esperimento [[Kamiokande-II]], un [[rivelatore Cerenkov]] ad [[acqua]], con una soglia energetica abbastanza bassa da rilevare neutrini attraverso [[scattering elastico]] neutrino-elettrone. Nel processo di scattering elastico, gli elettroni viaggiano preponderantemente lungo la stessa [[traiettoria]] del neutrino d'interazione, ossia opposti dal Sole. Questa traccia che ''punta indietro'' verso il Sole è stata la prima prova conclusiva che nel nucleo della stella avvenissero processi di tipo nucleare. Malgrado che i neutrini osservati da Kamiokande-II fossero chiaramente di origine solare, la loro quantità era ancora una volta minore rispetto a quanto previsto alla teoria. Durante Kamiokande-II venne osservato solo 1/2 del flusso previsto.

===History===