Modello solare standard: differenze tra le versioni

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== Produzione di neutrini ==

[[Immagine:Neusun1_superkNeusun1 superk.jpg|thumb|right|250px|Flusso di neutrini solari come rilevato da [[Super-Kamiokande]] nel [[1998]]. Colori più brillanti indicano un flusso maggiore.]]

In una [[stella]], le diverse interazioni che fondono l'idrogeno in elio possono produrre anche neutrini. Nel Sole 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.

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La soluzione al problema dei neutrini solari venne finalmente trovata dal [[Sudbury Neutrino Observatory]]. Gli esperimenti radiochimici erano sensibili unicamente ai [[Neutrino elettronico|neutrini elettronici]] e il segnale rilevato nelle acque dei rivelatori Cerenkov era dominato da questi.

In contrasto, l'esperimento eseguito dal SNO, era sensibile ai tre tipi differenti di neutrino: il neutrino elettronico ν_e, il neutrino muonico ν_μ e il neutrino tauonico ν_τ. Misurando simultaneamente il neutrino elettronico ed il flusso totale di neutrini, l'esperimento fu capace di dimostrare che la discrepanza di dati era dovuto all'[[effetto MSW]]; ossia che la presenza di elettroni nella materia cambia i [[Livello_energeticoLivello energetico|livelli energetici]] della propagazione degli [[Autostato|autostati]] dei neutrini. Questo significa che i neutrini nella materia hanno masse effettive diverse rispetto ai neutrini nel vuoto, e poiché le oscillazioni di neutrino dipendono dalla differenza delle masse dei neutrini al quadrato, le oscillazioni dei neutrini possono essere diverse nella materia rispetto al vuoto o a variazioni di densità nel Sole stesso. I neutrini che provengono dal Sole possono cambiare la loro natura passando da l'alta densità elettronica del nucleo, al vuoto dello [[spazio]] interplanetario, spiegando così il minor numero di interazioni rilevato da [[Kamiokande-II]] e dagli esperimenti radiochimici. Inoltre, i rilevatori Cerenkov ad acqua individuano solamente neutrini sopra i 5MeV,mentre gli esperimenti radiochimici sono sensibili a energie più basse (0.8MeV per il cloro, 0.2MeV per il [[Gallio (elemento)|gallio]]), e questa è la ragione della differenza osservata nel flusso di neutrini tra i due tipi di esperimento.

===Sperimentazioni future===

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| last =Bahcall

| first = John

| title =How many σ’sσ's is the solar neutrino effect?

| journal = Physical Review C

| year = 2002