Modello solare standard: differenze tra le versioni

Versione delle 23:18, 28 mar 2011

Versione delle 09:44, 29 lug 2011

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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 del carbonio-azoto|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">{{citeCita web|firstnome=John|lastcognome=Bahcall|authorlinkwkautore=John N. Bahcall|url=http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html|titletitolo=Solar Neutrino Viewgraphs|publishereditore=[[Institute for Advanced Study]] School of Natural Science|accessdateaccesso=2006-07-11 luglio 2006}}</ref> è troppo bassa per poterli 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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==Predire la temperatura del nucleo ==

Il flusso di neutroni del boro 8 è altamente sensibile alla temperatura del nucleo del sole<ref name="Bahcall Tsun">{{citeCita journalpubblicazione

| lastcognome =Bahcall

| firstnome = John

| titletitolo =How many σ's is the solar neutrino effect?

| journalrivista = Physical Review C

| yearanno = 2002

| volume = 65

| doi = 10.1103/PhysRevC.65.015802

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}}</ref>: <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'[[Problema dei neutrini solari|esperimento SNO]], ottenendo una temperatura pari a <math>15.7 \times 10^6 K \pm 1% </math>.<ref name="Fiorentini">{{citeCita journalpubblicazione

| lastcognome = Fiorentini

| firstnome = G.

| coauthorscoautori = B. Ricci

| yearanno = 2002

| titletitolo = What have we learnt about the Sun from the measurement of the 8B neutrino flux?

| journalrivista = Physics Letters B

| volume = 526

| issuenumero = 3-4

| pagespagine = 186-190

| doi = 10.1016/S0370-2693(02)01159-0

| id = {{ArXiv|archive=astro-ph|id=0111334}}