neutrini solari cenni sul sole il flusso e lo spettro di energia dei neutrini gli esperimenti sui...
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Neutrini Solari
Cenni sul Sole
Il flusso e lo spettro di energia dei neutrini
Gli esperimenti sui neutrini solari
Due obbiettivi:
Studiare la natura del Sole
Studiare le proprieta’ dei neutrini
Qualche numero:
Massa 1
Energia
T
raggio
Orbita terrestre
La produzione di energia nel Sole
Chimica
Gravitazione
Etot=G M2/R
Durata= Etot/Luminosita’
6.6710-11 x (1.99 1030)2/ (6.96108 x 3.841027)= 1015s
Le reazione di fusione
• Il Sole (le stelle) sono ricche di idrogeno• Grossolanamente, l’Universo e’ costituito da 75% H e
25% He (elio primordiale, prodotto nei primi minuti di vita dell’Universo)
• Nel Sole, l’energia viene prodotta dalla fusione di idrogeno:
4p -> 4He + 2e+ + 2 νe
E ≈ 27 MeV
(compresa annichilazione)
Le sezioni d’urto di fusione( vedi Broggini)
Le reazioni sono sotto soglia:
Eb= Z1 Z 2e2/rN ~ Z1 Z 2 MeV
T qualche keV
σ= S(E)/E X exp(-2η)
S(E) fattore astrofisico fortemente dipendente dalla reazione,
poco dipendente dall’energia
La frequenza di reazione
r= ninj <σv>
(diviso 2 se i=j)
Il ciclo dell’idrogeno
p p -> d e+ νe
0< E v < 420 keV S =4.07 10 -22
X 2p p e -> d νe
Eν = 1.442 MeV
D p -> 3He +γ
E γ = 5.5 MeV S =2.5104
Tre diramazioni
3He 3He -> 4He + p+p
S=5.15 103
Q= 12.560 MeV
Fine pp I
3He p -> 4He e+ ve
Q =19.8 MeV
(hep)
3He 4He -> 7Be + γ
Eγ =1.59 MeV S=0.54
7Be e- -> 7Li +ve
Eve = 7Li p -> 4He+4He
Q= 17.347 MeV
S= 52
Fine pp II
7Be p -> 8B +γ
Eγ = 0.137 MeV
8B ->8Be* e+ ve
4He 4He
Q= 17.980 MeV
Fine pp III
Cenno ai modelli solari
I cosiddetti modelli solari standard devono riprodurre lo stato attuale del Sole ( R, massa, luminosita’)
I parametri di ingresso:
Composizione chimica
Sezioni d’urto
Opacita’
Utilizzando le leggi classiche della termodinamica producono:
L’evoluzione temporale,
La densita’, temperatura e produzione di energia in funzione del raggio
Lo spettro energetico dei neutrini
Il ciclo CNOcondizioni indispensabili: presenza di Carbonio… e temperatura
Le reazioni principali sono12C +p -> 13N +γ 13N -> 13C + e + + ve Ev < 1.199 MeV13C +p -> 14N +γ 14N+p -> 15O+ γ 15O -> 15 N + e+ + ve Ev < 1.732 MeV15N +p -> 12C +
Recent developments of the SSM
Model pp
1010
pep
108
7Be
109
8B
106
13N
108
15O
108
17F
106
Ysurf RCZ/RSun
BS04 5.94 1.40 4.88
[12%]
5.87
[23%]
5.62 4.90 6.01 0.0169 0.7148
BS04(14N) 5.99 1.42 4.89 5.83 3.11 2.38 5.97 0.0170 0.7153
BS05
(OP,GS98)
5.99 1.42 4.84
[10%]
5.69
[16%]
3.07 2.33 5.84 0.0170 0.7138
BS05(OP,
AGS05)
6.06 1.45 4.34 4.51 2.01 1.45 3.25 0.0126 0.7280
BPS08(AGS08)
6.04 1.45 4.55
[6%]
4.72
[11%]
1.89 1.34 3.25
1. BS04(14N) accounts for new S1,14 for 14N(p,)15O by LUNA2. BS05(OP,GS98) accounts for new opacities 3. BS05(OP,AGS05) accounts for new calculations of surface abundances4. BPS08 accounts for better determination of S34 by LUNA
Dove viene prodotta l’energiadensita’ ecc
Qualche commento
Lo SSM si e’ dimostrato accurato nel calcolo dei neutrini solari, ma, oltre a
qualche incertezza nei parametri iniziali ( es. opacità che dipende dai dettagli della composizione)
Non da conto rotazioni,
campi magnetici,
periodicita’ …
Eliosismologia
• Il sole e’ continuamente sotto osservazione e molti fenomeni e parametri vengono misurati.
• Le oscillazioni proprie (onde stazionarie) del Sole sono misurate tramite effetto Doppler; esse forniscono informazioni sulla struttura del Sole
• E’ quindi possibile un confronto tra MSS e i dati eliosimologici.
In particolare sideterminano:
• Analizzando lo “spettro” delle frequenze di oscillazione si puo’ studiare l’interno del sole
• inizio della zona convettiva (0.711 R)
• L’andamento della velocità del suono
• Abbondanza in massa di He (24.5%) alla
superficie • La rotazione
dell’interno solare
SSM conflict with helioseismology
Taken from W. Haxton and A. Serenelli, arXiV:0902.0036
1964 Primi dati esperimento del Cloro (R.Davis et al.)
1978 B.Pontercorvo e Bilenky
-Prime ricerche agli acceleratori (e.g. Gargamelle Δm2~ 1 eV2 )
-Instabilita’ del protone (IMB,Kamiokande,Nusex, ….)
-Neutrini da SN1987A visti chiaramente da Kamiokande ( IMB e M.nt Blanc)
-Neutrini solari in Kamiokande
-GALLEX a SAGE
-Superkamiokande
-SNO ( deuterio)
-Borexino
-Kamland
Oscillazioni di neutrino
• Condizioni:
• Il numero leptonico di famiglia e’ violato
• I neutrini hanno massa
• Due sapori e nel vuoto
• Figura di merito
Due sapori nel vuoto
P(a->a) = 1-sin2 2θ sin2 (Δm2 L/4E)
= 1-sin2 2θ sin2 1.27 (Δm2 L/E)
Δm2 eV2 ; L metri, E MeV
I neutrini solari sensibili anche a differenze di
massa molto piccole (10-11 eV2 )
Meno accurati sull’angolo di mixing
sin22θm = sin22θ / [ ( cos 2θ - 2½ G N E / Δm2 )2 + sin22θ ]
Si ha un effetto risonante quando:
cos 2θ =2½ G N E / Δm2
10-7 E(MeV) δ (g/cm3) / Δm2 (eV2)
cos 2θ ~ 0.4
Attivo per E ≈ 10 MeV; trascurabile per E < 1 MeV
Effetto della materia