Model solar standard
Modelul Solar Standard (MSS; în limba engleză: Standard Solar Model, SSM) este cel mai bun model disponibil pentru descrierea Soarelui. În linii mari, în modelul solar standard, Soarele este o sferă formată predominant dintr-o plasmă de hidrogen și ținută împreună de gravitație . În miezul Soarelui, temperatura și densitatea sunt suficient de mari pentru a permite conversia nucleelor de hidrogen în heliu prin procese distincte de fuziune nucleară , care eliberează o cantitate mare de energie , producând totodată doi electroni și doi neutrini electronici. Energia este produsă continuu în miez și menține Soarele în echilibru: tendința de a exploda, datorită reacțiilor de fuziune, echilibrează tendința de a se prăbuși datorită gravitației. Modelul descrie, de asemenea, modul în care, datorită evoluției în timp a relației dintre hidrogen și heliu în nucleu, temperatura și densitatea Soarelui se schimbă, precum și dimensiunea și luminozitatea acestuia . Similar modelului standard din fizica particulelor, SSM se schimbă în timp în funcție de noi teorii sau descoperiri experimentale.
Producția de neutrini
Într-o stea, diferitele interacțiuni care fuzionează hidrogenul cu heliu pot produce, de asemenea, neutrini. La Soare, majoritatea neutrinilor sunt produși prin lanțul pp , un proces în care patru protoni sunt combinați pentru a produce doi protoni , doi neutroni , doi electroni și doi neutrini electronici. Neutrinii sunt, de asemenea, produși de ciclul CNO , dar acest proces este considerabil mai puțin important în Soare decât în alte stele.
Majoritatea neutrinilor produși în Soare provin din primul pas al lanțului pp, dar energia lor (<0,425 MeV ) [1] este prea mică pentru a le putea detecta în mod eficient. Dezintegrarea beta inversă a Be-7 produce neutrini de aproximativ 0,9 sau 0,4 MeV. [1] O altă ramură a lanțului pp produce „neutrini de bor -8”, a căror energie maximă este de aproximativ 15 MeV și, prin urmare, sunt mai ușor de observat. În cele din urmă, o interacțiune rară a lanțului pp produce „neutrini hep”, cei cu energie mai mare: este de așteptat ca aceștia să aibă o energie maximă de 18 MeV, totuși, fiind mult mai rare, nu au fost încă observați.
Detectarea neutrinilor
Slăbiciunea cuplării neutrinilor cu alte particule înseamnă că majoritatea neutrinilor produși în miezul solar pot trece prin soare fără a fi absorbiți . Prin urmare, este posibil să observăm direct miezul Soarelui prin detectarea acestor neutrini.
Istorie
Primul experiment pentru detectarea neutrinilor solari, experimentul Homestake , a fost realizat de Ray Davis . Neutrinii au fost detectați prin observarea transmutației nucleelor de clor în argon într-un rezervor mare de percloretilenă . Experimentul a descoperit aproximativ 1/3 din neutrini prezise de SSM de atunci; această discrepanță în rezultate a fost cunoscută sub numele de „ problema cu neutrini solari ”. La momentul experimentului lui Ray Davis, unii fizicieni au rămas sceptici, în esență, deoarece nu aveau încredere în astfel de tehnici radiochimice .
O detectare fără echivoc a neutrinilor solari a venit odată cu experimentul Kamiokande-II , un detector Cerenkov pe bază de apă , cu un prag de energie suficient de scăzut pentru a detecta neutrinii prin împrăștierea elastică a neutrino-electronilor. În procesul de împrăștiere elastică, electronii călătoresc în principal pe aceeași traiectorie ca și neutrinul care interacționează, adică opus Soarelui. Această pistă îndreptată înapoi spre Soare a fost prima dovadă concludentă că procesele de tip nuclear au avut loc în miezul stelei. În ciuda faptului că neutrinii observați de Kamiokande-II erau în mod clar de origine solară, cantitatea lor a fost din nou mai mică decât teoretizată. În timpul Kamiokande-II a fost observat doar 1/2 din debitul așteptat.
Soluția la problema neutrinilor solari a fost găsită în cele din urmă de Observatorul Neutrino Sudbury . Experimentele radiochimice au fost sensibile doar la neutrini electronici, iar semnalul detectat în apele detectoarelor Cerenkov a fost dominat de acestea.
În contrast, experimentul efectuat de SNO a fost sensibil la trei tipuri diferite de neutrino: electron neutrino ν e , muon neutrino ν μ și tau neutrino ν τ . Măsurând simultan neutrino-ul de electroni și fluxul total de neutrini, experimentul a reușit să demonstreze că discrepanța datelor se datorează efectului MSW ; adică prezența electronilor în materie modifică nivelurile de energie ale propagării statelor proprii neutrino. Aceasta înseamnă că neutrinii din materie au mase eficiente diferite de neutrini în vid și, din moment ce oscilațiile neutrinilor depind de diferența de mase de neutrini pătrate, oscilațiile neutrino pot fi diferite în materie decât în vid sau în variațiile de densitate ale Soarelui însuși. Neutrinii care provin de la Soare își pot schimba natura trecând de la densitatea mare de electroni a nucleului, la vidul spațiului interplanetar, explicând astfel mai puține interacțiuni detectate de Kamiokande-II și experimentele radiochimice. Mai mult, detectoarele de apă Cerenkov detectează doar neutrini peste 5MeV, în timp ce experimentele radiochimice sunt sensibile la energiile inferioare (0,8MeV pentru clor, 0,2MeV pentru galiu ) și acesta este motivul diferenței observate în fluxul de neutrini între cele două tipuri de experiment. .
Experimente viitoare
Deși experimentele radiochimice au observat, într-un anumit sens, neutrinii pp și Be7, ei și-au măsurat doar fluxul global. „ Sfântul Graal ” al experimentelor cu neutrini solari ar fi detectarea neutrinilor Be7 cu un detector sensibil la energia neutrinului unic. Acest experiment ar demonstra ipoteza MSW prin găsirea pragului efectului MSW. Unele modele exotice sunt capabile să explice deficitul de neutrini solari, astfel încât observarea pragului de activare a efectului MSW ar rezolva în cele din urmă diatriba privind problema neutrinilor solari.
Preziceți temperatura miezului
Fluxul de neutroni al borului 8 este extrem de sensibil la temperatura centrală a soarelui [2] :
Acest lucru permite aplicarea modelului solar standard la o măsurare precisă a fluxului de neutrini pentru a obține o estimare a temperaturii soarelui. După publicarea rezultatelor experimentului SNO , obținerea unei temperaturi egale cu . [3]
Notă
- ^ a b John Bahcall , Solar Neutrino Viewgraphs , su sns.ias.edu , Institute for Advanced Study School of Natural Science. Adus la 11 iulie 2006 .
- ^ John Bahcall, Câte σ este efectul neutrino solar? , în Physical Review C , vol. 65, 2002, DOI : 10.1103 / PhysRevC.65.015802 , arΧiv : hep-ph / 0108147 .
- ^ G. Fiorentini, B. Ricci, Ce am învățat despre Soare din măsurarea fluxului de neutrini 8B? , în Physics Letters B , vol. 526, n. 3-4, 2002, pp. 186-190, DOI : 10.1016 / S0370-2693 (02) 01159-0 , arΧiv : astro-ph / 0111334 .
Elemente conexe
linkuri externe
- ( EN ) descrierea SSM cu multe referințe, de David Guenther , pe ap.stmarys.ca . Adus la 10 ianuarie 2008 (arhivat din original la 19 ianuarie 2008) .
