Problema cu neutrinii solari

Diagrama numărului de neutrini produși de Soare: coloana din stânga reprezintă numărul de neutrini așteptați de teorie; coloana din dreapta (albastru) rezultatele experimentale. Culorile numărului de neutrini așteptat indică mecanismul de producție în Soare.

Problema neutrinilor solari se referă la o discrepanță mare între numărul observat de neutrini electronici care sosesc pe Pământ și numărul prezis de modelele teoretice ale interiorului Soarelui , care a durat de la mijlocul anilor 1960 până în 2002 .

Problema a fost rezolvată datorită unei noi înțelegeri a fizicii neutrinilor, care a necesitat o modificare a Modelului standard al fizicii particulelor , astfel încât să fie permise oscilațiile neutrino . În practică, dacă neutrino are masă, acesta poate schimba aroma din momentul în care este generat în interiorul Soarelui și, prin urmare, nu poate fi detectat prin experimente.

Premisă

Soarele este un reactor natural de fuziune nucleară , care fuzionează hidrogenul cu heliu . Principalele mecanisme de producere a energiei sunt lanțul PP (care are unele ramuri, denumite lanțuri PPI, PPII și PPIII) și ciclul CNO . Excesul de energie este eliberat către raze gamma și particule sub formă de energie cinetică , cum ar fi neutrino, care se deplasează de la miezul Soarelui la Pământ fără absorbție apreciabilă de către straturile superioare ale Soarelui.

Pe măsură ce experimentele au devenit sensibile la porțiuni din ce în ce mai mari ale energiilor neutrinilor incidenți, a devenit clar că numărul de neutrini detectați a fost mai mic decât numărul prezis de teorie. În diferite experimente, numărul observat de neutrini a fost între o treime și jumătate din cel prezis. Această problemă a devenit cunoscută sub numele de problema neutrinilor solari .

Fluxul așteptat de neutrini

Problema neutrino solară apare din calculul fluxului de neutrini așteptat de pe suprafața Pământului, care este raportat mai jos. Luminozitatea soarelui este proporțională cu energia care este produsă în interiorul său, deci împărțind această valoare la energia produsă de o reacție obțineți numărul de reacții de fuziune, înmulțind această valoare cu 2 obțineți o estimare cu numărul de neutrini:

n_{\nu }=2{\frac {L}{Q-\langle q_{\nu }\rangle }}

{\ displaystyle n _ {\ nu} = 2 {\ frac {L} {Q- \ langle q _ {\ nu} \ rangle}}}

{\ displaystyle n _ {\ nu} = 2 {\ frac {L} {Q- \ langle q _ {\ nu} \ rangle}}}

unde L este luminozitatea, Q este energia dezvoltată de reacție și $\langle q_{\nu }\rangle$ ${\ displaystyle \ langle q _ {\ nu} \ rangle}$ ${\ displaystyle \ langle q _ {\ nu} \ rangle}$ este energia medie a neutrinului.

Atâta timp cât $L=3,864\cdot 10^{33}\ {\frac {erg}{s}}$ ${\ displaystyle L = 3.864 \ cdot 10 ^ {33} \ {\ frac {erg} {s}}}$ ${\ displaystyle L = 3.864 \ cdot 10 ^ {33} \ {\ frac {erg} {s}}}$ , $Q=26,7\ MeV$ ${\ displaystyle Q = 26,7 \ MeV}$ ${\ displaystyle Q = 26,7 \ MeV}$ Și $\langle q_{\nu }\rangle =0,6\ MeV$ ${\ displaystyle \ langle q _ {\ nu} \ rangle = 0,6 \ MeV}$ ${\ displaystyle \ langle q _ {\ nu} \ rangle = 0,6 \ MeV}$ , se constată că:

n_{\nu }=1,851\cdot 10^{38}\ {\frac {neutrini}{s}}

{\ displaystyle n _ {\ nu} = 1,851 \ cdot 10 ^ {38} \ {\ frac {neutrinos} {s}}}

{\ displaystyle n _ {\ nu} = 1,851 \ cdot 10 ^ {38} \ {\ frac {neutrinos} {s}}}

Numărul acestor neutrini care sosesc pe suprafața Pământului, presupunând că sunt emise uniform în toate direcțiile, este:

\Phi _{\nu }={\frac {n_{\nu }}{4\pi R^{2}}}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = {\ frac {n _ {\ nu}} {4 \ pi R ^ {2}}}}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = {\ frac {n _ {\ nu}} {4 \ pi R ^ {2}}}}

unde R este distanța Pământ - Soare. Înlocuind valoarea distanței pe care o obținem pentru debitul așteptat pe pământ:

\Phi _{\nu }=6,588\cdot 10^{10}\ {\frac {neutrini}{s\;\times \;cm^{2}}}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 6.588 \ cdot 10 ^ {10} \ {\ frac {neutrini} {s \; \ times \; cm ^ {2}}}}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 6.588 \ cdot 10 ^ {10} \ {\ frac {neutrini} {s \; \ times \; cm ^ {2}}}}

Experimente

Pentru a rezolva această problemă, este recomandabil să definiți o unitate de măsură care este adesea utilizată pentru prezentarea rezultatelor: SNU , definit ca numărul de neutrini capturați într-o secundă de un detector de $10^{36}$ ${\ displaystyle 10 ^ {36}}$ $10 ^ {{36}}$ atomi:

\Phi _{\nu }(SNU)={\frac {\sum _{i}\sigma _{i,x}\phi _{i}}{10^{36}}}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} (SNU) = {\ frac {\ sum _ {i} \ sigma _ {i, x} \ phi _ {i}} {10 ^ {36}}}}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} (SNU) = {\ frac {\ sum _ {i} \ sigma _ {i, x} \ phi _ {i}} {10 ^ {36}}}}

unde i indică tipul de reacție care produce neutrini, x tipul de detector $\sigma$ ${\ displaystyle \ sigma}$ $\ sigma$ este secțiunea transversală a procesului e $\phi$ ${\ displaystyle \ phi}$ $\ phi$ fluxul de neutrini.

Această unitate de măsură este valabilă pentru experimentele care utilizează metode radiochimice, pentru cele care utilizează împrăștierea rezultatele sunt date în număr de neutrini pe unitate de timp și suprafață, de obicei legate de un model solar standard.

Multe experimente pentru detectarea neutrinilor sunt plasate în subteran, de exemplu în minele abandonate sau în structuri speciale, pentru a proteja detectoarele de razele cosmice și alte surse de radiații.

Experiment Homestake

Același subiect în detaliu: experiment Homestake .

Primele dovezi ale problemei neutrinilor solari au venit la sfârșitul anilor 1960, când R. Davis a înființat experimentul Homestake , primul care vizează detectarea neutrinilor solari, în mina Homestake , din Dakota de Sud , în Statele Unite. .

Detectorul utilizat în experiment a fost clorul -37: este prezent cu o abundență de aproximativ 25% în natură, în plus, clorul este un element ușor disponibil, absoarbe neutrini la energii nu prea mari (neutrinii ramurii pot fi detectați bor -8), și are, de asemenea, o bună secțiune transversală prin absorbție. Reacția utilizată este decăderea beta inversă ( $\nu _{e}+n\rightarrow p+e^{-}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e} + n \ rightarrow p + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e} + n \ rightarrow p + e ^ {-}}$ ):

\nu _{e}+\;^{37}Cl\rightarrow \;^{37}Ar+e^{-}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + \; ^ {37} Cl \ rightarrow \; ^ {37} Ar + e ^ {-}}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + \; ^ {37} Cl \ rightarrow \; ^ {37} Ar + e ^ {-}}

Energia prag pentru reacție este de aproximativ 0,8 MeV, ceea ce ne permite să detectăm majoritatea neutrinilor care sosesc pe Pământ, cu excepția celor din reacția pp .

Datele luate de timp au fost suficient de lungi (de la una la aproximativ trei luni) pentru a permite o situație de echilibru (rețineți că argonul este produs din clor, dar se descompune, cu o durată medie de viață de 35 de zile, în clor).

După timpul de setare a datelor, argonul a fost extras din soluție, cu eficiențe de colectare peste 95%.

Din configurația aparatului experimental s-a obținut că, unui atom de argon obținut a corespuns o rată de captare de 5,26 SNU, valoarea fundalului așteptată pentru experiment a fost de $0,4\pm 0,16\ SNU$ ${\ displaystyle 0,4 \ pm 0,16 \ SNU}$ ${\ displaystyle 0,4 \ pm 0,16 \ SNU}$ pentru fiecare ciclu de achiziție de date.

Acest experiment a rămas în preluarea datelor până în 1994, iar rezultatul total al preluării datelor a fost:

\Phi _{\nu }=2,56\pm 0,16\ SNU

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 2,56 \ pm 0,16 \ SNU}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 2,56 \ pm 0,16 \ SNU}

în raport cu o valoare așteptată (calculată pe baza modelului BP (05)) a:

\Phi _{\nu }=8,1\pm 1,3\ SNU

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 8.1 \ pm 1.3 \ SNU}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 8.1 \ pm 1.3 \ SNU}

Rezultatul, prin urmare, evidențiază faptul (deja cunoscut în anii 1960 la momentul primirii datelor), că există un deficit de aproximativ 2/3 în numărul total de neutrini detectați și tocmai acest deficit este cunoscut ca o problemă de neutrini solari .

GALLEX / GNO

Experimentul GALLEX a fost dezvoltat în Italia, în laboratoarele naționale din Gran Sasso ; luarea datelor a început în 1991 și s-a încheiat în 1997; experimentul și-a continuat apoi activitatea ca GNO.

Acest experiment folosește galiul ca detector, în loc de clor, exploatând reacția:

\nu _{e}+\;^{71}Ga\rightarrow e^{-}+\;^{71}Ge

{\ displaystyle \ nu _ {e} + \; ^ {71} Ga \ rightarrow e ^ {-} + \; ^ {71} Ge}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + \; ^ {71} Ga \ rightarrow e ^ {-} + \; ^ {71} Ge}

a cărei energie prag este de 0,233 MeV, ceea ce permite detectarea și a neutrinilor reacției pp .

Rezultatele generale ale acestor două experimente sunt:

\Phi _{\nu }=77,5\pm 6,2_{-4,7}^{+4,3}\ SNU

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 77,5 \ pm 6,2 _ {- 4.7} ^ {+ 4.3} \ SNU}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 77,5 \ pm 6,2 _ {- 4.7} ^ {+ 4.3} \ SNU}

pentru experimentul GALLEX și:

\Phi _{\nu }=62,9_{-5,3}^{+5,5}\pm 2,5\ SNU

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 62.9 _ {- 5.3} ^ {+ 5.5} \ pm 2.5 \ SNU}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 62.9 _ {- 5.3} ^ {+ 5.5} \ pm 2.5 \ SNU}

pentru experimentul GNO, împotriva unui flux așteptat de:

\Phi _{\nu }=126\pm 10\ SNU

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 126 \ pm 10 \ SNU}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 126 \ pm 10 \ SNU}

SALVIE

Experimentul SAGE a fost dezvoltat în Uniunea Sovietică, în regiunea Caucazului de Nord, începând cu 1990.

Principalele diferențe în comparație cu experimentul anterior sunt în tipul de detector (galiu metalic, în loc de lichid) și, evident, în faza de extracție.

Rezultatul acestui experiment a fost:

\Phi _{\nu }=70,8_{-5,2}^{+5,3}\;_{-3,2}^{+3,7}\ SNU

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 70,8 _ {- 5.2} ^ {+ 5.3} \; _ {- 3.2} ^ {+ 3.7} \ SNU}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 70,8 _ {- 5.2} ^ {+ 5.3} \; _ {- 3.2} ^ {+ 3.7} \ SNU}

împotriva unui flux așteptat de:

\Phi _{\nu }=126\pm 10\ SNU

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 126 \ pm 10 \ SNU}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = 126 \ pm 10 \ SNU}

Kamiokande și Super-Kamiokande

Același subiect în detaliu: Kamiokande și Super-Kamiokande .

Acest experiment, efectuat în Japonia , a fost inițial conceput pentru a dezvălui degradarea protonului (Kamiokande I) și abia mai târziu a fost folosit, după unele modificări, pentru a măsura fluxul de neutrini solari (Kamiokande II).

Procesul utilizat pentru detectarea neutrinilor se bazează pe împrăștierea electronilor și nu pe o metodă radiochimică, astfel încât apa purificată simplă este suficientă ca detector.

Reacția pe care se bazează reacția este, prin urmare:

\nu _{e}+e^{-}\rightarrow \nu _{e}+e^{-}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + e ^ {-} \ rightarrow \ nu _ {e} + e ^ {-}}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + e ^ {-} \ rightarrow \ nu _ {e} + e ^ {-}}

în care, trebuie remarcat, starea finală a celor două particule este diferită de cea inițială.

Electronul împrăștiat este detectat prin emisia de lumină Čerenkov .

Aparatul situat la o adâncime de 1000 m , în mina Kamioka, a fost plasat într-un recipient cilindric din oțel , cu o capacitate de aproximativ 1200 t de apă, dar doar cele mai interioare 680 t au fost utilizate ca detector din cauza problemelor de protecție împotriva razelor cosmice și surse radioactive naturale.

Întregul aparat a fost înconjurat de aproximativ 950 de fotomultiplicatori care au colectat fotonii emiși, transformând acest semnal slab într-un semnal electric măsurabil.

Energia prag originală a acestui experiment a fost de 9 MeV, redusă la 7,5 MeV, după unele modificări (Kamiokande III). Acest lucru îl face sensibil la doar o fracțiune din fluxul total de neutrini din Soare.

Detectorul Super - Kamiokande este de fapt o îmbunătățire a detectorului Kamiokande, care a fost pus în funcțiune în 1996 .

În primul rând, volumul de apă a fost mult mai mare decât cel din prima versiune și egal cu 50000 de tone, volumul de încredere a crescut, prin urmare, la 22500 de tone, iar numărul de fotomultiplicatori a crescut la 13000 (SK I).

Din păcate, la 21 noiembrie 2001, un accident a provocat implodarea a aproximativ jumătate din fotomultiplicatori din cauza presiunii ridicate și a fost repus în funcțiune prin redistribuirea tuburilor care au rămas intacte pe suprafața totală a detectorului (SK II).

În 2005 s-au întreprins lucrări pentru a restabili aparatul la forma sa originală, care ar trebui să fie finalizat în 2006 (SK III).

Rezultatele acestor experimente și cele bazate pe acest tip de configurație sunt colectate în timp real, spre deosebire de experimentele bazate pe metode radiochimice.

Rezultatele totale (pentru raportul SK I cele mai actualizate date) obținute din aceste două experimente și pe baza detectării dispersiei elastice sunt:

K:\;\;\Phi _{\nu }=(2,80\;\pm \;0,19\;\pm \;0,33)\times 10^{6}\;cm^{-2}\;s^{-1}

{\ displaystyle K: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (2,80 \; \ pm \; 0,19 \; \ pm \; 0,33) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} \ ; s ^ {- 1}}

{\ displaystyle K: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (2.80 \; \ pm \; 0.19 \; \ pm \; 0.33) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} \ ; s ^ {- 1}}

S.

{\ displaystyle S}

S.

-

K:\;\;\Phi _{\nu }=(2,35\;\pm \;0,02\;\pm \;0,08)\times 10^{6}\;cm^{-2}\;s^{-1}

{\ displaystyle K: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (2.35 \; \ pm \; 0.02 \; \ pm \; 0.08) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} \ ; s ^ {- 1}}

{\ displaystyle K: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (2.35 \; \ pm \; 0.02 \; \ pm \; 0.08) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} \ ; s ^ {- 1}}

Împotriva unui flux estimat de:

\Phi _{\nu }=(5,69\;\pm \;0,91)\times 10^{6}\;cm^{-2}\;s^{-1}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = (5.69 \; \ pm \; 0.91) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} \; s ^ {- 1}}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = (5.69 \; \ pm \; 0.91) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} \; s ^ {- 1}}

Comentarii

Rețineți că acest experiment, datorită corelației puternice a luminii emise cu direcția particulei incidente, a fost primul experiment care a confirmat emisia de neutrini de către soare, deoarece acest lucru a fost presupus doar pe baza modelelor și a interacțiunilor de cunoaștere. și experimentele radiochimice nu au oferit informații despre direcția particulei incidente.

Mai mult, în aceste două experimente a fost, de asemenea, posibil să se măsoare asimetria dintre neutrini emise în timpul zilei și neutrini emise noaptea, interesul fiind că aceștia din urmă trebuie să treacă printr-o grosime de materie mai mare decât prima.

Rezultatele obținute din experimentul S-K au fost:

A_{DN}={\frac {D-N}{0,5\;(D+N)}}=-0,021\;\pm \;0,020\;_{-0,012}^{+0,013}

{\ displaystyle A_ {DN} = {\ frac {DN} {0,5 \; (D + N)}} = - 0,021 \; \ pm \; 0,020 \; _ {- 0,012} ^ {+ 0,013}}

{\ displaystyle A_ {DN} = {\ frac {D-N} {0,5 \; (D + N)}} = - 0,021 \; \ pm \; 0,020 \; _ {- 0,012} ^ {+ 0,013}}

Mai mult, reacția utilizată pentru detectarea neutrinilor nu este sensibilă doar la neutrini electronici (contrar metodelor radiochimice), ci la toate cele trei specii de neutrini, cu toate acestea, sensibilitatea legată de neutrini muon și tau este doar 20% din cea legată de electronice neutrini.

NU

Experimentul canadian SNO ( Observatorul Neutrino Sudbury ) a început să dobândească date în mai 1999 ; aparatul a fost plasat la o adâncime de aproximativ 2000 de metri în mina Sudbury din Ontario .

În acest experiment au fost utilizate 1000 de tone de apă grea , într-un recipient sferic înconjurat de un ecran de apă și 9600 de fotomultiplicatori.

Acest tip de experiment folosește următoarele interacțiuni pentru a detecta neutrini; împrăștiere elastică:

\nu _{e}+e^{-}\rightarrow \nu _{e}+e^{-}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + e ^ {-} \ rightarrow \ nu _ {e} + e ^ {-}}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + e ^ {-} \ rightarrow \ nu _ {e} + e ^ {-}}

interacțiunea curentului neutru:

\nu _{e}+d\rightarrow \nu _{e}+p+n

{\ displaystyle \ nu _ {e} + d \ rightarrow \ nu _ {e} + p + n}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + d \ rightarrow \ nu _ {e} + p + n}

\nu _{x}+d\rightarrow \nu _{x}+p+n

{\ displaystyle \ nu _ {x} + d \ rightarrow \ nu _ {x} + p + n}

{\ displaystyle \ nu _ {x} + d \ rightarrow \ nu _ {x} + p + n}

și interacțiunea curentului încărcat:

\nu _{e}+d\rightarrow p+p+e^{-}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + d \ rightarrow p + p + e ^ {-}}

{\ displaystyle \ nu _ {e} + d \ rightarrow p + p + e ^ {-}}

Rețineți că atât dispersia elastică, cât și reacția de curent neutru sunt sensibile la cele trei tipuri de neutrini, în timp ce interacțiunea de curent încărcat este sensibilă doar la neutrini electronici.

Evenimentele se pot distinge între ele: împrăștierea se poate distinge de interacțiunea de sarcină prin distribuția unghiulară a evenimentelor, în timp ce reacția de curent neutru se distinge prin detectarea neutronului emis.

Într-o primă fază, neutronul a fost captat de deuteriu, dar cu o eficiență redusă, pentru a crește această valoare, 2 tone de sare (NaCI) au fost dizolvate în apă într-o a doua fază a experimentului.

Rezultatele obținute până acum, conform celor mai recente analize, sunt pentru faza fără sare dizolvată în apă:

ES:\;\;\Phi _{\nu }=(2,39\;_{-0,23}^{+0,24}\;\pm 0,12)\times 10^{6}\;cm^{-2}s^{-1}

{\ displaystyle ES: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (2.39 \; _ {- 0.23} ^ {+ 0.24} \; \ pm 0.12) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

{\ displaystyle ES: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (2.39 \; _ {- 0.23} ^ {+ 0.24} \; \ pm 0.12) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

CC:\;\;\Phi _{\nu }=(1,76\;_{-0,05}^{+0,06}\;\pm 0,09)\times 10^{6}\;cm^{-2}s^{-1}

{\ displaystyle CC: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (1.76 \; _ {- 0.05} ^ {+ 0.06} \; \ pm 0.09) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

{\ displaystyle CC: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (1.76 \; _ {- 0.05} ^ {+ 0.06} \; \ pm 0.09) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

NC:\;\;\Phi _{\nu }=(5,09\;_{-0,43}^{+0,44}\;_{-0,43}^{+0,46})\times 10^{6}\;cm^{-2}s^{-1}

{\ displaystyle NC: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (5.09 \; _ {- 0.43} ^ {+ 0.44} \; _ {- 0.43} ^ {+ 0, 46}) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

{\ displaystyle NC: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (5.09 \; _ {- 0.43} ^ {+ 0.44} \; _ {- 0.43} ^ {+ 0, 46}) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

în timp ce pentru faza cu sarea dizolvată în apă rezultatele sunt:

ES:\;\;\Phi _{\nu }=(2,35\;\pm 0,22\;\pm 0,15)\times 10^{6}\;cm^{-2}s^{-1}

{\ displaystyle ES: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (2.35 \; \ pm 0.22 \; \ pm 0.15) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1 }}

{\ displaystyle ES: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (2.35 \; \ pm 0.22 \; \ pm 0.15) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1 }}

CC:\;\;\Phi _{\nu }=(1,68\;\pm 0,06\;_{-0,09}^{+0,08})\times 10^{6}\;cm^{-2}s^{-1}

{\ displaystyle CC: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (1.68 \; \ pm 0.06 \; _ {- 0.09} ^ {+ 0.08}) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

{\ displaystyle CC: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (1.68 \; \ pm 0.06 \; _ {- 0.09} ^ {+ 0.08}) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

NC:\;\;\Phi _{\nu }=(4,94\;\pm 0,21\;_{-0,34}^{+0,38})\times 10^{6}\;cm^{-2}s^{-1}

{\ displaystyle NC: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (4.94 \; \ pm 0.21 \; _ {- 0.34} ^ {+ 0.38}) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

{\ displaystyle NC: \; \; \ Phi _ {\ nu} = (4.94 \; \ pm 0.21 \; _ {- 0.34} ^ {+ 0.38}) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} s ^ {- 1}}

împotriva unui flux așteptat de:

\Phi _{\nu }=(5,69\;\pm \;0,91)\times 10^{6}\;cm^{-2}\;s^{-1}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = (5.69 \; \ pm \; 0.91) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} \; s ^ {- 1}}

{\ displaystyle \ Phi _ {\ nu} = (5.69 \; \ pm \; 0.91) \ times 10 ^ {6} \; cm ^ {- 2} \; s ^ {- 1}}

Alte experimente

Alte experimente sunt construite și concepute pentru a găsi o soluție la această problemă, atât în Italia, cât și în restul lumii.

Borexino : la Laboratoarele Naționale din Gran Sasso ale INFN; schema de funcționare este de tipul utilizat deja pentru experimentul SNO (un material scintilator care generează fotoni care sunt la rândul lor detectați de fotomultiplicatori) și, în mod similar cu acest experiment, detectarea se bazează pe împrăștierea elastică a unui electron și a unui neutrino.
Icarus : a preluat date din Laboratoarele Naționale INFN din Gran Sasso: acest experiment se bazează pe detectarea unui eveniment printr-o cameră de proiecție temporală (materialul din interiorul camerei este Argon lichid), iar revelația este direcționată atât la neutrini solari, cât și la atmosferici; există reguli de selecție pentru a distinge cele două tipuri de evenimente. Din 2010 până în 2012, detectorul a fost activ și în detectarea fasciculului de neutrini produs la acceleratorul SPS de la CERN din Geneva ^[1] .
Heron : acest experiment se bazează și pe detectarea împrăștierii elastice a unui neutrino și a unui electron și propune măsurarea în principal a neutrinilor reacției pp și a borului-7 (cel mai dificil de detectat din cauza energiei reduse).

Multe alte experimente rămân, deocamdată, doar în faza de proiectare și studiu, în așteptarea finanțării (a se vedea [1] pentru mai multe informații despre experimentele planificate).

rezumat

Mai jos sunt datele experimentelor, unde energia prag indică pe ce porțiune din spectrul de energie neutrino experimentul este sensibil. ^[2]

Experiment	Ani	Reacție ^[3]	Prag de energie (MeV)	${\frac {R^{esp}}{R_{\mathrm {bf} }^{\mathrm {BP04} }}}$ ${\ displaystyle {\ frac {R ^ {esp}} {R _ {\ mathrm {bf}} ^ {\ mathrm {BP04}}}}}$ ${\ displaystyle {\ frac {R ^ {esp}} {R _ {\ mathrm {bf}} ^ {\ mathrm {BP04}}}}}$ ^[4]
GALLEX / GNO	1991-1996 / 1998-2003	$\nu _{e}+{}^{71}\mathrm {Ga} \to {}^{71}\mathrm {Ge} +e^{-}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e} + {} ^ {71} \ mathrm {Ga} \ to {} ^ {71} \ mathrm {Ge} + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e} + {} ^ {71} \ mathrm {Ga} \ to {} ^ {71} \ mathrm {Ge} + e ^ {-}}$	0,233	0,529 ± 0,042
SALVIE	1990-2006		0,233	0,540 ± 0,040
Homestake	1970-1995	$\nu _{e}+{}^{37}\mathrm {Cl} \to {}^{37}\mathrm {Ar} +e^{-}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e} + {} ^ {37} \ mathrm {Cl} \ to {} ^ {37} \ mathrm {Ar} + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e} + {} ^ {37} \ mathrm {Cl} \ to {} ^ {37} \ mathrm {Ar} + e ^ {-}}$	0,814	0,301 ± 0,027
Kamiokande	-1995	$\nu _{\alpha }+e^{-}\to \nu _{\alpha }+e^{-}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-} \ to \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-} \ to \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-}}$	6.7	0,484 ± 0,066
Super-Kamiokande	1996-2001		4.7	0,406 ± 0,014
NCE - D ₂ O	1999-2001	$\nu _{\alpha }+d\to p+p+e^{-}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + d \ to p + p + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + d \ to p + p + e ^ {-}}$	6.9	0,304 ± 0,019
		$\nu _{\alpha }+d\to p+n+\nu _{\alpha }$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + d \ to p + n + \ nu _ {\ alpha}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + d \ to p + n + \ nu _ {\ alpha}}$	2.224	0,879 ± 0,111
		$\nu _{\alpha }+e^{-}\to \nu _{\alpha }+e^{-}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-} \ to \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-} \ to \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-}}$	5.7	0,413 ± 0,047
NU - NaCI	2001-2003	$\nu _{e}+d\to p+p+e^{-}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e} + d \ to p + p + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {e} + d \ to p + p + e ^ {-}}$	6.9	0,290 ± 0,017
		$\nu _{\alpha }+d\to p+n+\nu _{\alpha }$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + d \ to p + n + \ nu _ {\ alpha}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + d \ to p + n + \ nu _ {\ alpha}}$	2.224	0,853 ± 0,075
		$\nu _{\alpha }+e^{-}\to \nu _{\alpha }+e^{-}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-} \ to \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-}}$ ${\ displaystyle \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-} \ to \ nu _ {\ alpha} + e ^ {-}}$	5.7	0,406 ± 0,046

Soluții

Problema neutrinilor solari a apărut odată cu prima publicare din anii 1970 a primelor rezultate ale experimentului Homestake. De atunci, au fost propuse multe soluții pentru rezolvarea acestei probleme, începând cu unele modificări ale modelelor solare sau alte ipoteze, cum ar fi oscilația neutrinilor în neutrini sterili, care nu reacționează sau decăderea neutrinului.

Prima explicație pentru interpretarea defectului neutrino solar a fost că modelul solar a fost greșit, de exemplu, se credea că estimările temperaturii și presiunii din interiorul Soarelui erau greșite. De exemplu, deoarece fluxul de neutrini este o măsură a ratei reacții, s-a emis ipoteza că aceste reacții sunt oprite temporar. Întrucât ar fi nevoie de mii de ani pentru căldura generată în interiorul Soarelui să iasă la suprafață și să ajungă pe Pământ, în comparație cu neutrinii care practic nu interacționează, efectul nu ar fi imediat verificabil.

Cu toate acestea, aceste soluții au fost infirmate de studii de heliosismologie , studiul modului în care undele se propagă prin Soare și împins spre experimente în care a fost măsurat fluxul de neutrini. Studiile de heliosismologie au făcut posibilă măsurarea temperaturilor în interiorul Soarelui și acestea sunt în conformitate cu Modelul Solar Standard . Observațiile detaliate ale spectrului de neutrini cu experimente mai avansate au produs rezultate care nu au putut fi interpretate cu modificări ale modelului solar, confirmate de rezultatele experimentale ale SNO: fluxul măsurat al interacțiunilor de curent neutru, care este sensibil la cele trei tipuri de neutrini, este în mod substanțial în acord cu fluxul teoretic total așteptat.

Prin urmare, în prezent se crede că problema neutrinilor solari rezultă dintr-o înțelegere inadecvată a proprietăților acestor particule. Experimente recente sugerează, de fapt, că neutrinii au o masă și că se pot schimba de la un tip la altul „în zbor”. Acest fenomen se numește oscilație . Neutrinii solari lipsă ar fi atunci neutrini electronici care s-au transformat într-unul din celelalte două tipuri de-a lungul drumului, scăpând astfel de detectoare.

Notă

^ Antonella Varaschin, Gigantul ICARUS se mută din Gran Sasso , pe MEDIA INAF . Adus pe 2 martie 2017 .
^ (EN) Carlo Giunti, W. Chung Kim, Fundamentals of Neutrino Physics and Astrophysics, New York, Oxford University Press, 2007, p. 369, ISBN 978-0-19-850871-7 .
^ $\alpha =e,\mu ,\tau$ ${\ displaystyle \ alpha = e, \ mu, \ tau}$ ${\ displaystyle \ alpha = e, \ mu, \ tau}$
^ Raportul ${\frac {R^{esp}}{R_{\mathrm {bf} }^{\mathrm {BP04} }}}$ ${\ displaystyle {\ frac {R ^ {esp}} {R _ {\ mathrm {bf}} ^ {\ mathrm {BP04}}}}}$ ${\ displaystyle {\ frac {R ^ {esp}} {R _ {\ mathrm {bf}} ^ {\ mathrm {BP04}}}}}$ este raportul dintre fluxul de neutrini măsurat și cel calculat teoretic.

Elemente conexe

linkuri externe

Pagina Neutrino Ultimate , pe cupp.oulu.fi.
Revizuirea fizicii particulelor , la pdg.lbl.gov .

Portalul de fizică

Portalul sistemului solar

[1] Antonella Varaschin, Gigantul ICARUS se mută din Gran Sasso , pe MEDIA INAF . Adus pe 2 martie 2017 .

[2] (EN) Carlo Giunti, W. Chung Kim, Fundamentals of Neutrino Physics and Astrophysics, New York, Oxford University Press, 2007, p. 369, ISBN 978-0-19-850871-7 .

[3] $\alpha =e,\mu ,\tau$ ${\ displaystyle \ alpha = e, \ mu, \ tau}$ ${\ displaystyle \ alpha = e, \ mu, \ tau}$

[4] Raportul ${\frac {R^{esp}}{R_{\mathrm {bf} }^{\mathrm {BP04} }}}$ ${\ displaystyle {\ frac {R ^ {esp}} {R _ {\ mathrm {bf}} ^ {\ mathrm {BP04}}}}}$ ${\ displaystyle {\ frac {R ^ {esp}} {R _ {\ mathrm {bf}} ^ {\ mathrm {BP04}}}}}$ este raportul dintre fluxul de neutrini măsurat și cel calculat teoretic.

[1]

[2]

[3]

[4]

V · D · M Soare
Structura	Miezul · zona radiativă · tahoclina · zona convectivă · Fotosfera · Atmosferă ( Cromosfera · Zona de tranziție · Coroană )
Structură extinsă	Vânt · Câmp magnetic ( FMI · curent heliosferic răspândit ) · heliosferă · Șoc de terminare · Heliopauză · Elioguaina · Șoc de arc
Fenomene	Stains · Facule · Granule · supergranulație · spicule · coronale Inele · detonatoare · protuberante · Mass expulzările coronale · valuri Moreton · Buchi coronale · ciclu solar ( Massimo · Minim ) · pierderile radiative ale coroanei solare · nanoflares
Elemente conexe	Sistem solar · Activități · Dinamo · Radiații · Rotație · Eclipse · Explorare · Observare · Helioseismologie · paradox slab și tânăr al soarelui · Problema neutrinilor solari · Modelul Solar Standard