Problema dei neutrini solari

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Schema sul numero di neutrini prodotti dal Sole: la colonna sinistra rappresenta il numero di neutrini attesi dalla teoria; la colonna destra (blu) i risultati sperimentali. I colori del numero di neutrini attesi indica il meccanismo di produzione nel Sole.

Il problema dei neutrini solari riguarda una grossa discrepanza tra il numero osservato di neutrini che arrivano sulla Terra e il numero predetto da modelli teorici dell'interno del Sole, che durò dalla metà degli anni sessanta fino al 2002.

Il problema è stato risolto grazie a una nuova comprensione della fisica dei neutrini, che ha richiesto una modifica del Modello Standard della fisica delle particelle, in modo che fossero permesse le oscillazioni di neutrino. In pratica, se il neutrino ha massa, esso può cambiare sapore dal momento in cui è generato all'interno del Sole e quindi non venire rivelato dagli esperimenti.

Premessa[modifica | modifica wikitesto]

Il Sole è un reattore a fusione nucleare naturale, che fonde l'idrogeno in elio. I meccanismi principali di produzione di energia sono la catena PP (che ha alcune diramazioni, dette catene PPI, PPII e PPIII) ed il ciclo CNO. L'energia in eccesso è rilasciata ai raggi gamma e alle particelle sotto forma di energia cinetica, come al neutrino, che viaggia dal nucleo del Sole fino alla Terra senza apprezzabili assorbimenti da parte degli strati superiori del Sole.

Man mano che gli esperimenti diventavano sensibili a porzioni sempre più grandi di energie dei neutrini incidenti, apparve evidente che il numero di neutrini rivelati era inferiore al numero previsto dalla teoria. In vari esperimenti il numero di neutrini osservato era tra un terzo e un mezzo di quanto predetto. Questo problema diventò noto con il nome di problema dei neutrini solari.

Flusso aspettato di neutrini[modifica | modifica wikitesto]

Possiamo stimare con un semplice calcolo il flusso di neutrini atteso sulla superficie terrestre, questo calcolo è importante, in quanto è da esso che sorge il problema dei neutrini solari. La luminosità del sole è proporzionale all'energia che si produce al suo interno, per cui dividendo questo valore per l'energia prodotta da una reazione si ottiene il numero di reazioni di fusione, moltiplicando questo valore per 2 si ottiene una stima per il numero di neutrini:

dove L è la luminosità, Q è l'energia sviluppata dalla reazione e è l'energia media che ha il neutrino.

Poiché , e , si trova che:

Il numero di questi neutrini che arrivano sulla superficie terrestre, supponendo che essi siano emessi uniformemente in tutte le direzioni, è:

dove R è la distanza Terra - Sole. Sostituendo il valore della distanza si ottiene per il flusso aspettato a terra:

Esperimenti[modifica | modifica wikitesto]

Prima di addentrarci nella storia del problema e dei risultati sperimentali conviene definire una unita di misura che spesso è usata per la presentazione dei risultati: la SNU, definita come il numero di neutrini catturati in un secondo da un rivelatore di atomi:

dove i indica il tipo di reazione che produce neutrini, x il tipo di rivelatore è la sezione d'urto del processo e il flusso di neutrini.

Questa unità di misura è valida per gli esperimenti che usano metodi radiochimici, per quelli che usano lo scattering i risultati vengono dati in numero di neutrini per unità di tempo e di superficie, rapportati, normalmente, ad un modello solare standard.

Molti esperimenti per la rivelazione dei neutrini sono posizionati nel sotto terra, ad esempio in miniere abbandonate o in strutture apposite, allo scopo di schermare i rivelatori dai raggi cosmici e da altre fonti di radiazione.

Homestake[modifica | modifica wikitesto]

La prima evidenza del problema dei neutrini solari si ebbe intorno alla fine degli anni '60, quando R. Davis mise in piedi il primo esperimento volto alla rilevazione dei neutrini solari, nella miniera di Homestake, nel Sud Dakota, negli Stati Uniti.

Il rivelatore usato nell'esperimento fu il cloro-37: esso è presente con una abbondanza di circa il 25% in natura, inoltre il cloro è un elemento facilmente reperibile, assorbe neutrini ad energie non troppo alte (si possono rivelare i neutrini del ramo del boro-8), ed inoltre si ha una buona sezione d'urto per assorbimento. La reazione usata è il decadimento beta inverso ():

L'energia di soglia per la reazione è di circa 0,8 MeV, ciò permette di rivelare la maggior parte dei neutrini che arrivano sulla Terra, salvo quelli della reazione pp.

Il tempo di presa dati era sufficientemente lungo (da uno a circa tre mesi) da permettere di avere una situazione di equilibrio (si noti che l'argon viene prodotto dal cloro, ma esso decade, con vita media di 35 giorni, in cloro).

Dopo il tempo di presa dati l'argon veniva estratto dalla soluzione, con efficienze di raccolta superiori al 95%.

Dalla configurazione dell'apparato sperimentale si otteneva che, ad un atomo di argon ottenuto corrispondeva un tasso di cattura di 5,26 SNU, il valore del fondo aspettato per l'esperimento era di per ogni ciclo di presa dati.

Questo esperimento restò in presa dati fino al 1994, ed il risultato totale della presa dati fu:

contro un valore aspettato (calcolato sulla base del modello BP(05)) di:

Il risultato, quindi, mette in evidenza il fatto (conosciuto già negli anni '60 al tempo delle prime prese dati), che si ha un deficit di circa il 2/3 nel numero totale di neutrini rivelati ed è proprio questo deficit che è noto come problema dei neutrini solari.

GALLEX / GNO[modifica | modifica wikitesto]

Questo esperimento è stato sviluppato in Italia, nei laboratori dell'INFN del Gran Sasso; la presa dati cominciò nel 1991 per finire nel 1997; l'esperimento continuò, poi, la sua attività come GNO.

Questo esperimento usa come rivelatore il gallio, al posto del cloro, sfruttando la reazione:

la cui energia di soglia è di 0,233 MeV, ciò che permette di rivelare anche i neutrini della reazione pp.

I risultati complessivi di questi due esperimenti sono:

per l'esperimento GALLEX e:

per l'esperimento GNO, contro un flusso aspettato di:

SAGE[modifica | modifica wikitesto]

Questo esperimento fu sviluppato in Unione Sovietica, nella regione del nord del Caucaso, a partire dal 1990.

Le principali differenza rispetto al precedente esperimento sono nel tipo di rivelatore (Gallio metallico, invece che liquido) ed, evidentemente, nella fase di estrazione.

Il risultato per questo esperimento è stato di:

contro un flusso aspettato di:

Kamiokande e Super-Kamiokande[modifica | modifica wikitesto]

Magnifying glass icon mgx2.svg Lo stesso argomento in dettaglio: Super-Kamiokande.

Questo esperimento, realizzato in Giappone, fu pensato originariamente per rivelare il decadimento del protone (Kamiokande I) e solo in un secondo momento fu usato, dopo alcune modifiche, per misurare il flusso di neutrini solari (Kamiokande II).

Il processo usato per rivelare i neutrini si basa sullo scattering su elettroni e non su un metodo radiochimico, per cui semplice acqua purificata è sufficiente come rivelatore.

La reazione su cui si basa la reazione è, quindi:

in cui, si noti, lo stato finale delle due particelle è differente da quello iniziale.

L'elettrone scatterato viene rilevato tramite emissione di luce Čerenkov.

L'apparato situato ad una profondità di 1000 m, nella miniera di Kamioka, è stato posto in un contenitore cilindrico di acciaio, di capacità di circa 1200 t di acqua ma come rivelatore furono usate solo le 680 t più interne per problemi di schermaggio da raggi cosmici e sorgenti radioattive naturali.

L'intero apparato era circondato da circa 950 fotomoltiplicatori che raccoglievano i fotoni emessi, trasformando questo debole segnale in un segnale elettrico misurabile.

L'energia di soglia originaria di questo esperimento era di 9 MeV, abbassata a 7,5 MeV, dopo alcune modifiche (Kamiokande III). Questo lo rende sensibile solo ad una frazione del flusso totale di neutrini provenienti dal Sole.

Il rivelatore Super - Kamiokande consiste, in effetti in un miglioramento del rivelatore Kamiokande, messo in funzione nel 1996.

Innanzitutto il volume d'acqua era molto più grande di quello della prima versione e pari a 50000 tonnellate, il volume di fiducia aumentato, quindi, a 22500 tonnellate ed il numero di fotomoltiplicatori è stato aumentato a 13000 (S-K I).

Sfortunatamente il 21 novembre 2001 un incidente fece implodere circa la metà dei fotomoltiplicatori a causa dell'elevata pressione, e fu rimesso in funzione ridistribuendo i tubi rimasti intatti sulla superficie totale del rivelatore (S-K II).

Nel 2005 fu intrapreso il lavoro di riportare l'apparato alla sua forma originale, lavoro che dovrebbe essere finito nel 2006 (S-K III).

I risultati di questi esperimenti e di quelli basati su questo tipo di configurazione sono raccolti in tempo reale, contrariamente agli esperimenti basati su metodi radiochimici.

I risultati totali (per il S-K riporto i dati più aggiornati) ottenuti da questi due esperimenti e basati sulla rivelazione di scattering elastico sono:

-

Contro un flusso stimato di:

Commenti[modifica | modifica wikitesto]

Si noti che questo esperimento, grazie alla forte correlazione della luce emessa con la direzione della particella incidente fu il primo esperimento in assoluto a confermare l'emissione di neutrini da parte del sole, in quanto questa era solo supposta sulla base dei modelli e della conoscenza delle interazioni, e gli esperimenti radiochimici non davano informazioni sulla direzione della particella incidente.

Inoltre in questi due esperimenti si poté misurare anche l'asimmetria tra neutrini emessi di giorno e neutrini emessi di notte, l'interesse stando nel fatto che questi ultimi devono attraversare uno spessore di materia più grande dei primi.

I risultati ottenuti dall'esperimento S - K sono stati:

Inoltre la reazione usata per la rivelazione dei neutrini non è sensibile solo ai neutrini di tipo elettronico (contrariamente ai metodi radiochimici), ma a tutte le tre specie di neutrini, tuttavia la sensibilità legata ai neutrini muonici e tau è solo il 20% di quella legata ai neutrini elettronici.

SNO[modifica | modifica wikitesto]

Questo esperimento canadese (Sudbury Neutrino Observatory), cominciò ad acquisire dati nel maggio del 1999; l'apparecchio era posto ad una profondità di circa 2000 metri nella miniera di Sudbury nell'Ontario.

In questo esperimento venivano usate 1000 tonnellate di acqua pesante, in un contenitore sferico circondato da uno schermo di acqua e da 9600 fotomoltiplicatori.

Questo tipo di esperimento usa le seguenti interazioni per rivelare i neutrini; lo scattering elastico:

l'interazione di corrente neutra:

e l'interazione di corrente carica:

Si noti che sia lo scattering elastico che la reazione di corrente neutra sono sensibili ai tre tipi di neutrino, mentre l'interazione di corrente carica è sensibile solo ai neutrini elettronici.

Gli eventi possono essere distinti fra loro: lo scattering può essere distinto dall'interazione carica tramite la distribuzione angolare degli eventi, mentre la reazione di corrente neutra è distinta tramite la rivelazione del neutrone emesso.

In una prima fase il neutrone era catturato dal deuterio, ma con bassa efficienza, per aumentare questo valore 2 tonnellate di sale (NaCl) sono state sciolte nell'acqua in una seconda fase dell'esperimento.

I risultato ottenuti fino ad ora, secondo le analisi più recenti sono, per la fase senza sale sciolto in acqua:

mentre per la fase con il sale disciolto in acqua i risultati sono:

contro un flusso aspettato di:

Altri esperimenti[modifica | modifica wikitesto]

Altri esperimenti sono in corso di costruzione e di progettazione per trovare una soluzione a questo problema, sia in Italia che nel resto del mondo.

  • Borexino: attualmente in presa dati ai Laboratori nazionali del Gran Sasso dell'INFN; lo schema di funzionamento è del tipo di quello già usate per l'esperimento SNO (un materiale scintillatore che genera dei fotoni i quali vengono a loro volta rivelati da fotomoltiplicatori), ed analogamente a questo esperimento la rivelazione si basa sullo scattering elastico di un elettrone ed un neutrino.
  • Icarus: ha preso dati ai Laboratori nazionali del Gran Sasso dell'INFN: questo esperimento si basa sulla rivelazione di un evento tramite una camera a proiezione temporale (il materiale all'interno della camera è dell'Argon liquido), e la rivelazione è rivolta sia ai neutrini solari che a quelli atmosferici; esistono regole di selezione per distinguere i due tipi di eventi. Dal 2010 al 2012 il rivelatore è stato inoltre attivo nella rivelazione del fascio di neutrini prodotto all'acceleratore SPS del CERN a Ginevra[1].
  • Heron: anche questo esperimento si basa sulla rivelazione di scattering elastico di un neutrino ed un elettrone, e si propone di misurare principalmente i neutrini della reazione pp e del boro-7 (i più difficili a rivelare perché di bassa energia).

Molti altri esperimenti rimangono, per ora, solo alla fase di progetto e di studio, in attesa di finanziamenti (vedi [1] per maggiori informazioni al riguardo degli esperimenti in progetto).

Riassunto[modifica | modifica wikitesto]

Di seguito sono riportati i dati degli esperimenti, dove l'energia di soglia indica su che porzione di spettro energetico dei neutrini l'esperimento è sensibile.[2]

Esperimento Anni Reazione[3] Energia di soglia (MeV) [4]
GALLEX/GNO 1991-1996/1998-2003 0.233 0.529±0.042
SAGE 1990-2006 0.540±0.040
Homestake 1970-1995 0.814 0.301±0.027
Kamiokande -1995 6.7 0.484±0.066
Super-Kamiokande 1996-2001 4.7 0.406±0.014
SNO - D2O 1999-2001 6.9 0.304±0.019
2.224 0.879±0.111
5.7 0.413±0.047
SNO - NaCl 2001-2003 6.9 0.290±0.017
2.224 0.853±0.075
5.7 0.406±0.046

Soluzioni[modifica | modifica wikitesto]

Il problema dei neutrini solari nacque con la prima pubblicazione negli anni '70 dei primi risultati dell'esperimento di Homestake. Da allora molte soluzioni furono proposte per risolvere questo problema, a partire da alcune modificazioni dei modelli solari o altre ipotesi come l'oscillazione di neutrini in neutrini sterili, che non reagiscono, o come il decadimento del neutrino.

La prima spiegazione per interpretare il difetto di neutrini solari era che il modello solare fosse sbagliato, per esempio si riteneva che fossero sbagliate le stime della temperatura e della pressione all'interno del Sole. Per esempio, poiché il flusso di neutrini è una misura del tasso di reazioni nucleari, è stato ipotizzato che queste reazioni siano temporaneamente spente. Poiché ci vorrebbero migliaia di anni perché il calore generato all'interno del Sole emerga in superficie e arrivi alla Terra, rispetto ai neutrini che praticamente non interagiscono, l'effetto non sarebbe immediatamente verificabile.

Tuttavia, queste soluzioni sono state confutate da studi di eliosismologia, lo studio di come le onde si propagano attraverso il Sole e hanno spinto verso esperimenti in cui si misurava il flusso dei neutrini. Gli studi di eliosismologia consentirono di misurare le temperature all'interno del Sole, e queste sono in accordo con il Modello Solare Standard. Osservazioni dettagliate dello spettro dei neutrini con esperimenti più avanzati produssero quindi risultati che non potevano essere interpretati con modifiche al modello solare, come confermano i risultati sperimentali di SNO: il flusso misurato delle interazioni in corrente neutra, che è sensibile ai tre tipi di neutrino, è sostanzialmente in accordo con il flusso totale teorico atteso.

Attualmente si ritiene, quindi, che il problema dei neutrini solari risulti da una inadeguata comprensione delle proprietà di queste particelle. Esperimenti recenti suggeriscono, infatti, che i neutrini possiedono una massa e che possono cambiare da un tipo all'altro "in volo". Questo fenomeno viene detto oscillazione. I neutrini solari mancanti sarebbero quindi dei neutrini elettronici che si sono trasformati in uno degli altri due tipi lungo il tragitto, sfuggendo così ai rivelatori.

Note[modifica | modifica wikitesto]

  1. ^ Antonella Varaschin, Il gigante ICARUS muove dal Gran Sasso, su MEDIA INAF. URL consultato il 02 marzo 2017.
  2. ^ (EN) Carlo Giunti, Chung W. Kim, Fundamentals of Neutrino Physics and Astrophysics, New York, Oxford University Press, 2007, p. 369, ISBN 978-0-19-850871-7.
  3. ^
  4. ^ Il rapporto è il rapporto tra il flusso di neutrini misurato e quello calcolato teoricamente.

Voci correlate[modifica | modifica wikitesto]

Collegamenti esterni[modifica | modifica wikitesto]