Problema dels neutrins solars

Problema dels neutrins solars

Discrepàncies en la mida dels neutrins solars que aplegaven a la Terra i lo que el model de l'interior del Sol predia.

Model Estàndar

Els neutrins no deurien tindre massa d'acort en la teoria acceptada; açò significa que el tipo de neutrí queda fixat quan és produït. El Sol deuria emetre sol neutrins electrònics produïts per la fusió H-He.

Observació

Solament una tercera part del número de neutrins electrònics predits varen ser detectats; l'oscilació de neutrins explica la diferència pero requerix que els neutrins tinguen massa.

Solució

Els neutrins tenen massa i debido a ello poden canviar de tipo.

El problema dels neutrins solars es va deure a una gran discrepància entre el número de neutrins que aplegaven a la Terra i els models teòrics de l'interior del Sol. Este problema va durar des de mediats de la década de 1960 fins a l'any 2002, per un enteniment alternatiu de la física de neutrins, necessitant una modificació en el model estàndar de la física de partícules, concretament en les oscilacions de neutrins. Bàsicament, degut a que els neutrins tenen massa, el neutrí electrònic que es produïx en l'interior del Sol pot canviar en dos tipos de neutrins, el muónico i el tauónico, que no varen ser detectats prèviament.

Introducció

El Sol és un reactor de fusió nuclear alimentat per una reacció protón-protó en cadena la qual convertix quatre núcleus d'hidrogen (protones) en heli, neutrins i energia. L'excés d'energia és lliberada com rajos gamma i energia cinètica de les partícules, incloent els neutrins els quals viagen des del núcleu solar fins a la Terra sense cap absorció apreciable per les atres capes solars.

En l'actualitat no és possible observar directament el núcleu solar, no obstant, per mig dels neutrins produïts en l'interior del Sol és que es pot obtindre informació. En essència, els neutrins que apleguen a la Terra poden ser detectats usant grans detectors subterràneus, que corroboren els càlculs teòrics basats el Model Solar Estàndart. A continuació es presenten alguns dels experiments més importants en la detecció de neutrins. En diversos experiments, el número de neutrins detectats era entre la mitat i una tercera part de la predicció teòrica.

Observatoris radioquímicos

Els observatoris radioquímicos de neutrins basen la seua detecció en chicotetes cantitats de productes radiactius per mig de métodos químics molt sensibles, en a on el número d'àtoms produïts és molt menut. Esta cantitat està donada per:

$\Phi =\underset{E_0}{\overset{\mathrm{\infty }}{\int }}{\sigma }_c\Phi (E)dE,$

en a on $\Phi$ és el fluix de neutrins i ${\sigma }_c$ és la secció travessera de la reacció química.

Estes deteccions són medides per l'unitat de fluix de neutrins solars SNU (Solar Neutrino Unit), que és equival a una captura per segon per cada 10³⁶ àtoms del blanc.

Homestake

Homestake va ser el primer observatori de neutrins. Es va construir en Estats Units en la mina Homestake i va ser creat baix l'impuls de Davies (1955), el qual va basar el seu funcionament en l'idea sugerida per Pontecorvo (1946), que consistix en la detecció radioquímica de neutrins per mig de la reacció:

${\mathrm{C}\mathrm{l}}^{37}+{\nu }_e⟶{\mathrm{A}\mathrm{r}}^{37}+e^{-}$

L'observatori va consistir principalment en un tanc cilíndric colocat al fondo de la mina en capacitat d'albergar 4×10⁵ litros de tetracloroetileno. La funció de la mina és aïllar al tanc de la radiació còsmica.

Este experiment principalment és sensible a neutrins en energies majors a 0,8 MeV, lo que deixa fòra a neutrins de baixa energia, com els generats en el primer cicle de la reacció protón-protón.

Els resultats que va tirar l'observatori, despuix d'analisar les senyes en un periodo de 1967-1997, varen anar:

$⟨\Phi ⟩=2.56\pm 0.16\mathrm{S}\mathrm{N}\mathrm{U},$

mentres que el valor calculat teòricament (Bahcall 1995) és:

$⟨\Phi ⟩=9.30\pm 0.26\mathrm{S}\mathrm{N}\mathrm{U},$

que mostra un fluix casi un terç menor al calculat pel Model Solar Estàndart.

SAGE i GALEX/GNO

SAGE (Sovietic-American Gali Experiment) i GALEX/GNO (Gali Neutrino Observatory) varen basar la seua detecció de neutrins en la reacció de gali. Varen començar a medir neutrins solars en 1989 i 1991 respectivament, per mig de la reacció:

${\mathrm{G}\mathrm{a}}^{71}+{\nu }_e\to {\mathrm{G}\mathrm{e}}^{71}+e^{-}$

SAGE es troba ubicat en l'Observatori de Neutrins de Baksan en Rússia a 2000 metros de profunditat baix el mont Andrychi. Va utilisar 50 tonellades de gali líquit, mentres que GALEX i el seu successor GNO, que es troben ubicats en el Laboratori Nacional Gran Sasso en Itàlia, utilisen 30 tonellades de gali en forma de sals en una solució acuosa (GaCl₃). SAGE medix neutrins en energies majors a 0,2323 MeV, per lo que és sensible als neutrins de la reacció protón-protó I. Els resultats de les observacions de SAGE són:

${⟨\Phi ⟩}_{\mathrm{S}\mathrm{A}\mathrm{G}\mathrm{E}}=65.4\pm 5.6\mathrm{S}\mathrm{N}\mathrm{U},$

i els de GALEX/GNO són:

${⟨\Phi ⟩}_{\mathrm{G}\mathrm{A}\mathrm{L}\mathrm{E}\mathrm{X}/\mathrm{G}\mathrm{N}\mathrm{O}}=69.4\pm 5.1\mathrm{S}\mathrm{N}\mathrm{U},$

lo que nos mostra una bona concordancia entre els resultats d'abdós experiments en gali. Per un atre costat, el valor esperat pel model estàndar és de:

${⟨\Phi ⟩}_{\mathrm{S}\mathrm{A}\mathrm{G}\mathrm{E}/\mathrm{G}\mathrm{A}\mathrm{L}\mathrm{E}\mathrm{X}/\mathrm{G}\mathrm{N}\mathrm{O}}=130\pm 5.1SNU$

Referències

• Haxton, W. C.; Robertson, R. G.; i Serenelli, A. M.(2012).Annual Review of Astronomy and Astrophysics.51

21-61.