Neutrini Solari Cenni sul Sole

Presentazione sul tema: "Neutrini Solari Cenni sul Sole"— Transcript della presentazione:

1 Neutrini Solari Cenni sul Sole
Il flusso e lo spettro di energia dei neutrini Gli esperimenti sui neutrini solari enrico bellotti - neutrini solari - Padova 4-7 maggio 2010

2 Studiare la natura del Sole Studiare le proprieta’ dei neutrini
Due obbiettivi: Studiare la natura del Sole Studiare le proprieta’ dei neutrini Qualche numero: Massa  1 Energia T raggio  Orbita terrestre

3

4 La produzione di energia nel Sole
Chimica Gravitazione Etot=G M2/R Durata= Etot/Luminosita’ x ( )2/ ( x )= 1015s

5

6

7 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)

8 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(-2η) S(E) fattore astrofisico fortemente dipendente dalla reazione, poco dipendente dall’energia La frequenza di reazione r= ninj <σv> (diviso 2 se i=j)

9 Il ciclo dell’idrogeno
p p -> d e+ νe 0< E v < 420 keV S = p p e -> d νe Eν = MeV X 2 D p -> 3He +γ E γ = 5.5 MeV S =2.5104 Tre diramazioni

10 3He 3He -> 4He + p+p S= Q= 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 = 7Be p -> 8B +γ Eγ = MeV 8B ->8Be* e+ ve 4He 4He Q= MeV Fine pp III 7Li p -> 4He+4He Q= MeV S= 52 Fine pp II

11 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

12

13 Il ciclo CNO condizioni indispensabili: presenza di Carbonio… e temperatura
Le reazioni principali sono 12C +p -> 13N +γ 13N -> 13C + e + + ve Ev < MeV 13C +p -> 14N +γ 14N+p -> 15O+ γ 15O -> 15 N + e+ + ve Ev < MeV 15N +p -> 12C +

14 Recent developments of the SSM
Model pp 1010 pep 108 7Be 109 8B 106 13N 15O 17F 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) 4.84 [10%] 5.69 [16%] 3.07 2.33 5.84 0.7138 BS05(OP, AGS05) 6.06 1.45 4.34 4.51 2.01 3.25 0.0126 0.7280 BPS08(AGS08) 6.04 4.55 [6%] 4.72 [11%] 1.89 1.34 BS04(14N) accounts for new S1,14 for 14N(p,)15O by LUNA BS05(OP,GS98) accounts for new opacities BS05(OP,AGS05) accounts for new calculations of surface abundances BPS08 accounts for better determination of S34 by LUNA

15 .        Next          Back          Top          Home          Help

16 Dove viene prodotta l’energia densita’ ecc

17 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’ …

18 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.

19

20 Analizzando lo “spettro” delle frequenze di oscillazione si puo’ studiare l’interno del sole
In particolare si determinano: 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

21

22 SSM conflict with helioseismology
Taken from W. Haxton and A. Serenelli, arXiV:

23

24 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

25 Oscillazioni di neutrino
Condizioni: Il numero leptonico di famiglia e’ violato I neutrini hanno massa Due sapori e nel vuoto Figura di merito

26 P(a->a) = 1-sin2 2θ sin2 (Δm2 L/4E)
Due sapori nel vuoto P(a->a) = 1-sin2 2θ sin2 (Δm2 L/4E) = 1-sin2 2θ sin (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

27 sin22θm = sin22θ / [ ( cos 2θ - 2½ G N E / Δm2 )2 + sin22θ ]
Effetto della materia 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

28