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Neutrini Solari Cenni sul Sole Il flusso e lo spettro di energia dei neutrini Gli esperimenti sui neutrini solari.

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Presentazione sul tema: "Neutrini Solari Cenni sul Sole Il flusso e lo spettro di energia dei neutrini Gli esperimenti sui neutrini solari."— Transcript della presentazione:

1 Neutrini Solari Cenni sul Sole Il flusso e lo spettro di energia dei neutrini Gli esperimenti sui neutrini solari

2 Due obbiettivi: Studiare la natura del Sole Studiare le proprieta dei neutrini Qualche numero: Massa 1 Energia T raggio Orbita terrestre

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

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7 Le reazione di fusione Il Sole (le stelle) sono ricche di idrogeno Grossolanamente, lUniverso e costituito da 75% H e 25% He (elio primordiale, prodotto nei primi minuti di vita dellUniverso) Nel Sole, lenergia viene prodotta dalla fusione di idrogeno: 4p -> 4 He + 2e ν e E 27 MeV (compresa annichilazione)

8 Le sezioni durto di fusione ( vedi Broggini) Le reazioni sono sotto soglia: E b = Z 1 Z 2 e 2 /r N ~ Z 1 Z 2 MeV T qualche keV σ= S(E)/E X exp(-2 η) S(E) fattore astrofisico fortemente dipendente dalla reazione, poco dipendente dallenergia La frequenza di reazione r= n i n j (diviso 2 se i=j)

9 Il ciclo dellidrogeno p p -> d e + ν e 0< E v < 420 keV S = X 2 p p e -> d ν e Eν = MeV D p -> 3 He +γ E γ = 5.5 MeVS = 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 = 7Li p -> 4He+4He Q= MeV S= 52 Fine pp II 7Be p -> 8B +γ Eγ = MeV 8B ->8Be* e+ ve 4He Q= MeV Fine pp III

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 durto Opacita Utilizzando le leggi classiche della termodinamica producono: Levoluzione temporale, La densita, temperatura e produzione di energia in funzione del raggio Lo spettro energetico dei neutrini

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

14 Recent developments of the SSM Modelpp pep Be B N O F 10 6 Y surf R CZ /R Sun BS [12%] 5.87 [23%] BS04( 14 N) BS05 (OP,GS98) [10%] 5.69 [16%] BS05(OP, AGS05) BPS08(AG S08) [6%] 4.72 [11%] BS04( 14 N) accounts for new S 1,14 for 14 N(p, ) 15 O by LUNA 2.BS05(OP,GS98) accounts for new opacities 3.BS05(OP,AGS05) accounts for new calculations of surface abundances 4.BPS08 accounts for better determination of S 34 by LUNA

15 . Next Back Top Home Helpext ack op ome elp

16 Dove viene prodotta lenergia 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.

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20 In particolare si determinano: Analizzando lo spettro delle frequenze di oscillazione si puo studiare linterno del sole inizio della zona convettiva (0.711 R) Landamento della velocità del suono Abbondanza in massa di He (24.5%) alla superficie La rotazione dellinterno solare

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

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24 1964 Primi dati esperimento del Cloro (R.Davis et al.) 1978 B.Pontercorvo e Bilenky -Prime ricerche agli acceleratori (e.g. Gargamelle Δm 2 ~ 1 eV 2 ) -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 Due sapori nel vuoto P(a->a) = 1-sin 2 2θ sin 2 (Δm 2 L/4E) = 1-sin 2 2θ sin (Δm 2 L/E) Δm 2 eV 2 ; L metri, E MeV I neutrini solari sensibili anche a differenze di massa molto piccole ( eV 2 ) Meno accurati sullangolo di mixing

27 sin 2 2θ m = sin 2 2θ / [ ( cos 2θ - 2 ½ G N E / Δm 2 ) 2 + sin 2 2θ ] Si ha un effetto risonante quando: cos 2θ =2 ½ G N E / Δm E(MeV) δ (g/cm 3 ) / Δm 2 (eV 2 ) cos 2θ ~ 0.4 Attivo per E 10 MeV; trascurabile per E < 1 MeV Effetto della materia

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