I neutrini solari

La componente dei raggi cosmici studiata principalmente nel campo della

sica delle astroparticelle dei Laboratori Nazionali del Gran Sasso sono i

neutrini. Il neutrino è una particella elementare classicata nel ramo dei

fermioni,elasua esistenzafu postulatanel1930daPaulinelsuo studiodel

decadimento beta; fu battezzata due anni più tardi da Enrico Fermi con il

nome diminutivo della particella neutra. I primi studi mostrarono come il

neutrino avesse sezione d'urto molto piccola: è questa la principale causa

della sua dicoltosarivelazione. Nel1956, circavent'annipiù tardi,Reines

eCowanriuscironoarivelareperlaprimavoltaantineutriniprodottidaun

reattore nucleareadibitoaricerca;negliannisessantavennerointrodottele

prime suddivisionideineutrinicon lostudiodeineutrinimuonici,a

sottoli-neareladiversaoriginerispettoaineutrinielettronicideldecadimentobeta,

esolonel2001alFermilab,negliStatiUniti,vennescopertoilneutrinotau.

I neutrini,secondo ilModello Standard ele osservazioni sperimentali,sono

leptoniinteragentisoloperinterazionedebolecon glialtrileptonieiquark.

1.1.1 La catena pp

La fonte principale deineutrini che colpiscono laTerra è ilSole. I neutrini

sono prodottidalle reazionidifusione nucleareche alimentanolestelle, che

si dividono in categorie in funzione della massa della stessa. Una stella di

massa no a 10 volte superiore a quella del Sole presenta al suo interno

processi nuclearidenominaticatenepp, caratterizzateinizialmentedalla

fu-sione di due protonio dalla fusione didue protonie diun elettrone:

p + p → d + e ⁺ + ν e

^(1.1)

p + e ⁻ + p → d + ν e

^(1.2)

Il deuterio prodotto interagisce nelseguente modo:

2 H + p → ³ He + γ

^(1.3)

l'eliopuò allora interagirein tre diversi modi:

•

^{Ramo pp I:}

I neutrini solari sono prodotti principalmentedall'interazione di fusione

nucleare tra protoni, descritta nella relazione 1.1.1; in secondo luogo sono

prodotti in consistente quantità dalla cattura elettronica da parte del

7 Be

nel ramo pp II; seinvece alposto della catturaelettronicasi hainterazione

con un protone viene prodotto

8 B

^{come descritto nel ramo III, il quale}

produce altri neutrini solari decadendo

β ⁺

^{. I tre rami hanno} temperature di interazione diverse: il primo tra i 10 e i 14 MK, il secondo tra i 14 e i

23 MK, ilterzo oltre i 23 MK.Si comprende come il terzo ramo non sia la

maggior fonte di energia per il Sole, in quanto la temperatura del nucleo

non è sucientemente elevata; il terzo ramo però contribuisce ai neutrini

più energetici rivelabilidagli strumenti,con energia

≤

^{14MeV. Lareazione}

si conclude con il ramo IV:

•

^{Ramo pp IV:}

3 He + p → ⁴ He + e ⁺ + ν e

Figura1.1:CatenappdifusionenelSole.

In gura 1.1è presentato uno schema della catenapp del Sole.

Confrontando lamassa nalecon la massainiziale sicalcolache lo0,7%

della massa viene trasformata in energia, e liberata sotto forma di

radi-azione elettromagnetica e di neutrini prodotti daisingoli rami. Ogni ramo

contribuisceconun'emissionedienergiapari a26,73MeV,eallostesso

tem-poproducedueneutrini;questo ussodineutriniprovenientidalSole eche

attraversa laTerra èstimato essere:

Φ ν = 2L ^J

4πd ² Q = 6, 65 · 10 ¹⁰ cm ^{− 2} s ^{− 1}

^(1.4)

1.1.2 Il ciclo CNO

IlcicloCNO,acronimodiCarbon-Nitrogen-Oxygen,ciclocarbonio-azoto

-ossigeno,èl'altrogruppodireazionidifusionenucleareche caratterizzano

la produzione di energia nelle stelle, dopo la catena pp. Il ciclo CNO è

un ciclo catalitico, ed è la maggior fonte di energia per le stelle di massa

≥ 1, 3M ^J

^{, come proposto nel 1938 da Hans Bethe e,} indipendentemente, Carl FriedrichWeizs

¨a

^{cker. Il risultatodel ciclo CNO è laproduzionedi un}

nucleodi eliopiù due positroniedue neutrinia partiredaquattro protoni,

conrilasciodienergia;inucleidicarbonio,azotoeossigenohannoilruolodi

quindi lastessache avvienenellacatenapp descritta inprecedenza. Ilciclo

è formato dadue sottocicli(CN eNO) che hanno in comune la reazione:

14 N + p → ¹⁵ O + γ

^(1.5)

Laquale, essendo lapiù lenta,determinal'evoluzionetemporaleditutto

il ciclo. Larelazioneche esprime ilbilancio ditutto il ciclo sipuò scrivere:

12 C + 4p → ¹² C + ⁴ He + 2e ⁺ + 2ν e

^(1.6)

In guraè mostratoil ciclo CNO:

Figura1.2: IlcicloCNO.

1.1.3 Lo studio dei neutrini solari

Nonostantel'ingente quantitàdi neutrinisolari che colpiscono laTerra per

unità di supercie e di tempo, la loro rivelazione risulta molto dicile per

la bassissima sezione d'urto; infatti, anche un rivelatore con ecienza di

rivelazione molto elevata non riuscirà mai a rivelare tutti questi neutrini.

Occorrerà perciòcostruire un rivelatorecondeterminatecaratteristiche per

massimizzare l'ecienza dirivelazione. In particolareil rivelatore:

•

^{Deveavere unvolumesensibilemoltogrande,perchè lasezioned'urto}

dei neutrini è estremamente piccola. Il volume sensibile è la zona di

interazione delle particelle con la struttura di rivelazione, che in un

rivelatoredineutrinisolari ècomposta dimaterialeliquido: Borexino

infattiperrivelare ineutrini utilizzauno scintillatoreliquido, mentre

altriesperimenti utilizzanoacqua.

•

^{Ilvolumesensibileelastruttura delrivelatoredevonoesserecomposti}

damaterialipuri perevitarelacontaminazionedellemisurecon fondi

di radiottivitànaturale.

•

^{I laboratori devono essere} sotterranei, anchè il segnale dei neutrini solari non siacompletamentecoperto dalfondo radioattivodovuto ai

raggi cosmici secondari.

I rivelatori utilizzatiper la rivelazionedei neutrini solari si suddividono

in due grandi categorie: i rivelatori radiochimici e i rivelatori di scattering

elastico. I primisibasanosull'interazioneelacatturadelneutrino daparte

degli atomi del volume sensibile del rivelatore: uno dei primi esperimenti

fu Homestake, che sfruttava la catturadel neutrino da parte dell'atomo di

37 Cl

^{. Esso potevainlineateorica}visualizzareineutriniprodottisiadal

8 B

chedal

7 Be

^{prodottidairamidellacatenapp delSole: laprevisioneteorica}

perilusso dineutrinierano dicirca 3volte superiore allemisureottenute

sperimentalmente. Con gli esperimenti successivi denominati Kamiokande

e,inseguito,Super-Kamiokande,chesitrovaancorainmodalitàpresadati,

si decise di utilizzare l'altro metodo di rivelazione, basato sull'interazione

elastica dei neutrini con gli elettroni presenti nelle molecole d'acqua. Gli

elettroni, muovendosi nell'acqua dopo aver ricevuto l'energia dai neutrini

per urto elastico, emettevano luce ƒerenkov: i fotomoltiplicatori erano in

gradodicaptareemisurarequestaluceeditrasformarel'informazionenella

misuradelleinterazionideineutrinipiù energetici,cioèquelliprodottidalle

interazioni del

8 B

^{. I risultati ottenuti erano} incompatibili sia con quelli teorici che con quellidedotti dall'esperimentoprecedente.

Solol'esperimentoSNO,chehautilizzatol'acquapesante

D 2 O

^,hadatola

prima evidenza delcambiodisapore leptonico deineutrini. Questo èstato

possibile perchè SNO poteva misurare sia interazioni

ν e − D

^{a Corrente}

Carica, sia interazioni

ν n − D

^{a Corrente Neutra,} quest'ultima sensibile ai tre sapori: dal confronto tra le misure è stato scoperto come i neutrini

potessero cambiare sapore.

Nel documento Ì Ä ÙÖ ÌÖ ÒÒ Ð Ò ËÌÍ ÁÇ ÄÄ Ê ÌÌ ÊÁËÌÁ À Ä ÄÍËËÇ Á ÅÍÇÆÁ ÇËÅÁ Á Æ Á Ä ÇÊ ÌÇÊÁ Æ ÁÇÆ ÄÁ Ä Ê Æ Ë ËËÇ ÇÆ Ä³ ËÈ ÊÁÅ ÆÌÇ ÇÊ ÁÆÇ Ê Ð ØÓÖ ÓÖÖ Ð ØÓÖ ÓØغ Ú ³ Æ (pagine 8-13)