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O problema dos neutrinos solares João Pedro T. G. Rosa Nº49537LEFT 4º Ano.

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1 O problema dos neutrinos solares João Pedro T. G. Rosa Nº49537LEFT 4º Ano

2 Sumário Neutrinos Modelos Solares Experiências de Davis Pontecorvo e a oscilação de neutrinos Experiências de Gálio Efeito MSW Projectos Kamiokande e SuperKamiokande Projecto SNO Resultados Heliossismológicos Conclusões

3 Neutrinos 1930 – Pauli propõe a existência do neutrino para explicar o espectro contínuo observado no decaimento nuclear; 1931 – Fermi elabora a teoria do decaimento, no qual inclui o neutrino de Pauli; 1955 – Descoberta do neutrino por Cowan e Reines no reactor de Hanford, utilizando um detector orgânico de cintilação sensível à reacção: 1937 – Descoberta do muão com as experiências de Anderson e Neddermeyer e de Street e Stevenson; 1962 – Descoberta do neutrino do muão através de experiências em Brookhaven e no CERN; 1978 – Descoberta do tau, no SLAC; 2000 – Evidência experimental da existência do neutrino do tau;

4 Modelos Solares 1920 – Eddington propõe que a fusão nuclear seja a principal fonte de energia no Sol; 1938/39 – Primeiros modelos para a produção de energia no Sol por Bethe e Critchfiled: Reacção inicial: Rápido decrescimento da temperatura com o afastamento do centro: Ciclo CNO Estabelecem os princípios do Modelo Solar Padrão; Produção de elementos pesados quase inexistente. Fusão de Hidrogénio e Hélio P radiada teo = 2.2 x 10 7 Jg -1 s -1 P radiada exp = 2.0 x 10 7 Jg -1 s -1 Há produção de neutrinos, apesar de não serem explicitamente incluidos.

5 Alvarez e Pontecorvo Propõem uma experiência para detectar neutrinos baseada na reacção: Limiar de energia: MeV Árgon decai por captura electrónica com vida média de 35 dias: Não há distinção clara entre neutrinos e antineutrinos;

6 1955 – Raymond Davis Jr. Leva a cabo as propostas de Alvarez e Pontecorvo em Brookhaven: Faz circular He pelos dois tanques de CCl 4 para remover o 37 Ar; Utiliza contadores de Geiger-Müller para detectar os electrões Auger de 2.82 keV da captura electrónica do 37 Ar; Limite superior para a secção eficaz da reacção : 2 x cm 2 /átomo Limite superior para o fluxo de neutrinos solares (ciclo CNO): SNU Efeitos de fundo inferiores à sensibilidade dos contadores. 1 SNU = capturas por segundo por átomo do alvo

7 1958 – Holmgren e Johnston Mediram a secção eficaz para a reacção 3 He( ) 7 Be no Naval Research Laboratory; Obtiveram um resultado 1000 vezes superior ao esperado; As seguintes cadeias podem competir com a cadeia PP principal:

8 1964 – John Bahcall e Raymond Davis Jr – Bahcall, Fowler, Iben e Sears apresentam um resultado de 5 SNU para a experiência na mina de Barberton Limestone; Bahcall: existência de transições para estados excitados do 37 Ar (nomeadamente o estado de 5 MeV), aumentando a secção eficaz de captura de neutrinos do 8 B pelo 37 Cl em 20 vezes; 1964 – Bahcall e Davis publicam dois artigos em simultâneo na PRL: Previsão teórica para o fluxo de neutrinos solares do 7 Be e 8 B: SNU Limite superior experimental: 300 SNU Bahcall estabelece um limite superior para a temperatura central do Sol de 2x 10 7 K.

9 1968 – John Bahcall e Raymond Davis Jr – Experiência de Davis é reconstruída na mina de ouro de Homestake (tanque de l de C 2 Cl 4 ); Resultados: Limite superior experimental para a taxa de captura de neutrinos solares:3 SNU Previsão teórica:7.5 3 SNU (neutrinos das reacções pep e pp e do decaimento de 7 Be, 8 B, 13 N e 15 O) Défice de neutrinos observado: Ezer e Cameron: primeiro modelo solar não-padrão Problema dos Neutrinos Solares

10 Homestake Funcionamento contínuo durante 24 anos; Resultados publicados em 1998: (stat.) 0.16(syst.) SNU

11 Pontecorvo e a oscilação de neutrinos Propostas para a resolução do problema do défice de neutrinos solares: difusão turbulenta do 3 He; superabundância de 3 He; efeitos de um campo magnético; baixa abundância de elementos pesados; decaimento do neutrino ; rotação rápida do interior solar – Pontecorvo propõe a oscilação: 1969 – Pontecorvo e Gribov propõem a oscilação entre dois sabores de neutrinos (de Majorana) activos: Helicidade errada: Neutrinos estéreis

12 Pontecorvo e a oscilação de neutrinos Motivação: descoberta recente da oscilação Probabilidade de oscilação: Parâmetros: Na década de setenta, Pontecorvo e Bilensky derivaram a mesma expressão para o caso de dois neutrinos de Dirac (8 graus de liberdade); Violação CP - ângulo de Pontecorvo m 2 m m 2 2

13 Experiências com Gálio Motivação: estudo dos neutrinos resultantes da reacção inicial da cadeia pp; Solução: utilização do 71 Ga como alvo, através da reacção: (Limiar de energia: 233 keV) Experiência piloto em Brookhaven; 71 Ga ( e, e - ) 71 Ge

14 Experiências com Gálio GALLEXGALLEX colaboração europeia e norte-americana; sediado no laboratório italiano de Gran Sasso; resultados 1998: SNU (Previsão teórica ~ 130 SNU) substituído pelo GNO em 1998; resultados 2002: SNU SAGESAGE colaboração russa e americana sediada nas montanhas do Cáucaso (Rússia); resultados 2001: SNU Comprovação do défice de neutrinos solares a baixas energias

15 1985 – Efeito MSW Sugestão de dois físicos russos, S. Mikheyev e A. Smirnov, com base nos estudos de L. Wolfenstein; Apoiado nas propostas de Gribov e Pontecorvo; A presença de matéria aumenta a probabilidade de oscilação entre sabores de neutrinos devido aos processos de dispersão neutrino-electrão; Observação de um fenómeno de ressonância.

16 Kamiokande O detector Kamiokande foi desenhado por Masatoshi Koshiba com o propósito de estudar o possível decaimento do protão, mais tarde adaptado para a detecção de neutrinos solares (Kamiokande II ); Medição da luz de Cherenkov proveniente de cada evento, estando a parede cilíndrica revestida de tubos fotomultiplicadores; Detecção de neutrinos solares através da dispersão elástica electrão-neutrino: Vantagem da técnica de Cherenkov: determinação do local onde os eventos ocorriam e do momento linear dos electrões dispersos: Ângulo de dispersão pequeno Direcção dos neutrinos incidentes preservada Possibilidade de estudar correlação solar

17 Kamiokande Resultados (1991): Fluxo de neutrinos solares: (stat.) 0.06(syst.) (fracção da previsão teórica) Comprovação da origem solar dos neutrinos:

18 SuperKamiokande Aumento do volume de água e do número de fotomultiplicadores; Entrou em funcionamento em 1996; Fluxo de neutrinos solares (2001): cm -2 s -1 (45,1 % valor teórico previsto) Assimetria dia-noite: neutrinos detectados de noite percorrem trajecto maior no interior da matéria do que os detectados durante o dia; devido ao efeito MSW, têm maior probabilidade de oscilação; quantificação da assimetria: Resultados (1999):

19 SuperKamiokande Ajuste dos dados no plano MSW ( m 2, sin 2 2 ) : quatro regiões: (i) small mixing angle solution(SMA, m 2 ~10 -5 eV 2 e sin 2 2 ~ ); (ii) large mixing angle solution (LMA, m 2 ~ – eV 2 e sin 2 2 > 0.5); (iii) low solution (LOW, m 2 ~10 -7 eV 2 e sin 2 2 ~ 0.9); (iv) just-so solution ( m 2 < eV 2 ); cenários de oscilação entre dois sabores de neutrinos: e, e ou e s Resultados : Exclusão das regiões SMA e just-so, preferindo região LMA (95% n.c.); Rejeição dos cenários de oscilação envolvendo neutrinos estéreis (95% n.c.).

20 SNO Sudbury Neutrino Observatory: detector de Cherenkov localizado na mina de Creighton, em Ontário, Canadá; Detector esférico com água pesada, envolvido em água ultrapura; Detecção de neutrinos através das reacções: Sensível apenas a e Sensível a todos os sabores Especialmente sensível a e

21 SNO Resultados (2001): comprovação da origem solar; Fluxos de neutrinos (2001): Fluxo total de neutrinos solares: Assimetria dia-noite: Ajuste no plano MSW: preferência pela região LMA (n.c. > 99%); Resultados (2003): consistência com os resultados anteriores. (teórico) Consistência com a previsão teórica na hipótese de oscilação de neutrinos

22 SNO Regiões permitidas no plano MSW determinadas por ajuste a (a) espectro dia-noite obtido pelo SNO e (b) com dados experimentais e teóricos adicionais.

23 Resultados heliossismológicos Modelos solares constantemente actualizados; Estrutura básica inalterada e correcta; Rejeição de Modelos não-padrão: insuficiência energética; Incertezas nos parâmetros do modelo; Heliossismologia (década de 90): Medição simultânea de modos de oscilação de frequência baixa e intermédia; Trabalho do grupo de Tomczyk; Será que os modelos solares estão correctos?

24 Resultados heliossismológicos Comparação do modelo solar padrão de 1995 com os resultados heliossismológicos (velocidade do som): Discrepâncias observadas levam a variações de cerca de 5 % nos fluxos de neutrinos: Insuficientes para resolver o problema dos neutrinos solares. (a)(b)

25 Conclusões O problema dos neutrinos solares foi explicado pelo fenómeno de oscilação de neutrinos; Modelos solares padrão estão correctos (com alguma incerteza nos parâmetros); O problema persistiu durante mais de 3 décadas, culminando com a atribuição do Prémio Nobel da Física a Raymond Davis Jr. e a Masatoshi Koshiba em 2002.


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