O problema dos neutrinos solares João Pedro T. G. Rosa Nº49537 LEFT 4º Ano

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

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;

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 Pradiada teo= 2.2 x 107 Jg-1s-1 Pradiadaexp = 2.0 x 107 Jg-1s-1 Há produção de neutrinos, apesar de não serem explicitamente incluidos.

Alvarez e Pontecorvo Propõem uma experiência para detectar neutrinos baseada na reacção: Limiar de energia: 0.816 MeV Árgon decai por captura electrónica com vida média de 35 dias: Não há distinção clara entre neutrinos e antineutrinos;

1 SNU = 10-36 capturas por segundo por átomo do alvo 1955 – Raymond Davis Jr. Leva a cabo as propostas de Alvarez e Pontecorvo em Brookhaven: Faz circular He pelos dois tanques de CCl4 para remover o 37Ar; Utiliza contadores de Geiger-Müller para detectar os electrões Auger de 2.82 keV da captura electrónica do 37Ar; Limite superior para a secção eficaz da reacção : 2 x 10-42 cm2/átomo Limite superior para o fluxo de neutrinos solares (ciclo CNO): 40 000 SNU Efeitos de fundo inferiores à sensibilidade dos contadores. 1 SNU = 10-36 capturas por segundo por átomo do alvo

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

1964 – John Bahcall e Raymond Davis Jr. 1962 – 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 37Ar (nomeadamente o estado de 5 MeV), aumentando a secção eficaz de captura de neutrinos do 8B pelo 37Cl em 20 vezes; 1964 – Bahcall e Davis publicam dois artigos em simultâneo na PRL:  Previsão teórica para o fluxo de neutrinos solares do 7Be e 8B: 40  20 SNU  Limite superior experimental: 300 SNU  Bahcall estabelece um limite superior para a temperatura central do Sol de 2x 107 K.

1968 – John Bahcall e Raymond Davis Jr. 1967 – Experiência de Davis é reconstruída na mina de ouro de Homestake (tanque de 390 000 l de C2Cl4); 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 7Be, 8B, 13N e 15O) Défice de neutrinos observado: Ezer e Cameron: primeiro modelo solar não-padrão Problema dos Neutrinos Solares

Homestake 1970-1994 Funcionamento contínuo durante 24 anos; Resultados publicados em 1998: 2.560.16(stat.)0.16(syst.) SNU

Pontecorvo e a oscilação de neutrinos Propostas para a resolução do problema do défice de neutrinos solares:  difusão turbulenta do 3He;  superabundância de 3He;  efeitos de um campo magnético;  baixa abundância de elementos pesados;  decaimento do neutrino ;  rotação rápida do interior solar. 1950 – Pontecorvo propõe a oscilação: 1969 – Pontecorvo e Gribov propõem a oscilação entre dois sabores de neutrinos (de Majorana) activos: Helicidade errada: Neutrinos estéreis

Pontecorvo e a oscilação de neutrinos Violação CP 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);  - ângulo de Pontecorvo m2  m12- m22

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

Experiências com Gálio GALLEX  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 SAGE  colaboração russa e americana sediada nas montanhas do Cáucaso (Rússia);  resultados 2001: SNU Comprovação do défice de neutrinos solares a baixas energias

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.

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 - 1986); 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

Kamiokande Resultados (1991): Fluxo de neutrinos solares: 0.460.05(stat.)0.06(syst.) (fracção da previsão teórica) Comprovação da origem solar dos neutrinos:

SuperKamiokande Aumento do volume de água e do número de fotomultiplicadores; Entrou em funcionamento em 1996; Fluxo de neutrinos solares (2001): cm-2s-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):

SuperKamiokande Ajuste dos dados no plano MSW (m2, sin22) :  quatro regiões: (i) “small mixing angle solution”(SMA, m2~10-5 eV2 e sin22 ~10-2-10-3); (ii) “large mixing angle solution” (LMA, m2 ~ 10-4 – 10-5 eV2 e sin22 > 0.5); (iii) “low solution” (LOW, m2~10-7 eV2 e sin22 ~ 0.9); (iv) “just-so solution” (m2 < 10-9 eV2);  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.).

1999 - SNO Sensível apenas a e Sensível a todos os sabores 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

1999 - 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

1999 - 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.

Resultados heliossismológicos Será que os modelos solares estão correctos? 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;

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)

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.