O problema dos O problema dos neutrinos solaresneutrinos solares

João Pedro T. G. RosaJoão Pedro T. G. RosaNº49537Nº49537LEFTLEFT4º Ano4º Ano

SumárioSumário

• 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

NeutrinosNeutrinos

• 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;

enp

Modelos SolaresModelos 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

eHHH 211 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 PontecorvoAlvarez 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;

eArCl 3737

ClAre 3737

1955 – Raymond Davis Jr.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.

eArCl 3737

1 SNU = 10-36 capturas por segundo por átomo do alvo

1958 – Holmgren e Johnston1958 – Holmgren e Johnston

• Mediram a secção eficaz para a reacção 3He()7Be no Naval Research Laboratory;

• Obtiveram um resultado 1000 vezes superior ao esperado;

• As seguintes cadeias podem competir com a cadeia PP principal:

ee

HepLieBeHe

(p,

),(),(),( 4773

1964 – John Bahcall e Raymond Davis Jr.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.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 SolaresProblema dos Neutrinos Solares

Homestake 1970-1994Homestake 1970-1994

• Funcionamento contínuo durante 24 anos;

• Resultados publicados em 1998:

2.560.16(stat.)0.16(syst.) SNU

Pontecorvo e a oscilação de neutrinosPontecorvo 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

e

Pontecorvo e a oscilação de neutrinosPontecorvo 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);

00 KK Violação CP

p

mE

tEtP

e

2

2

.sin2sin)(

2

22

- ângulo de Pontecorvom2 m1

2- m22

Experiências com GálioExperiências 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 GálioExperiências 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

.)(.)(2.65.77 3.47.4 syststat

.)(0.3.)(4.62.65 syststat

.)(.)(8.70 7.32.3

3.52.5 syststat

Comprovação do défice de neutrinos solares a baixas energias

1985 – Efeito MSW1985 – 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.

KamiokandeKamiokande

• 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:

ee ee

Ângulo de dispersão pequeno

Direcção dos neutrinos incidentes

preservada

Possibilidade de estudar

correlação solar

KamiokandeKamiokande

• Resultados (1991): Fluxo de neutrinos solares: 0.460.05(stat.)0.06(syst.)

(fracção da previsão teórica)

Comprovação da origem

solar dos neutrinos:

SuperKamiokandeSuperKamiokande

• 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):

608.007.0 10.)(.)(03.032.2

syststat

DN

DNA

2

%)7.4(~.)(008.0.)(042.00.047 A syststat

SuperKamiokandeSuperKamiokande

• 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

es

• 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 - SNO1999 - 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:

)(

)(

)(

DEee

CNnpd

CCeppd

xx

xx

e

Sensível apenas a e

Sensível a todos os sabores

Especialmente sensível a e

1999 - SNO1999 - 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.

)10(.)(.)(41.3

.)(.)(76.112648.0

45.045.045.0,

09.009.0

05.005.0

scmsyststat

syststate

)10(.)(.)(42.6 12655.058.0

57.157.1

scmsyststatSNO

CN

)10(05.5 12601.181.0

scmSSM (teórico)

Consistência com a previsão teórica na hipótese de oscilação de neutrinos

.%.%9.4%0.7 3..12.1 syststatAe

1999 - SNO1999 - 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 heliossismológicosResultados 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?

Resultados heliossismológicosResultados 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)

ConclusõesConclusões

• 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.