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.