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+====== A5.5. Neutrini Solari ======
+<WRAP justify>
+I [[wp.it>neutrini]] solari hanno rappresentato [[wp.it>Problema_dei_neutrini_solari|un rilevante problema]]
+giunto a soluzione giusto nei primi anni 2000.  I termini di tale
+problematica erano stati posti a partire dai precedenti anni '60,
+quando [[wp.it>Raymond_Davis_Jr.|R. Davis]] installò in una miniera di Homestake, nel [[wp.it>Sud_Dakota|Sud Dakota]], ad una profondità di 1500 metri, un contenitore con 400.000 litri di
+[[wp.it>tetracloroetilene]] al fine di rivelare i neutrini
+prodotti dalle reazioni di fusione nucleare che, trasformando
+idrogeno in elio, riforniscono il [[wp.it>Sole]] di energia. Una valutazione
+del numero di neutrini emessi dal Sole è di grande semplicità.
+In ogni reazione di fusione 4 protoni vanno a formare un nucleo di
+elio con due protoni e due neutroni, e ad ogni formazione di un
+neutrone corrisponde l'emissione di un neutrino. Quindi ad ogni
+reazione di fusione corrisponde l'emissione di due neutrini. Il
+numero di reazioni che avvengono in un secondo è  subito
+ricavabile dall'energia luminosa emessa dal Sole in
+quell'intervallo di tempo (3.9 10<sup>33</sup> erg) divisa per l'energia
+prodotta nella formazione di un nucleo di elio (circa 25 MeV = 4
+<sup>-5</sup> erg). Ne risulta una produzione di circa 10<sup>38</sup>
+neutrini al secondo e un flusso, alla distanza della terra,
+dell'ordine di 10<sup>11</sup> neutrini per cm<sup>2</sup> e per secondo.
+I neutrini solari rivestono  una  grande importanza perché,
+prodotti nelle regioni centrali della stella, sfuggono
+direttamente nello spazio senza in pratica interagire con la
+materia solare. Essi portano quindi informazioni direttamente
+dalle regioni di produzione, nel centro della nostra stella. Con i
+[[wp.it>fotoni]] dunque vediamo la superficie del Sole, con i neutrini
+"vediamo" le sue parti centrali. Per comprendere l'evoluzione
+della problematica sui neutrini solari, dobbiamo peraltro
+ricordare come alla fusione dell'idrogeno concorrano numerose
+reazioni che producono neutrini elettronici di varia energia (Fig.
+.19) . Le più importanti risultano:
+\\
+\\
+$$p+p \rightarrow  D + \nu_e  \ \ \  E_\nu =0.42 Mev$$
+\\
+\\
+$$^7Be+e^- \rightarrow  ^7Li + \nu_e \ \ \ E_\nu =0.86 Mev$$
+\\
+\\
+$$^8B \rightarrow ^8Be + e^+ + \nu_e  \ \ \  E_\nu =14.06
+Mev$$
+\\
+\\
+ove per ogni reazione è riportata  l'energia massima posseduta dai
+neutrini prodotti.
+\\
+\\
+{{:c05:figura05_19.jpg?500}}
+\\
+** Fig. 5.19 ** Lo spettro dei neutrini solari predetto dal
+[[wp.it>Modello Solare Standard]]. Le frecce riportano la soglia dei vari
+esperimenti di rivelazione.
+\\
+\\
+L'esperienza di Davis rivelava i  neutrini tramite la reazione
+$\nu_e + ^{37}Cl \rightarrow ^{37}Ar + e^-$ e la successiva
+rivelazione del decadimento del nucleo di $^{37}$Ar
+così
+prodotto.  La reazione ha peraltro una soglia pari a 0.81 Mev,
+talchè l'esperimento poteva in linea di principio rivelare solo
+i neutrini provenienti dalle reazioni del boro (B) e del berillio
+(Be). Sorprendentemente i neutrini rivelati risultarono solo tra
+/2 e 1/3 di quelli previsti dalla teoria.
+Tale evidenza sperimentale si apriva  a due interpretazioni
+alternative. Poteva infatti  indicare che i modelli teorici non
+valutavano correttamente il contributo delle diverse reazioni
+all'emissione dei neutrini, fermo restando il numero totale di
+neutrini emessi. Ne seguirono vari ma vani tentativi di
+[[https://www.youtube.com/watch?v=3zuEfmmCA5s|abbassare
+le temperature centrali del Sole]], spostando così le reazioni
+verso la catena ppI i cui neutrini non erano rivelabili. Ma,
+alternativamente, sin dal 1962 Bruno Pontecorvo (1913-1993) aveva
+avanzato l'ipotesi secondo la quale i neutrini emessi dal Sole, di
+tipo elettronico, si sarebbero trasformati in volo in uno degli
+altri due tipi di neutrino (muonico e tauonico), perdendo così
+la capacità di interagire col [[wp.it>cloro]]. Ipotesi affascinante
+perché implicherebbe che il neutrino abbia una massa,
+contrariamente alle previsioni dei più semplici e accettati
+modelli di tali particelle, aprendo la strada ad una nuova fisica.
+Il problema dei neutrini solari ha  stimolato nel tempo una serie
+di importanti  imprese sperimentali. Nel 1987 l'esperimento
+giapponese [[wp.it>Super-Kamiokande|Kamiokande]] misurava i neutrini del B utilizzando
+processi di scattering elettronico, parzialmente sensibili anche
+alla presenza di neutrini non elettronici, confermando il deficit
+di neutrini. Assumendo come validi i dati sperimentali, era
+peraltro già possibile ricavare che i risultati dei due
+esperimenti erano incompatibili con neutrini canonici. La **Fig. 5.20**
+mostra l'interpretazione dei dati sperimentali nel
+piano dei flussi neutrinici rispettivamente di B e Be. Kamiokande,
+sensibile solo ai neutrini del B, fissa il flusso di tali neutrini
+indipendentemente da ulteriori assunzioni. Il segnale di Homestake
+fornisce invece una relazione tra i due flussi a seconda che sia
+interpretato come prodotto solo da neutrini del B, solo da
+neutrini del Be o da una mescolanza dei due. La figura mostra che,
+in ipotesi di neutrini canonici, il flusso del B misurato da
+Kamiokande dovrebbe, da solo, produrre in Homestake un segnale
+più alto di quanto osservato. Una contraddizione sanabile solo
+ammettendo un errore nei dati sperimentali.
+\\
+\\
+{{:c05:figura05_20.jpg?500}}
+\\
+** Fig. 5.20 ** Le condizioni imposte dagli esperimenti di
+Homestake e Kamiokande ai flussi di neutrini del Be e B.
+\\
+\\
+Un ulteriore chiarimento. e un supporto ai dati dei precedenti esperimenti,
+veniva dai risultati dell'esperimento [[wp>Gallex]] (Gallium Experiment) condotto a partire
+dal 1996 nei Laboratori Sotterranei dell'Istituto Nazionale di
+Fisica Nucleare (INFN) al Gran Sasso, e dal contemporaneo
+esperimento [[wp.it>SAGE_(Soviet-American_Gallium_Experiment)|SAGE]] (Soviet-American Gallium Experiment) in un
+laboratorio sotterraneo nelle montagne del Caucaso. La soglia
+della reazione utilizzata da ambedue questi esperimenti per
+rivelare i neutrini
+\\
+\\
+$$\nu_e + ^{71}Ga  \rightarrow  ^{71}Ge + e^-$$
+\\
+\\
+era sufficientemente bassa per  rivelare neutrini provenienti da
+tutte le reazioni supposte esistenti nel Sole. Il deficit di
+neutrini riscontrato anche in questi esperimenti, interpretabile
+ancora sulla falsariga dello scenario di ** Fig. 5.20 **
+puntava decisamente in direzione delle [[wp.it>Oscillazione_del_neutrino|oscillazioni del neutrino]].
+La soluzione definitiva del problema è venuta solo nel 2001, con
+[[wp.it>Sudbury_Neutrino_Observatory|l'esperimento di Sudbury]] che utilizza l'interazione tra neutrino e
+deuterio per studiare contemporaneamente la presenza sia di
+neutrini elettronici che di altro tipo. Le due reazioni utilizzate
+sono:
+\\
+\\
+$$\nu_e  + D  \rightarrow p + p + e^-$$
+\\
+\\
+$$\nu + D \rightarrow  p + n + \nu$$
+\\
+\\
+Anche dal confronto con i risultati degli esperimenti precedenti,
+se ne è tratta la chiara e definitiva evidenza per un flusso dei
+neutrini in pieno accordo con le previsioni teoriche e la
+contemporanea evidenza per l'oscillazione dei neutrini
+elettronici in neutrini di altro tipo, aprendo così la strada
+ad un nuovo capitolo della fisica fondamentale.
+</WRAP>
+----
+~~DISQUS~~