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EL PROBLEMA DE LOS NEUTRINOS SOLARES: HISTORIA, RESOLUCION E IMPLICACIONES

EL PROBLEMA DE LOS NEUTRINOS SOLARES: HISTORIA, RESOLUCION E IMPLICACIONES. 1) En que consiste el problema de los neutrinos solares. 2) El modelo estándard del Sol. 3) Algunas características básicas del neutrino. 4) La solución al problema de los neutrinos solares. 5) Implicaciones.

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EL PROBLEMA DE LOS NEUTRINOS SOLARES: HISTORIA, RESOLUCION E IMPLICACIONES

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  1. EL PROBLEMA DE LOS NEUTRINOS SOLARES: HISTORIA, RESOLUCION E IMPLICACIONES 1) En que consiste el problema de los neutrinos solares 2) El modelo estándard del Sol 3) Algunas características básicas del neutrino 4) La solución al problema de los neutrinos solares 5) Implicaciones Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  2. El Problema: Desde los años 60 los detectores de neutrinos han contado bastantes menos neutrinos procedentes del Sol que los predichos por la teoría. La Historia abreviada: 1920: Arthur Eddington reconoce la fusión nuclear como origen de la energía solar. 1930: Wolfgang Pauli postula la existencia del neutrino 1938: Hans Bethe reconoce las reacciones nucleares básicas en el interior del Sol 1956: Reines y Cowan detectan al neutrino por primera vez 1964: John Bahcall predice el flujo de neutrinos que deberia observarse 1967: Raymond Davis mide un flujo menor usando 600 Tm de clorina. 1969: Vladimir Gribov y Bruno Pontecorvo atribuyen la diferencia a las oscilaciones del neutrino. 2002: El solar neutrino observatory (SNO) confirman que la oscilación es la responsable del déficit de neutrinos detectados. Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  3. EL MODELO STANDARD DEL SOL L/Lsun Teff Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  4. Trabajo de la teoría: Explicar el diagrama HR en términos de evolución estelar. Herramientas: Matemáticas, Física y Cálculo Numérico. BREVE INTRODUCCION A LA TEORIA DE LA EVOLUCION ESTELAR Ecuaciones matemáticas de estructura (Modelo) Integración numérica de las ecuaciones bajo unas determinadas condiciones de contorno y iniciales Comparación con las observaciones y refinamiento del modelo. Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  5. Ecuaciones de estructura (equlibrio hidrostático), escritas admitiendo simetría esférica: (masa) dm ρ+dρ, P+dP ρ,P (Equilibrio Mecánico) r M R (luminosidad) (transporte radiativo) (transporte convectivo) Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  6. Necesitamos además: P=P(ρ,T,X,Y,Z) k=k(ρ,T,X,Y,Z) ε=ε(ρ,T,X,Y,Z) Condiciones de contorno: M(r) =0, L(r) = 0 para r=0 T 0 K, P 0 dyn/cm2 para r=R (condición más sencilla) En la práctica el sistema resultante es excesivamente complejo para solucionarlo analíticamente. Debe integrarse numéricamente Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  7. La estrella se divide en N trozos “diferenciales”: rj centro j j+1 j+2 j+1/2 (equilibrio hidrostático discretizada) Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  8. La evolución aparece debido a la variación de la abundancia de las especies en virtud de las reacciones nucleares. Se trata de una secuencia quasi-hidrostática. ESQUEMA REACCIONES: (T107 K) (T108 K) (T>5-6 108 K) (T>2 109 K) (T>4 109K) Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  9. Para las fases más dinámicas la ecuación de equilibrio Se sustituye por la 2a ley de Newton (se añade un termino de aceleración) Además suele resultar conveniente utilizar la masa como variable independiente. Evolución de una estrella de 25 M Etapa Escala temporal T9(K) Densidad Luminosidad Hidrógeno 7 106 años 0.06 5 g/cm3 fotones Helio 5 105 años 0.23 7 102 fotones Carbon 600 años 0.93 2 105 neutrinos Neón 1 año 1.7 4 106 neutrinos Oxígeno 0.5 años 2.3 107 neutrinos Silicon 1 dia 4.1 3 107 neutrinos EXPLOSION (1 s) Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  10. Caso del SOL Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  11. Principales dificultades: • Existencia de zonas convectivas • 2)Incertidumbres en los ritmos de reacción termonuclear. • 3) Composición química inicial • 4) Detalles de la microfísica (opacidades, EOS) • 5) Perdida de la simetría debido a la rotación, campos magnéticos, etc .. Convección tratada de forma fenomenológica usando El concepto de “longitud de mezcla” L L = distancia característica que alcanzan los elementos convectivos L=αHP α1 Hp: altura patrón en la escala de presiones Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  12. REACCIONES NUCLEARES Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  13. Homestake: υe+ 37Cl-37Ar+e- Eth=0.814 MeV 1SNU=10-36 eventos/blanco/s Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  14. Falla el modelo estándar del Sol? El modelo es robusto ya que predice con bastante precisión los observables del Sol. El flujo de neutrinos está directamente ligado al valor de la luminosidad. El modelo estándar explica a la perfección el espectro De vibraciones del Sol obtenidos por Heliosismologia El volumen solar actua como una cavidad resonante donde las ondas de presión interfieren. El análisis de las oscilaciones superficiales informan de las condiciones termodinámicas del interior. Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  15. Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  16. EL NEUTRINO Particula introducida por Pauli en 1930 para conservar la Energía en reacciones de desintegración β np+e+υ Questa particella non e un neutrone, ma un neutrino! Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  17. Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  18. La teoría de perturbaciones proporciona el ritmo de transición en la desintegración débil como función de la energía: Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  19. La conclusion: Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  20. Sabores, mezclas y oscilaciones del neutrino Tres tipos de neutrinos: υe , υm , υt (sabores) En la teoría electrodébil estándar me,m,t=0 eV y los sabores estan definidas univocamente Pero si me,m,t0 eV, las masas son estados propios del operador masa. El estado físico del neutrino pasa a ser una combinación lineal de tres estados υ1,. υ2,υ3 Para simplificar tomemos dos estados y dos sabores: Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  21. Donde θ constituye el ángulo de mezcla La probabilidad de que a distancia d el neutrino sea electrónico es: L=longitud de oscilación Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  22. Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  23. Supongamos: Entonces: L<<Rcore y el promedio al core proporciona: Incompatible con las mediciones Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  24. La distancia Tierra-Sol (1.5x1011 m) permite la medicion de (diferencias) de masas muy pequeñas. Podrían detectarse: mυ~ 10-6 - 10-5 eV Otro mecanismo, denominado Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein (El neutrino adquiere masa efectiva al interaccionar con un plasma) Podría dar cuenta de neutrinos con masas en el intervalo: Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  25. El Sudbury Neutrino Observatory y la solución del enigma • Observatorio situado en una mina de níquel en Sudbury (USA) • A 2 Km de profundidad: • 1000 Tm de agua pesada en una vasija acrílica trasparente de 12m ф • Rodeada de 9500 tubos fotomultiplicadores sobre una esfera de 18m ф • Cada tubo es capaz de detectar un único fotón de luz proveniente de • la radiación Cerenkov. • Toda la estructura esta sumergida en agua ordinaria ultrapura. • El SNO puede detectar neutrinos electrónicos y neutrinos de todos • los sabores (sin distinguir entre ellos). Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  26. Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  27. Resultados: Entre noviembre 1999 y mayo 2001 SNO registró 500x106 sucesos: 500x106 2928 (reducción de datos): • Rotura de Deuterones (5.09x106 neutrinos/cm2) • Absorción de neutrinos (1.75x106 neutrnos/cm2) • 263 Colisiones con electrones 1.75x106 neutrinos/cm2=35% del predicho teoricamente (en acuerdo con Davis). Pero ahora sabemos que: 1.75/5.09=0.34 (casi 2/3 no son neutrinos electrónicos!!!) Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  28. Implicaciones Astrofísica: • Validación del modelo estandar del Sol y por extensión la • teoría de la evolución estelar. • La energía producida proviene casi enteramente de la cadena p-p • El mejor conocimiento de las reacciones p-p puede ayudar al estudio • de la nucleosíntesis primordial. • Una masa no nula del neutrino puede tener repercusiones en • Cosmología Física Nuclear y de Partículas • Masa no nula de neutrinos no contemplada en la teoria electrodébil • estándar. • Estudio de la oscilación neutrínica en presencia de materia (efecto • MSW) Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

  29. El Futuro: Neutrinos Solares, -Dpt de Física i Enginyeria Nuclear (UPC), 04-2005-

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