I neutrini di origine solare sono stati oggetto di rilevamento da diversi decenni: quelli finora osservati sono emessi da reazioni secondarie, ma hanno comunque consentito di studiare le proprietà di queste particelle, come ad esempio il fenomeno dell'oscillazione. Mancava il rilevamento di quelli prodotti dalla reazione di fusione termonucleare che rappresenta la principale fonte di energia solare.Nelle stelle l'elemento prevalente è l'idrogeno: questo ha indotto a pensare che, assodate le alte temperature dei nuclei stellari, siano presenti le condizioni atte ad innescare le reazioni termonucleari di fusione dell'idrogeno in elio. Ovviamente l'idrogeno alle temperature di qualche milione di gradi Kelvin è presente come semplice protone. Questi protoni si urtano incessantemente: poiché sono carichi positivamente, a mano a mano che ridurranno le reciproche distanze, tenderanno a respingersi con forze di crescente intensità e quindi a diminuire la loro velocità. Fino a quando riusciranno ad avvicinarsi? L'avvicinamento è condizionato dall'energia cinetica con cui si urtano e dall'energia richiesta per accostarsi fino a un certo limite. Avendo i protoni carica positiva, tenderanno a respingersi con una forza la cui intensità è direttamente proporzionale alle loro cariche e inversamente proporzionale al quadrato della distanza (legge di Coulomb):F = K0 Q1Q2/r2Dove K0, per cariche poste nel vuoto, è uguale a 1/4pe0 (con e0 costante dielettrica del vuoto). La forza repulsiva crescerà pertanto al diminuire di r e, poiché per r che tende a 0 F tende all'nfinito, si potrebbe prevedere che i due protoni mai potranno venire a contatto anche nel caso in cui l'energia cinetica fosse particolarmente elevata. La situazione è però diversa in quanto la legge di Coulomb è corretta solo se la distanza tra le particelle è maggiore di un valore minimo al di là del quale la legge stessa perde di validità ed entra in gioco una forza attrattiva a breve raggio d'azione che permette l'unione delle particelle stesse (come vedremo tra poco il processo è più complesso in quanto uno dei due protoni andrà incontro al decadimento beta più e si trasformerà in neutrone).In altre parole la cattura di un protone da parte di un altro protone tenderebbe a produrre He2 (2 rappresenta il numero di massa, cioè la somma dei protoni e neutroni presenti nel nucleo). Ricordiamo che un atomo è caratterizzato soprattutto dal numero atomico, cioè dal numero di protoni. Nel caso in questione numero di massa e atomico coincidono. I protoni, però, non interagiscono solo mediante la forza nucleare forte, ma anche attraverso la forza debole: questo è il modo nel quale due protoni possono produrre un nucleo stabile di deuterio. Il deuterio è un isotopo dell'idrogeno avente numero di massa 2 (1 protone + 1 neutrone) che prende origine dalla <<trasformazione>> di un protone in neutrone a seguito del cosiddetto decadimento beta più. In questo tipo di processo una forza, sconosciuta fino al 1933, fa sì che sia creata una coppia di particelle (un positrone e un neutrino) che non preesistono nel nucleo. In sintesi la reazione è la seguente: H1 + H1 dà origine a D2 + e+ + neoppure p + p dà origine a D2 + e+ + nedove H1 rappresenta il protone (nucleo d'idrogeno), D2 il nucleo di deuterio, e+ il positrone, ne il neutrino. Questo insieme di reazioni è noto come catena p-p o reazione pp. I neutrini prodotti sono indicati spesso anch'essi come neutrini pp e, a causa della loro bassa energia, non era riuscito il loro rilevamento.Attualmente, però, con l'esperimento Borexino effettuato nei laboratori nazionali del Gran Sasso, l'equipe internazionale guidata da Gianpaolo Bellini ha annunciato la loro "osservazione". Questo studio, pubblicato sulla rivista internazionale Nature, ha rivelato che circa il 99% della luminosità solare è generato dalla reazione sopra descritta.Si può sostanzialmente dire che questo tipo d'osservazione ha consentito di studiare "in diretta" la produzione di energia solare. I neutrini, infatti, una volta prodotti nel nucleo del Sole, risalgono in un paio di secondi in superficie e in circa 8 minuti arrivano sulla Terra. Questo è dovuto al fatto che, non interagendo con la materia, riescono ad attraversarla pressoché impunemente. I raggi gamma prodotti nella stessa reazione, a causa dell'enorme densità delle parti interne del Sole, impiegano circa 100000 anni a giungere in superficie e ad uscire come luce visibile dalla fotosfera solare.Il confronto fra energie dei neutrini pp e quella della radiazione elettromagnetica emessa oggi dal Sole ha consentito di confermare che la nostra stella produce da almeno 100000 anni la stessa quantità di energia.É bene ricordare che la reazione nucleare sopra riportata va inquadrata nel cosiddetto Modello standard (MS). Si tratta di una teoria fisica che descrive tre delle quattro forze fondamentali note: l'interazione elettromagnetica, l'interazione debole (queste sono state unificate nell'interazione elettrodebole), l'interazione forte e tutte le particelle elementari ad esse collegate.Il Modello standard è stato oggetto di buone verifiche sperimentali, ma non comprendendo l'interazione gravitazionale, non può essere considerato una teoria che tratti esaustivamente quelle che sono note come le interazioni fondamentali.N.B. Faccio presente che il box di videoscrittura non supporta la necessaria simbologia, per cui il simbolo del neutrino (lettera greca ni) e della lettera pi greco non sono corretti. Anche la lettera greca beta non è supportata.
I neutrini solari mancanti
I neutrini di origine solare sono stati oggetto di rilevamento da diversi decenni: quelli finora osservati sono emessi da reazioni secondarie, ma hanno comunque consentito di studiare le proprietà di queste particelle, come ad esempio il fenomeno dell'oscillazione. Mancava il rilevamento di quelli prodotti dalla reazione di fusione termonucleare che rappresenta la principale fonte di energia solare.Nelle stelle l'elemento prevalente è l'idrogeno: questo ha indotto a pensare che, assodate le alte temperature dei nuclei stellari, siano presenti le condizioni atte ad innescare le reazioni termonucleari di fusione dell'idrogeno in elio. Ovviamente l'idrogeno alle temperature di qualche milione di gradi Kelvin è presente come semplice protone. Questi protoni si urtano incessantemente: poiché sono carichi positivamente, a mano a mano che ridurranno le reciproche distanze, tenderanno a respingersi con forze di crescente intensità e quindi a diminuire la loro velocità. Fino a quando riusciranno ad avvicinarsi? L'avvicinamento è condizionato dall'energia cinetica con cui si urtano e dall'energia richiesta per accostarsi fino a un certo limite. Avendo i protoni carica positiva, tenderanno a respingersi con una forza la cui intensità è direttamente proporzionale alle loro cariche e inversamente proporzionale al quadrato della distanza (legge di Coulomb):F = K0 Q1Q2/r2Dove K0, per cariche poste nel vuoto, è uguale a 1/4pe0 (con e0 costante dielettrica del vuoto). La forza repulsiva crescerà pertanto al diminuire di r e, poiché per r che tende a 0 F tende all'nfinito, si potrebbe prevedere che i due protoni mai potranno venire a contatto anche nel caso in cui l'energia cinetica fosse particolarmente elevata. La situazione è però diversa in quanto la legge di Coulomb è corretta solo se la distanza tra le particelle è maggiore di un valore minimo al di là del quale la legge stessa perde di validità ed entra in gioco una forza attrattiva a breve raggio d'azione che permette l'unione delle particelle stesse (come vedremo tra poco il processo è più complesso in quanto uno dei due protoni andrà incontro al decadimento beta più e si trasformerà in neutrone).In altre parole la cattura di un protone da parte di un altro protone tenderebbe a produrre He2 (2 rappresenta il numero di massa, cioè la somma dei protoni e neutroni presenti nel nucleo). Ricordiamo che un atomo è caratterizzato soprattutto dal numero atomico, cioè dal numero di protoni. Nel caso in questione numero di massa e atomico coincidono. I protoni, però, non interagiscono solo mediante la forza nucleare forte, ma anche attraverso la forza debole: questo è il modo nel quale due protoni possono produrre un nucleo stabile di deuterio. Il deuterio è un isotopo dell'idrogeno avente numero di massa 2 (1 protone + 1 neutrone) che prende origine dalla <<trasformazione>> di un protone in neutrone a seguito del cosiddetto decadimento beta più. In questo tipo di processo una forza, sconosciuta fino al 1933, fa sì che sia creata una coppia di particelle (un positrone e un neutrino) che non preesistono nel nucleo. In sintesi la reazione è la seguente: H1 + H1 dà origine a D2 + e+ + neoppure p + p dà origine a D2 + e+ + nedove H1 rappresenta il protone (nucleo d'idrogeno), D2 il nucleo di deuterio, e+ il positrone, ne il neutrino. Questo insieme di reazioni è noto come catena p-p o reazione pp. I neutrini prodotti sono indicati spesso anch'essi come neutrini pp e, a causa della loro bassa energia, non era riuscito il loro rilevamento.Attualmente, però, con l'esperimento Borexino effettuato nei laboratori nazionali del Gran Sasso, l'equipe internazionale guidata da Gianpaolo Bellini ha annunciato la loro "osservazione". Questo studio, pubblicato sulla rivista internazionale Nature, ha rivelato che circa il 99% della luminosità solare è generato dalla reazione sopra descritta.Si può sostanzialmente dire che questo tipo d'osservazione ha consentito di studiare "in diretta" la produzione di energia solare. I neutrini, infatti, una volta prodotti nel nucleo del Sole, risalgono in un paio di secondi in superficie e in circa 8 minuti arrivano sulla Terra. Questo è dovuto al fatto che, non interagendo con la materia, riescono ad attraversarla pressoché impunemente. I raggi gamma prodotti nella stessa reazione, a causa dell'enorme densità delle parti interne del Sole, impiegano circa 100000 anni a giungere in superficie e ad uscire come luce visibile dalla fotosfera solare.Il confronto fra energie dei neutrini pp e quella della radiazione elettromagnetica emessa oggi dal Sole ha consentito di confermare che la nostra stella produce da almeno 100000 anni la stessa quantità di energia.É bene ricordare che la reazione nucleare sopra riportata va inquadrata nel cosiddetto Modello standard (MS). Si tratta di una teoria fisica che descrive tre delle quattro forze fondamentali note: l'interazione elettromagnetica, l'interazione debole (queste sono state unificate nell'interazione elettrodebole), l'interazione forte e tutte le particelle elementari ad esse collegate.Il Modello standard è stato oggetto di buone verifiche sperimentali, ma non comprendendo l'interazione gravitazionale, non può essere considerato una teoria che tratti esaustivamente quelle che sono note come le interazioni fondamentali.N.B. Faccio presente che il box di videoscrittura non supporta la necessaria simbologia, per cui il simbolo del neutrino (lettera greca ni) e della lettera pi greco non sono corretti. Anche la lettera greca beta non è supportata.