)
teoricamente teriam massa zero,
não têm carga elétrica e
interagem muito fracamente com a matéria -
um neutrino pode atravessar anos-luz de
chumbo sólido sem interagir com um só átomo!
Sua secção de choque é da ordem de
,
de modo que seu livre caminho médio no interior do Sol
(
, onde n
é a densidade média de matéria
no interior do Sol)
é equivalente a 109
raios solares.
Wolfgang Pauli
, em que um
nêutron se transforma espontâneamente em um
próton, emitindo um elétron.
A vida média de um nêutron livre é de aproximadamente 12 minutos.
Pauli propôs que
a diferença de energia estava sendo carregada por
uma partícula neutra de difícil detecção,
o neutrino. Ele recebeu o prêmio Nobel em 1945.
Frederick Reines e Clyde Cowan
Raymond Davis e seu experimento
Em 1968, Raymond Davis Jr. (1914-2006) e seus colaboradores, do Brookhaven National Laboratories, decidiram detectar estes neutrinos colocando um tanque com 600 toneladas (378 000 litros) de fluído de limpeza percloroetileno (C2Cl4), do tamanho de um vagão de trem, no fundo de uma mina de ouro a 1500m de profundidade na cidade de Lead, na Dakota do Sul. Como aproximadamente um quarto dos átomos de cloro está no isótopo 37, ele calculou que dos 100 bilhões de neutrinos solares que atravessam a Terra por segundo, alguns ocasionalmente interagiriam com um átomo de cloro, transformando-o em um átomo de argônio. Como o argônio37 produzido é radiativo, com vida média de 35 dias, é possível isolar e detectar estes poucos átomos de argônio dos mais de 1030 átomos de cloro no tanque. Periodicamente o número de átomos de argônio no tanque seria medido, determinando o fluxo de neutrinos.
Quando o experimento começou a funcionar, quase nenhum neutrino foi detectado. De acordo com a melhor estimativa teórica, deveriam ser detectados alguns eventos por dia, demonstrando que nossa compreensão do Sol, ou dos neutrinos, não era tão completa quanto se acreditava. A diferença entre o experimento e a teoria passou a ser conhecida como o problema do neutrino solar. Davis recebeu o prêmio Nobel em 2002, pela sua descoberta.
A dificuldade maior do experimento de Davis é que ele só consegue detectar neutrinos com energia maior que 0,81 MeV e, portanto, não consegue detectar o neutrino produzido na cadeia principal do ciclo p-p, dominante no Sol, pois este neutrino só tem 0,42 MeV de energia e tem um fluxo de 6,4 × 1010 neutrinos/cm2/s aqui na Terra. Muitos cientistas trabalharam em melhorar as aproximações nos cálculos do fluxo de neutrinos que deveriam ser detectadas pelo experimento de Davis, como uma melhor taxa de reação nuclear, bem como testar rigorosamente o experimento. Hoje em dia outros experimentos de detecção de neutrino estão ou estiveram em operação ao redor do mundo, Kamiokande I e II, e IMB (Irvine-Michigan-Brookhaven), que só detecta neutrinos com energia maior que 7,3 MeVs, através da radiação Cerenkov emitida por elétrons acelerados a velocidades superiores à da luz na água, de 225 000 km/s.
Imagem cobrindo 90°x90° somando-se 500 dias de observação
do SuperKamiokande, o detector com 50 000 toneladas de
água no Japão que entrou em operação em abril de 1996,
sob a orientação de Masatoshi Koshiba (1929-). Esta imagem mostra os elétrons
secundários induzidos pelos neutrinos com
energia entre 7 e 25 MeV. O espalhamento
secundário desfocaliza a imagem.
A melhor explicação para o fenômeno envolve as propriedades dos próprios neutrinos, e não as propriedades do Sol. Entre o tempo que os neutrinos são gerados e o tempo que eles chegam à Terra, parte dos neutrinos sofre reações que muda sua identidade, passando de neutrino de eléctron para neutrino de múon ou neutrino de táon, tornando-os inacessíveis aos experimentos, que só medem neutrinos de elétrons. Este processo de mudança chama-se oscilação de neutrinos e foi detectada em 1998 em um experimento no SuperKamiokande. Para que estas mudanças de identidade ocorram, cada tipo de neutrino precisa ter uma massa diferente de zero e diferentes entre si, e isto é predito em algumas teorias de Grande Unificação das forças (GUT). Esta massa pode ser detectada em laboratório, e existem diversos experimentos em elaboração para medí-la, mas até agora só se conseguiu medir limites superiores [m(νe)c2 < 2,2 eV para o neutrino do elétron, 170 keV para o neutrino do muon e 15,5 MeV para o neutrino do taon), da ordem de centenas de vezes menor que a massa do eléctron.
No Sudbury Neutrino Observatory, em Ontário, Canadá, com 1000 toneladas de
água pesada e 9456 fotomultiplicadoras, a 2070
metros de profundidade, operando desde novembro de 1999,
foi medido um fluxo de neutrinos provenientes da reação envolvendo
o Berílio8 de
5,44±0,99 ×106 cm-2s-1,
com evidência de oscilação de neutrinos e que indica que
a soma das massas dos 3 tipos de neutrinos
está entre 0,05 a 8,4 eV.
Estas massas levam à contribuição
dos neutrinos na massa do Universo entre 0,001 e 0,18 da densidade crítica.
Quando o neutrino do elétron colide com o deutério da água pesada,
ocorre a reação (mediada pela corrente com carga)
|
Øystein Elgarøy et al., no artigo New Upper Limit on the Total Neutrino Mass from the 2 Degree Field Galaxy R edshift Survey, publicado no Physical Review Letters, 89, 61301 de 19 July 2002, obtém indiretamente pelo efeito na órbita das galáxias, 2,2 eV para o limite superior da massa combinada dos tres tipos de neutrinos e uma contribuição máxima de 13% para a massa do Universo.
Portanto o problema do neutrino solar nos revelou mais sobre a física fundamental do que sobre a astrofísica estelar.
O detector de neutrinos KamLAND (Kamioka Liquid-scintillator Anti-Neutrino Detector), consiste de uma kilotonelada de líquido de cintilação ultra-puro mantido em um balão atmosférico e circundado por 1 879 fotomultiplicadoras, que detectam as minísculas faíscas de luz produzidas quanto um neutrino interage com o líquido. Os neutrinos detectados têm energia superior a 2,6 MeV, e são produzidos principalmente pelos 69 reatores nucleares do Japão e Coréia. Os reatores produzem neutrinos por decaimento β, cerca de 6 antineutrinos de elétrons por cada fissão nuclear, resultando num fluxo de 9,3 × 1020 neutrinos/cm2/s, para um gerador de 5 GWth.
S. Abe e colaboradores publicaram em 2008,
no
Physical Review Letters, 100, 221803, os resultados dos
dados de 2002 a 2007, com um total de 1609 neutrinos detectados,
do total de 2179 eventos previstos dos reatores, se não
houvesse desaparecimento dos neutrinos.
Os pesquisadores concluíram, com
um nível de confiança de 99,99%,
que a não detecção dos neutrinos faltantes somente é consistente
com a oscilaçao de neutrinos, isto é, na transformação dos neutrinos,
após produzidos e antes de serem detectados, de neutrinos de
elétrons para neutrinos de múons ou de táons, com
m = 8,71±0,07 meV.
Um dos milhares de modos de oscilação solar, usados para estudar a estrutura interna do sol.
p+p+e-+radiação Cerenkov
