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Eliosismologia

Test accurati del modello standard della struttura solare

Oscillazioni di porzioni della superficie solare

generate

Onde sonore (di pressione) dai moti

di convezione (“p-modes”)

Fenomeno studiato sfruttando effetto Doppler

Periodo caratteristico ~5 min

- Osservazione terrestre

7

- SOHO ~10 modi di oscillazione

La distribuzione statistica delle oscillazioni dipende dalla velocità del suono

[ ]

[ ]

ρ

= −

= ⋅

c dP / d − −

⋅ ⋅ ⋅ 2 2

2 - 2 3 cm s

(g cm s )cm /g cm

s

Onde sismiche: deviate in corrispondenza di discontinuità (forte gradiente)

Modi a grande scala onde generate presso il centro del sole

Modi su piccola scala onde in superficie

Analisi oscillazioni

Misura di precisione della velocità del suono: da R (superficie) a ~0.1 R

Eliosismologia

Helioseismology

Jørgen Christensen-Dalsgaard

Rev. Mod. Phys. 74, 1073–1129 (2002) µ = →

3000 Hz 3mHz 5.5min

Eliosismologia

Helioseismology

Jørgen Christensen-Dalsgaard

Rev. Mod. Phys. 74, 1073–1129 (2002) − →

= × 7 28.9d

400nHz 4 10 Hz

Eliosismologia

Stato dell'arte: Esempio

Determinazione accurata del raggio a cui si instaura la convezione

Derivata

Velocità del suono

Cambiamento di pendenza nella curva di velocità

Discontinuità nella derivata dv/dr

Corrisponde a r = 0.711 R

Discrepanza dell’1% con modello solare standard (ora risolta!)

Eliosismologia

Attualmente:

Residui della curva misurata di velocità del suono (al quadrato) rispetto alla

predizione del modello standard.

I residui sono entro lo 0.4%

Discrepanze significative, ancora non spiegate

(e.g. picco vicino alla transizione alla zona di convezione, r/R ~ 0.7)

Grande confidenza nel modello standard (SSM)

Neutrini solari

Verifica dei modelli di struttura stellare: osservazione alla superficie delle

stelle, l’interno è opaco ai fotoni

∼10 7

I fotoni impiegano yr per emergere alla superficie

Le reazioni nucleari (PP, CNO) nel sole generano un flusso enorme di neutrini

• Plasma essenzialmente trasparente ai neutrini

∼8.5

• Ci giungono in min direttamente dalle zone centrali del Sole

Misura molto difficile

Unità di misura per flusso di neutrini:

Solar Neutrino Unit -36

SNU ( ) = 10 catture di neutrini per atomo per secondo

Il processo della reazione PP: +

+ → + +

p p d e ν

produce la maggior parte dei neutrini solari.

Poco energetici difficili da osservare.

Processo PP-III neutrini più energetici, flusso più basso

Neutrini solari

Catena pp

ρ -3 6

= 100 g cm , T=15x10

Energy Liberated (MeV)

Reaction non-neutrino neutrino Lifetime

( ) ν

+

+ + +

1 1 2

A H H H e 9

0.16 0.26 8x10 years

e

γ

+ −

+ ⇒

e e 1.02

( ) γ

+ +

PPI ⇒

2 1 3

B H H He 5.49 1.5 sec

( ) + +

3 3 4 1 5

C He He He 2 H 12.86 2.4x10 years

( ) γ

+ +

3 4 7 6

1.59 10 years

D He He Be

( ) ν

+ +

7 7 0.06 0.80 0.4 years

E Be e Li

PPII e

( ) γ

+ +

⇒ 17.35 10 minutes

7 1 8 *

F Li H Be ( )

( ) -16

10 seconds

⇒ ⇒

8 * 4 *

G Be 2 He excited state

( ) γ

+ +

⇒ 0.13 66 years

7 1 8

H Be H B

( ) 10.78 7.2 1 second

ν

PPIII +

+ +

8 8 *

I B Be e e

( ) ⇒

8 * 4

J Be 2 He Neutrini solari

Ciclo del Carbonio

Flussi aspettati Variante molto rara della pp

Neutrini solari di max energia: 18 MeV

(flusso bassissimo!)

Neutrini solari

Spettro dei neutrini solari

Percentuali:

Incertezze del modello Rivelatori di neutrini solari: grandi vasche riempite

Rivelatori di sostanze liquide, i cui nuclei reagiscano con

neutrini di una certa energia.

Problema: Fondo di raggi cosmici

E’ necessario condurre gli esperimenti sotto terra

lo strato di roccia assorbe i raggi cosmici ma non

i neutrini

Neutrini solari

Il primo esperimento (fine anni ‘60):

Miniera di Homestake (South Dacota, USA)

1.5 km profondità

Vasca contenente circa 400,000 litri di C Cl

2 4

Tetracloroetilene

Il Cloro interagisce con i neutrini solari

trasformandosi in Argon −

+ → +

37 37

Cl Ar e

ν

37

I nuclei di Ar sono radioattivi

il decadimento viene rivelato con normali

Raymond Davis Jr.

detectors in laboratorio Nobel per la Fisica 2002

Ulteriori precauzioni: 37

Necessaria massima purezza (assenza di Ar) nel liquido iniziale

Contaminazione da radioattività naturale nella roccia

Schermo esterno con grandi quantità di H O

2

Neutrini solari - Homestake

Miniera di Homestake

(Lead, South Dacota, USA), Sistema di recupero dell’Argon e detection

1.5 km profondità

Vasca contenente 490,000 litri di C Cl

2 4 ∼

Efficienza: un evento ogni 2 giorni

Risultato

∼8

Previsione modello Solare standard: SNU

∼2.6

Flusso misurato: SNU (∼ 1/3 del valore aspettato!)

Neutrini solari - Gallex

(LNGS), 1.400 m sotto terra

Laboratori Nazionali del Gran Sasso

Sfrutta la trasformazione del Gallio in Germanio

Result: 77.5 +/- 8 SNU

SSM prediction: 129 +8/-6 SNU (BP98) SSM prediction

Combined

result


PAGINE

28

PESO

4.27 MB

AUTORE

Atreyu

PUBBLICATO

+1 anno fa


DESCRIZIONE DISPENSA

Materiale didattico per il corso di Astronomia del Prof. Marco Bersanelli, all'interno del quale sono affrontati i seguenti argomenti: la struttura stellare, modelli stellari; il modello del sole e l'eliosismologia; i neutrini solari e gli esperimenti sui neutrini solari; l'evoluzione stellare.


DETTAGLI
Esame: Astronomia
Corso di laurea: Corso di laurea in fisica
SSD:
Università: Milano - Unimi
A.A.: 2012-2013

I contenuti di questa pagina costituiscono rielaborazioni personali del Publisher Atreyu di informazioni apprese con la frequenza delle lezioni di Astronomia e studio autonomo di eventuali libri di riferimento in preparazione dell'esame finale o della tesi. Non devono intendersi come materiale ufficiale dell'università Milano - Unimi o del prof Bersanelli Marco.

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