Neutrinos Solares

Em 1931, a existência do neutrino foi postulada pelo físico teórico Wolfgang Pauli. Pauli baseou a esta hipótese na aparente não conservação da energia e momento em certos declínios radioactivos (declínio beta). Pauli sugeriu que a energia em falta seria transportada por uma partícula neutra e invísivel. Mais tarde Enrico Fermi utiliza a hipótese do neutrino (ao qual dá o nome) na construção da sua teoria do declínio beta (interacção fraca). Clide Cowan e Fred Reines (Prémio Nobel 1995) anunciaram em 1959 a descoberta de uma partícula que correspondia às característias esperadas do neutrino.

Os neutrinos são partículas elementares neutras que interagem com a matéria apenas através da força nuclear fraca. A baixa intensidade da força fraca explica o facto de que, para os neutrinos, toda a matéria é practicamtente transparente. Por exemplo, o comprimento de interacção de neutrinos de energias de alguns MeV em chumbo é da ordem de grandeza do ano-luz! O Sol produz grandes quantidades de neutrinos devido aos processos de fusão nuclear e declínio fraco que se dão no seu interior. Os neutrinos solares têm diferentes distribuições de energias (até um máximo de 20 MeV), consoante a reacção nuclear que os produziu.

O défice de neutrinos solares detectados em relação às previsões de modelos de funcionamento so Sol, conhecido como o Problema dos Neutrinos Solares, permaneceu um dos problemas fundamentais da Astrofísica de Partículas por mais de 30 anos. As possibilidades de explicação eram, por um lado, uma séria falha na nossa compreensão dos processos de produção de energia no Sol e por outro, novas propriedades dos neutrinos, uma das partículas fundamentais da Natureza.

Para responder a estas questões, uma colaboração de várias instituições do Canadá, EUA e Reino Unido construiu o Observatório de Neutrinos de Sudbury (Sudbury Neutrino Observatory - SNO), com a sua capacidade única de detectar interacções de neutrinos em água pesada. É sabido que os neutrinos existem em três tipos (ou sabores) diferentes, correspondentes aos três leptões carregados, o electrão, o muão e o tau. Os detectores de neutrinos em operação anteriormente a SNO eram sensíveis exclusivamente ou principalmente aos neutrinos do electrão, enquanto que o uso da água pesada permite a medição do fluxo total dos três tipos de neutrinos. Os neutrinos do electrão podem interagir através da reacção de correntes carregadas enquanto que os neutrinos de qualquer sabor podem interagir através da reacção de correntes neutras. A medição das taxas de contagem de cada uma destas reacções é um passo crítico na resposta à pergunta se os neutrinos mudam de sabor durante o seu percurso entre o centro do Sol e a Terra. Os resultados publicados de SNO puderam já dar uma resposta afirmativa a essa pergunta, simultaneamente confirmando as previsões de fluxo de neutrinos do Modelo Solar Padrão e provando a sua mudança de sabor.

O mecanismo que melhor explica a mudança de sabor e que melhor se ajusta aos dados experimentais, não só de SNO, mas de outras experiências de neutrinos atmosféricos - Super-Kamiokande -, neutrinos de reactor - KamLAND - e neutrinos de acelerador - K2K é o chamado mecanismo das "Oscilações de Neutrinos". Para que os neutrinos oscilem, é necessário que tenham uma massa não-nula, ao contrário do que é considerado no quadro teórico do Modelo Padrão das Partículas Elementares. Este é, portanto, o primeiro sinal de Física para além do Modelo Padrão, desde a sua elaboração nos anos 60.
Mais informaçao sobre a Física de Neutrinos pode ser encotrada aqui.

A Produção de Neutrinos no Sol

A fonte de energia primária no Sol é a chamada cadeia pp de reacções nucleares, no qual quatro protões se fundem para formar

, ou seja,

. As reacções iniciais dominantes são:

(1)

A primeira é aquela em que são produzidos os neutrinos de baixa energia pp. O seu fluxo é a previsão mais sólida do Modelo Solar pois esta reacção está directamente ligada à luminosidade solar total, grandeza para a qual existem medições muito precisas. No entanto, os neutrinos pp são bastante difíceis de detectar devido à sua baixa energia. A maior parte do

é produzido na reacção

(2)

No entanto, aproxiamdamente 15% vem da sequência

(3)

que produz neutrinos a duas energias discretas, uma das quais um pouco acima do espectro dos neutrinos pp. Finalmente, uma reacção mais rara,

(4)

está associada com a produção de 0.02% de . Isto é insignificante do ponto de vista energético, mas o espectro dos neutrinos resultantes estende-se para energias bastante mais elevadas do que o dos neutrinos resultantes das outras reacções, por isso são mais fáceis de detectar. O espectro de energia previsto para os neutrinos da cadeia pp e para o ciclo CNO (mais raro) é apresentado na Figura abaixo.