Caros Leitores,
Uma equipe
internacional de cientistas conseguiu calcular, pela primeira vez, o número de
diferentes tipos de neutrinos que surgem das entranhas do Sol durante as
reações de fusão que ocorrem na superfície da estrela.
Neutrinos solares revelam como o Sol brilha
Um experimento mediu o espectro de energia de
neutrinos solares associados a 99% das reações nucleares que alimentam o sol. Os
resultados fornecem um vislumbre das profundezas do núcleo solar.
Figura
1 | O experimento Borexino, Gran Sasso, Itália. Um pesquisador está em um
vaso esférico que faz parte do detector de neutrinos Borexino. A
Colaboração Borexino 1 usou
o detector para produzir a primeira medição simultânea dos fluxos de neutrinos
associados às reações nucleares que respondem por 99% da energia do Sol. Crédito: Volker Steger / SPL
A energia é gerada no interior do Sol através de seqüências de
reações nucleares nas quais quatro prótons se fundem para formar um núcleo de
hélio-4. Essas seqüências são acompanhadas pela liberação de duas
partículas conhecidas como neutrinos de elétrons. Modelos sugerem que 99%
da energia nuclear liberada pelo Sol se origina de três seqüências de reação -
conhecidas coletivamente como a cadeia próton-próton ( pp )
- que são iniciadas pela fusão de dois prótons. Em um artigo na Nature ,
a Borexino Collaboration reporta a primeira medição completa dos fluxos de
neutrinos que se originam dessas três seqüências, com base em uma análise de
mais de 2.000 dias de coleta de dados. Os resultados nos ajudam a entender
os detalhes de como e por que o sol brilha.
Neutrinos
interagem fracamente com a matéria e, portanto, escapam quase desimpedidos do
interior do Sol, para chegar à Terra cerca de oito minutos depois. Os
neutrinos solares, portanto, fornecem uma visão direta do forno nuclear no
núcleo do Sol. O experimento Borexino (Fig. 1) detecta esses neutrinos e
determina quanta energia eles têm medindo a quantidade de luz produzida quando
as partículas interagem com o agente de detecção (um líquido orgânico chamado
de cintilador, que é mantido no subsolo para minimizar a quantidade de radiação
de fundo que pode interferir com os sinais de neutrinos). Em contraste com
todos os outros experimentos com neutrinos solares, Borexino pode medir as
energias de neutrinos de alta e baixa energia, o que torna possível estudar a
estrutura do núcleo solar usando uma técnica conhecida como espectroscopia de
neutrinos.
Os neutrinos
de elétrons podem se transformar em dois outros tipos (ou sabores) de neutrinos,
conhecidos como neutrinos de tau e múon, quando viajam para a Terra, um
fenômeno conhecido como oscilação de sabor. O experimento de Borexino é
mais sensível a neutrinos de elétrons do que a neutrinos de tau ou múon, e
assim a oscilação do sabor precisa ser contabilizada quando os fluxos de
neutrinos medidos são usados para calcular os fluxos produzidos no sol. Levando
isso em consideração, os colaboradores da Borexino usaram o fluxo de neutrinos
medido para calcular a energia total gerada por reações nucleares no núcleo do
Sol, com uma incerteza de cerca de 10%, e descobriram que isso é o mesmo que a
saída de fótons medida, mostrando que a fusão nuclear é de fato a fonte de
energia no sol. Este valor, calculado para a quantidade de energia produzida
através de reações nucleares, resultados obtidos pela combinação de dados de
vários experimentos de detecção de neutrinos e coloca as restrições mais
robustas e independentes do modelo na fonte de energia solar.
Os resultados também têm ramificações
interessantes para a física de neutrinos. Combinando seus dados com
previsões de modelos solares padrão, os colaboradores determinam uma quantidade
conhecida como probabilidade de sobrevivência de neutrinos de elétrons (que
descreve a probabilidade de que um elétron-neutrino criado no Sol também seja
detectado como um neutrino de elétrons no detector) para neutrinos produzidos
em quatro reações da cadeia pp . As probabilidades calculadas de sobrevivência incluem o
melhor valor disponível para os neutrinos de baixa energia, que correspondem a
um regime de energia no qual a oscilação do sabor deve ocorrer principalmente
em condições de vácuo. Combinado com as probabilidades de sobrevivência
determinadas para neutrinos de alta energia, as descobertas dão um forte apoio
ao nosso entendimento atual de oscilações de neutrinos - isto é, a ideia
de que neutrinos de baixa energia mudam de sabor à medida que se propagam
através de um vácuo, e que as oscilações de neutrinos de alta energia são
aumentadas por suas interações com elétrons.
Medição abrangente de neutrinos
solares de cadeia pp
Cerca de 99% da energia solar
é produzida por meio de sequências de reações nucleares que convertem
hidrogênio em hélio, a partir da fusão de dois prótons (a cadeia pp ). Os
neutrinos emitidos por cinco dessas reações representam uma sonda única do
funcionamento interno do Sol e, ao mesmo tempo, oferecem um intenso feixe de
neutrinos naturais para a física fundamental. Aqui nós relatamos um estudo
completo da cadeia de pp . Medimos as taxas de dispersão elástica neutrino elétrons
para neutrinos produzidos por quatro reações da cadeia: a fusão do
protão-protão inicial, o decaimento por captura de elétrons de berílio-7, o
corpo de três protão-elétron-protão ( pep) fusão, aqui medida com a mais alta precisão alcançada até agora,
e o decaimento beta-8 de boro, medido com o menor limite de energia. Também
estabelecemos um limite no fluxo de neutrinos produzido pela fusão 3 He – próton
(hep). Essas medições fornecem uma determinação direta da intensidade
relativa das duas terminações primárias da cadeia de pp ( pp- I e pp- II) e uma
indicação de que o perfil de temperatura no Sol é mais compatível com modelos
solares que assumem alta metalicidade de superfície. Também determinamos a
probabilidade de sobrevivência de neutrinos de elétrons solares a diferentes
energias, sondando simultaneamente e com alta precisão o paradigma de conversão
de sabores de neutrinos, tanto no vácuo quanto em regimes dominados pela
matéria.
Os conjuntos de dados
gerados durante o estudo atual estão disponíveis gratuitamente no repositório https://bxopen.lngs.infn.it/ . Informações adicionais
estão disponíveis no porta-voz da Borexino Collaboration (spokesperson-borex@lngs.infn.it)
mediante solicitação razoável.
Os novos resultados
também lançam luz sobre um paradoxo de longa data na física solar, que surge
porque a composição química do Sol não está bem estabelecida. As mais
recentes determinações espectroscópicas completas da metalicidade do Sol (a
abundância de todos os elementos solares mais pesados que o hélio) produziram
um valor 35% menor do que os resultados espectroscópicos mais antigos. Curiosamente,
quando modelos numéricos do interior solar são construídos usando o menor valor
de metalicidade como restrição, as propriedades simuladas estão em desacordo
com o nosso conhecimento da estrutura interior do Sol (que é bem caracterizada
por estudos helioseismológicos) .que analisam as
oscilações produzidas pelas ondas que se propagam através do interior do Sol). Mas
quando os valores mais antigos (mais altos) de metalicidade são usados, as
simulações reproduzem muito bem as propriedades solares. Isso é conhecido
como o problema da abundância solar, e questiona a validade dos modelos atuais
de evolução estelar, ou de métodos espectroscópicos para determinar a
composição do Sol, ou ambos.
No entanto,
as contribuições relativas das três diferentes sequências de reação na cadeia pp ,
determinadas a partir do experimento de Borexino, podem ser usadas para inferir
a temperatura no núcleo solar - uma região que é mal mapeada por estudos
heliossismológicos. Os resultados do Borexino sugerem uma temperatura
central consistente com as previsões de modelos que assumem alta metalicidade
solar. Dito isso, os resultados ainda não são precisos o suficiente para
fornecer uma resposta definitiva ao problema da abundância solar, porque os
fluxos de neutrinos previstos pelos modelos solares de alta e baixa
metalicidade são compatíveis com os novos resultados.
No entanto, o
experimento Borexino pode fornecer uma resposta definitiva no futuro. Cerca
de 1% da energia nuclear da Sun é produzida através de cadeias de reações nucleares
conhecidas como ciclos CNO. Estes ciclos são catalisados pela presença
de carbono, nitrogênio e oxigênio, e assim sua eficiência depende linearmente
da metalicidade solar. Se os fluxos de neutrinos associados aos ciclos de
CNO pudessem ser medidos, então a abundância desses elementos no núcleo solar
poderia ser determinada.
Tais medidas
provaram ser difíceis em Borexino até agora, por causa da radiação de fundo
produzida pelo decaimento radioativo do bismuto-210 (que se forma a partir do
decaimento do urânio-238, um isótopo presente em pequenas quantidades em toda a
matéria no Sistema Solar). Modificações na embarcação que contém o
cintilador líquido foram feitas agora que devem resolver esse problema. A
detecção de neutrinos da CNO não apenas permitiria determinar a metalicidade do
Sol, mas também forneceria evidências diretas de que os ciclos de CNO ocorrem
na natureza. Isso é importante, porque se acredita que os ciclos de CNO
sejam o principal mecanismo pelo qual estrelas mais massivas que o Sol geram energias.
Outra questão
importante na astrofísica é a proposta de existência de mecanismos não
padronizados para a produção ou perda de energia em estrelas. Se tal
mecanismo existir, haverá um desequilíbrio entre a taxa de produção solar de
energia nuclear e a luminosidade (a quantidade total de energia irradiada como
fótons da superfície do Sol). A precisão com que a energia gerada pelas
reações nucleares no Sol pode ser medida precisaria ser aumentada em dez a 1%
para permitir testes de física de partículas não padronizadas. Tal
precisão pode estar fora do alcance do Borexino, mas pode ser possível em
futuros detectores de neutrinos e matéria escura em larga escala.
1.
1
A Colaboração Borexino. Nature 562 ,
505-510 (2018).
2.
2
Bergstrom, J. et
al. J. High Energ. Phys. 3 , 132 (2016).
3.
3
Mikheyev, SP e Smirnov,
AY Yadernaya Fiz . 42 , 1441-1448 (1985).
o
4.
4
Wolfenstein, L. Phys. Rev.
D 17 , 2369 (1978).
5.
5
Asplund, M., Grevesse,
N., Sauval, AJ & Scott, P. Annu. Rev. Astron. Astrofísica 47 ,
481-522 (2009).
6.
6
Grevesse, N. &
Sauval, AJ Space Sci. Rev. 85 , 161-174
(1998).
7.
7
Basu, S. & Antia, HM Phys. Rep. 457 ,
217-283 (2008).
8.
8
Haxton, WC, Hamish
Robertson, RG e Serenelli, AM Annu. Rev. Astron. Astrofísica 51 ,
21-61 (2013).
9.
9
Smirnov, O. Dados
disponíveis em https://doi.org/10.5281/zenodo.1286860 (2018).
o
10.
10
Raffelt, GG Annu. Rev.
Nucl. Particle Sci. 49 , 163-216 (1999).
Fonte:
Publicação Revista Nature - https://www.nature.com/
HélioR.M.Cabral (Economista,
Escritor e Pesquisador Independente na Astronomia, Astrofísica, Astrobiologia e
Climatologia).
Membro da Society for
Science and the Public (SSP) e assinante de conteúdos científicos da NASA
(National Aeronautics and Space Administration) e ESA (European Space Agency).
Participa do projeto S`Cool Ground Observation
(Observações de Nuvens) que é integrado ao Projeto CERES (Clouds and Earth´s
Radiant Energy System) administrado pela NASA.
Participa também do projeto The Globe Program / NASA
Globe Cloud, um Programa de Ciência e Educação Worldwide, que também tem o
objetivo de monitorar o Clima em toda a Terra. Este projeto é patrocinado pela
NASA e National Science Fundation (NSF), e apoiado pela National Oceanic and
Atmospheric Administration (NOAA) e U.S Department of State.
e-mail: heliocabral@coseno.com.br
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