sgtalk eg 2k4a1

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Published on October 16, 2007

Author: Alohomora

Source: authorstream.com

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Por qué brillan las estrellas y el problema de los neutrinos solares :  Tributo a Raymond Davis (University of Pennsylvania and Brookhaven Natl. Lab), Masatoshi Koshiba (University of Tokyo), Riccardo Giacconi (Associated Universities Inc.) Premios Nobel 2002 Por qué brillan las estrellas y el problema de los neutrinos solares Por qué brillan las estrellas y el problema de los neutrinos solares:  Por qué brillan las estrellas y el problema de los neutrinos solares Esquema de la charla: ¿De qué esta hecho el mundo? Breve historia de los neutrinos Decaimiento beta – Leyes de conservación Descubrimiento de la Fuerza débil – Fermi Como se genera la energía en el Sol El problema de los neutrinos solares Experimentos – Davis, Kamiokande, SON Resultados recientes – Conclusiones El hombre se ha preguntado desde hace mucho tiempo, :  El hombre se ha preguntado desde hace mucho tiempo, ”¿De qué está hecho el mundo?" y ”¿Qué lo mantiene unido?" En la antigüedad :  En la antigüedad De Grecia heredamos el anelo de explicar racionalmente el mundo. Apuesto a la aproximación animista o sobrenatural. En la Grecia antigüa, algunos pensaban que todas las cosas del mundo estaban compuestas por cuatro elementos: Tierra (sólidos) Agua (Líquidos) Aire (gases ) Fuego (?) Eter (Cuerpos Celestes) Hoy sabemos que el mundo está hecho de Atomos:  Hoy sabemos que el mundo está hecho de Atomos Democritus (400 AC) Dalton (1800), Avogadro (1810), etc. Sin embargo los átomos no son elementales sino que son dividibles Atomos - Nucleos - Nucleones - Quarks:  Sin embargo los átomos no son elementales sino que son dividibles Atomos - Nucleos - Nucleones - Quarks Núcleo atómico :  Núcleo atómico Breve historia de los Neutrinos:  Breve historia de los Neutrinos H. Becquerel -1896, y Pierre y Marie Curie descubren la radioactividad natural – Los Núcleo atómicos se desintegran espontáneamente 238U234Th+4He+Q Decaimiento Beta ¿Por que tiene un espectro continuo? :  Decaimiento Beta ¿Por que tiene un espectro continuo? Los espectro a y g son discretos, consistentes con la M.C. y los principios de conservación El Beta es continuo ??? Decaimiento Beta Principios de Conservación:  Decaimiento Beta Principios de Conservación Propuesta de N. Borh 1932 “At the present stage of atomic theory, there is no argument, either empirical or theoretical, for upholding the energy conservation in b-decay...” n p+ +e- ½ ¹ ½ + ½ El decaimiento b parecía violar la conservación de: la energía, el momento lineal y el momento angular !!! Pauli (1933) Sugiere la existencia de una nueva partícula sin carga y spin 1/2 . Nace el neutrino:  Nace el neutrino Fuerza electro-débil E. Fermi -1934. n p+ + e- + n ½  ½ + ½ + ½ Explica el espectro continuo y descubre la universalidad de la fuerza débil. Fuerza nuclear fuerte Fuerza electromagnética Fuerza Nuclear Débil Fuerza Gravitatoria Teoría de Fermi del Decaimiento Beta:  Teoría de Fermi del Decaimiento Beta Teoría de Fermi del Decaimiento Beta:  Teoría de Fermi del Decaimiento Beta La revista Nature rechazó el trabajo de Fermi en 1934, con el argumento que: “Contenía ideas demasiadas especulativas y remotas de la realidad para se de interés a los lectores de Nature” The theory of beta decay was formulated by Enrico Fermi in 1934 in a paper which was rejected by the journal Nature because "it contained speculations too remote from reality to be of interest to the reader.'‘ Fuerzas de la Naturaleza :  Fuerza Nuclear Fuerte: Liga los protones y neutrones en el núcleo Fuerza Electromagnética: Liga electrones a los núcleos para formar átomos y moléculas (Química) Fuerza Nuclear Débil: Induce el decaimiento radioactivo. Fuerza Gravitatoria: Liga los planetas al Sol a nosotros a la Tierra, las Galaxias, etc. UNIVERSAL Fuerzas de la Naturaleza Interacción Débil Cronología:  Interacción Débil Cronología 1933-1934 – Pauli – Fermi – Interacción Débil -Nobel 1939 1959 – C. Cowan – F. Reines – Detectan antineutrinos – Nobel 1995 1956 – Yang- Lee (Wu) Violación de la Paridad – Nobel 1957 1962 – Ledderman- Schwartz- Steinberger – nm Nobel 1988 1968 – Croning – Fitch - CP– Nobel 1980 1960-70- Salam- Glashow- Weinberg Teoría eléctrodebil –– Nobel 1979 1981 – C. Ribbia Descubre W± y Z0 – Nobel 1984 Modelo estándar de las partículas :  Modelo estándar de las partículas Gravitatoria: La más débil y universal de todas. Actúa sobre todas las partículas. Es de largo alcance Nuclear Débil: Afecta a los Quarks y Leptones. Es de muy corto alcance. Responsable del decaimiento beta. Electromagnética: Afecta a las partículas con carga eléctrica. Nuclear Fuerte: Afecta solo a los Quarks y a partículas compuestas de Quarks (protones y neutrones). Responsable de la estabilidad de los núcleos. Es de corto alcance. I II III         Partículas Interacciones La masa del neutrino:  La masa del neutrino # Sección eficaz de Interacción:  Sección eficaz de Interacción ¿Cuál es el espesor de un ladrillo de Pb para atenuar un has de n a la mitad? s(ne+e) » 10 -40 cm2 El espesor de la pared de Plomo debería de ser de 1 año luz aproximaamente!! Comparación de las energías de reacción:  Una de las reacciones químicas más energéticas es: CH4 + 2 O2 2H2O+ CO2 +Qquim ,  Qquim=212kcal/mol H2 + 1/2 O2 H2O+ Qquim ,  Qquim=68,3 kcal/mol Qquim=2.96 ev/reac 2H+2n 4He +Q nucl,  Q nucl=15.8 MeV/reac Q nucl=1.58 107 eV/reac = 5.3 106 Qquim Q nuclear » 106 Qquímica Comparación de las energías de reacción Energía Nuclear  E=m.c2:  Energía Nuclear  E=m.c2 2 H +2 n  4He Masa(2H)+Masa(2neutrones)  Masa (4He) DM =Masa(2H)+Masa(2n)-Masa(4He) E=Dm c2 = Energía de Fusión Aston demostró esto en 1920 Sol:  Temperatura Central 15 x 106 K ( ~1 keV ) 6000 K en Sup. Densidad en centro 150gr/cc H-abundancia centro 0.34 Masa = 1.99 x 1030 kg Luminosidad= 3.86 x 1026 W Radio = 6.96 x 108 m DT-Sol= 1.4 x 1011 m Edad = 4.6 x 109 años Constante Solar =CS= 1.340 kW/m2 Sol C.S.=Constante Solar Potencia Irradiada por el Sol = Luminosidad= 4p DT-Sol2. CS = 3.86 x 1026 W Como se mide la constante Solar:  Como se mide la constante Solar Radiación solar Radiación solar Aislante termico Telgopor Resitencia Mido Potencia La constante Solar (CS) :  Constante Solar =CS= 1.340 kw/m2 Argentina tiene unos 4x106 km2. Por lo tanto recibe: P = CS. Area» 4 x1012 kW A precios del mercado » 0.05 U$S/kwh Cada habitante debería pagar 15.000 U$S/día Luminosidad del Sol= Area x CS= 3.86 x 1026 W La constante Solar (CS) ¿Cómo es el Sol ?, ¿Por qué calienta?:  ¿Cómo es el Sol ?, ¿Por qué calienta? Anaxágoras (500-428 aC)- Laplace (1749-1827): Una Piedra Incandescente En el medioevo: Fuego Perfecto (hasta que Galileo descubre las manchas solares) W. Herchel (1738-1822) Esfera sólida en estado de ignición. H. Von Helmholtz (1821-1894) y Lord Kelvin (1824-1907): Modelos físicos con base científica Giordano Bruno (1580) Las estrellas son soles - Quemado por hereje Origen de la energía del Sol Hipótesis 1:Energía generada por meteoros :  NO ! DE=-G.Msol.m/Rsol  Psol = (G.Msol/Rsol).dMsol/dt dMsol/dt=2 104 kg/s » 6.4 1011 Kg/año por Millón de años Esto tendría efectos observables en las orbitas de los planetas. Origen de la energía del Sol Hipótesis 1:Energía generada por meteoros Energía del Sol – Hipótesis 2: Origen Gravitatorio:  Gravitatoria: El Sol se “achica” Lord Kelvin - Helmholtz: 30 millones de años !! Debate Darwin- Kelvin (300 Ma Vs 30 Ma) NO ! Reacciones Químicas?: Energía del Sol – Hipótesis 2: Origen Gravitatorio Energía del Sol Hipótesis 3: Origen Químico:  Reacciones Químicas? 2H2+O22H2O Psol=3.9 x1026 W - N_atomos_sol~1.2 x1057 Atomos(H) e= Energía en ev por reaccción -Edad = 4.6 x 109 years No hay suficiente oxigeno en el Sol ni agua e(ev/reac) ~ 1 MeV  La energía de Sol es de Origen Nuclear Energía del Sol Hipótesis 3: Origen Químico NO ! Fusión Nuclear en el Sol Hipótesis actual :  Fusión Nuclear en el Sol Hipótesis actual Tcentro~15 x 106 K ~ 1 keV << Barrera Coulomb (pp) (1000 KeV) p+p 2He ( No es estable – No existe !!!) p+p (p+n)+e++n D+e++n Interacción débil D+p  3He+g 3He+3He  4He+2p+g En Resumen: 4p  a + 2e+ +2ne + 26 MeV Interacciones Fuertes – Rápidas T1/2~ 109 años - Esta reacción es el “Ancora del Sol” Abundancias en el Sol:  Abundancias en el Sol Temperatura Central 15 x 106 K ( ~1 keV ) - 6000 K en Sup. Densidad en centro:150gr/cc Central H-abundancia= 0.34 Energía Solar :  Principal Fuente: 4p  a + 2e+ + 2ne + 26MeV Si esta es la reacción, tiene que llegar copisomente neutrinos desde el Sol Además, la energía emitida (Luminosidad) debe estar ligada al número de neutrinos emitidos por el Sol Energía Solar Experimento de Davis (1968-2002) :  400 m3 (C2Cl4) - 1500 m de Profundidad 1030 Moléculas de C2Cl4 Dos átomos de 37Ar (T1/2=35 d)por día < 60 Ar/Mes 60 átomos en 1030 cada mes !!!! -- Año 1968 Homestake Au Mine - S. Dakota Experimento de Davis (1968-2002) Ejercicios: :  Tierra: R=6300 Km Un grano de arena 1/4 mm En todas las playas de la Tierra (1km*1m*2Long.Tierra) » 10 21 Granos Arena En toda la Tierra » 1030 Granos Arena Davis: Equivalente a encontrar 60 granos en toda la Tierra Ejercicios: Slide33:  Masa = 600 tons (2.16 x 1030 Cl-átomos) SSM~1.5 átomos/días Observedo/Predicho =0.32±0.03 37Cl 2.5 ±0.2 8.1 8B 7Be 1.1 6.1 40 Atomos de Ar en 1030 Moléculas (1mes) Teoría Experimento Detector SOLO sensible a ne Faltan 2/3 de los Neutrinos del Sol !!! ¿ Donde Están ?? Resultados del experimento de Davis (ne + 37Cl  e- + 37Ar) Resultados de otros experimentos Ga Experiments (ne + 71Ga 71Ge+e-) (GALLEX/GNO,SAGE):  Resultados de otros experimentos Ga Experiments (ne + 71Ga 71Ge+e-) (GALLEX/GNO,SAGE) GALLEX/GNO 30.3 ton Gallium SSM 1.18 atoms/day SAGE 7 toneladas Ga metálico SSM 128+9 –7 SNU Threshold = 233 keV Counting eff. 39.6 % 71Ge half life= 11.43 days Extraction efficiency (3-4 weeks) 99% GALLEX/GNO 0.58 ± 0.05 SNU SAGE 0.59±0.06 SNU Sensible a los Neutrinos ne --> pp Super-Kamiokande :  50,000 ton water Cherenkov detector (22.5 kton fiducial volume) Livetime (exposure): 1496 days May 31st, 1996 to July 15th, 2001 Sensible a Todos los Neutrinos nx --> 8B Masatoshi Koshiba Super-Kamiokande Efecto Cherenkov:  Efecto Cherenkov

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