Neutrinos solares

Neutrinos solares surgem na fusão nuclear no interior do Sol. Eles são de longe os neutrinos mais numerosos que nos alcançam — e o único mensageiro que vem do núcleo solar diretamente até nós.

Cerca de 65 bilhões deles atravessam a cada segundo um centímetro quadrado da sua pele.

Por que eles são o único olhar direto

A luz do Sol provém de sua superfície. A energia que ela carrega foi gerada no núcleo — mas para o caminho até fora ela precisou de dezenas de milhares de anos, porque foi absorvida e reemitida incontáveis vezes.

O que vemos no céu é, portanto, um relatório muito antigo. Sobre o estado do núcleo de hoje ele nada diz.

Os neutrinos deixam o núcleo sem obstáculos e estão aqui após bons oito minutos. Quem os conta assiste ao Sol queimando neste instante.

Os dois caminhos da fusão

Hans Bethe descreveu em 1939 dois caminhos pelos quais as estrelas fundem hidrogênio em hélio.

A cadeia próton-próton fornece no Sol cerca de 99 por cento da energia. Quatro prótons tornam-se, por vários passos intermediários, um núcleo de hélio; nisso surgem pósitrons e neutrinos.

O ciclo CNO contribui no Sol com cerca de um por cento. Carbono, nitrogênio e oxigênio atuam como catalisadores, que eles mesmos não são consumidos. Em estrelas mais pesadas esse caminho predomina.

Um espectro de muitas fontes

A cadeia tem várias ramificações, e cada uma fornece neutrinos com energia e frequência próprias:

Essa repartição é a chave para a história do problema dos neutrinos solares. Pois cada detector vê apenas uma parte dela.

O experimento Homestake, com seu limiar de 814 keV, captava unicamente os raros neutrinos de boro-8 — menos de um centésimo de milésimo de todos os neutrinos solares. GALLEX e SAGE desceram com gálio até 233 keV e viram pela primeira vez a reação principal.

Por que a dependência da energia decidiu tudo

Precisamente esse escalonamento tornou possível o achado decisivo.

O Homestake encontrou cerca de um terço da taxa esperada. Os experimentos com gálio encontraram cerca de 60 por cento. Isso não é uma contradição, mas um padrão: o déficit depende da energia.

Um erro no modelo solar dificilmente teria atuado assim. Uma transformação pelo caminho, em contrapartida, sim — e precisamente nessa forma, como o efeito MSW explica.

A medição completa

Duas instalações fecharam por fim o quadro.

O Sudbury Neutrino Observatory mostrou em 2002 que a soma das três espécies de neutrinos corresponde exatamente à previsão de John Bahcall.

O Borexino mediu em seguida as fontes individuais uma após a outra: berílio-7 no ano de 2007, pep em 2012, os neutrinos pp em 2014 e finalmente em 2020 o ciclo CNO — aquele caminho que Bethe havia descrito oitenta anos antes e que até então ninguém tinha visto.

Com isso o Sol é hoje a estrela medida com maior precisão, e isso por dentro.

O que daí se aprende sobre o Sol

As taxas de neutrinos dependem de forma sensível da temperatura do núcleo — no boro-8, por exemplo, com a décima oitava potência. Uma medição da taxa é, por isso, um termômetro muito preciso para o interior solar.

Da razão entre neutrinos do CNO e neutrinos pp pode-se além disso inferir o teor de elementos mais pesados no núcleo solar — uma questão que na astrofísica está aberta há anos, porque métodos diferentes fornecem valores distintos.

Termos relacionados

• Problema dos neutrinos solares — o enigma
• Efeito MSW — a explicação
• Borexino — a medição mais precisa
• Hans Bethe e John Bahcall

Fontes

• J. N. Bahcall, A. M. Serenelli, S. Basu: New Solar Opacities, Abundances, Helioseismology, and Neutrino Fluxes, The Astrophysical Journal 621, L85 (2005).
• Colaboração Borexino: Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun, Nature 587, 577 (2020).