мини|350x350пкс| Дијаграм што ги прикажува составните делови на Сонцето. Јадрото е местото каде што се одвива јадреното соединување, создавајќи сончеви неутрина. Сончево неутрино ― неутрино кое потекнува од јадреното соединување во јадрото на Сонцето и е најчестиот вид неутрино што минува низ кој било извор забележан на Земјата во одреден момент. Неутрините се елементарни честички со исклучително мала маса на мирување и неутрален електричен набој. Тие општат со материјата само преку слабо заемодејство и гравитација, што го прави нивното откривање многу тешко. Ова довело до сега решениот проблем со сончевите неутрина. Сега се знае многу за сончевите неутрина, но истражувањата на ова поле се во тек.
Историја и позадина мини|365x365пкс| Дијаграм на поставувањето на хоумстејчкиот опит.
Хоумстејчки опит
Временската рамка на сончевите неутрина и нивното откритие датира од 1960-тите, почнувајќи од двајцата астрофизичари Џон Н. Бакал и Рејмонд Дејвис Помладиот. Опитот, познат како хоумстејчки опит, именуван по градот во кој бил спроведен (Хоумстејк, Јужна Дакота), имал за цел да ги брои сончевите неутрина што пристигнуваат на Земјата. Бакал, користејќи сончев модел што го развил, дошол до заклучок дека најефективниот начин за проучување на сончевите неутрина би бил преку реакцијата хлор-аргон. Користејќи го својот модел, Бакал успеал да го пресмета бројот на неутрина што е очекувано да пристигнат на Земјата од Сонцето. Откако било утврдена теоретската вредност, астрофизичарите почнале да бараат опитна потврда. Дејвис ја разви идејата да земе стотици илјади литри перхлоретилен, хемиско соединение составено од јаглерод и хлор, и да бара неутрина со помош на забележувач за хлор-аргон. Постапката била спроведена многу далеку под земја, па оттука и одлуката да биде спроведен опитот во Хоумстејк бидејќи градот бил дом на рудникот за злато „Хоумстејк“. Спроведувајќи го опитот длабоко под земја, Бахкол и Дејвис успеаја да избегнат заемодејства со космичките зраци кои би можеле да влијаат на постапките и исходите. Целиот опит траел неколку години бидејќи можел да открие само неколку претворања на хлор во аргон секој ден, а првите резултати биле дадени од работниот состав дури во 1968 година. На нивно изненадување, опитната вредност на присутните сончеви неутрина била помала од 20% од теоретската вредност што ја пресметал Бакал. Во тоа време, не било познато дали има грешка со опитот или со пресметките, или дали Бакал и Дејвис не ги земале предвид сите променливи, но оваа несовпаѓање го родило она што стана познато како проблем со сончевите неутрина.
Понатамошно опитување Дејвис и Бакал ја продолжиле својата работа за да разберат каде можеби згрешиле или што им недостасувало, заедно со други астрофизичари кои исто така правеле свои истражувања на оваа тема. Многумина ги прегледале и преправале пресметките на Бакал во 1970-тите и 1980-тите, и иако имало повеќе податоци што ги правеа резултатите попрецизни, разликата сепак останала. Дејвис дури го повторил својот опит менувајќи ја чувствителноста и другите фактори за да се увери дека ништо не е занемарувано, но тој не нашол ништо и резултатите сепак покажале дека „недостасуваат“ неутрина. До крајот на 1970-тите, широко очекуваниот резултат бил дека опитните податоци дадоа околу 39% од пресметаниот број на неутрина. Во 1969 година, Бруно Понтекорво, италијанско-советски астрофизичар, предложил нова идеја дека можеби не ги разбираме сосема неутрините како што мислиме дека ги разбираме, и дека неутрината би можеле да се променат на некој начин, што значи дека неутринате што се ослободуваат од Сонцете, го смениле обликот и повеќе не биле неутрина како што биле мислени неутрините додека стигнале до Земјата каде што бил спроведен опитот. Оваа теорија што ја имал Понтекорво би имала смисла во објаснувањето на несовпаѓањето помеѓу опитните и теоретските резултати што опстојувале.
Решение за проблемот со сончевите неутрина Понтекорво никогаш не бил во можност да ја докаже својата теорија, но тој бил на нешто со своето размислување. Во 2002 година, резултатите од опитот спроведен на 2100 метри под земја во неутринската набљудувачница „Садбери“, ја докажале и поддржале теоријата на Понтекорво и откриле дека неутрината ослободени од Сонцето всушност можат да го променат обликот или вкусот бидејќи не се целосно без маса. Ова откритие за осцилацијата на неутрината го решило проблемот со сончевите неутрина, речиси 40 години откако Дејвис и Бакал почнале да ги проучуваат сончевите неутрина.
Набљудувачници за неутрино
Супер-Камиоканде
Супер-Камиоканде е черенковски забележувач составен од вода од 50.000 тони и е 2,7 км под земја. Главната употреба на овој забележувач во Јапонија, покрај набљудувањето на неутрино, е набљудување на космичките зраци, како и пребарување на распаѓање на протонот. Во 1998 година, Супер-Камиоканде било местото на опитот Супер-Камиоканде што довело до откривање на осцилација на неутрино, постапката на неутрината го менува нивниот вкус, или во електрон, мион или тау.
Опитот Супер-Камиоканде започнал во 1996 година и сè уште е активен. Во опитот, забележувачот работи на тој начин што може да забележи неутрина со анализа на молекулите на водата и откривање на електроните што се отстрануваат од нив, што потоа произведува сина Черенкова светлина, која ја произведуваат неутрината. Затоа, кога ќе се случи ова забележување на сина светлина, може да биде заклучено дека неутрино е присутно и изброено.
Неутринска набљудувачница „Садбари“
Неутринската набљудувачница „Садбари“, 2,1 километарска подземна набљудувачница во Садбери, Канада, е другото место каде што било одвивано истражување на осцилацијата на неутрино во доцните 1990-ти и раните 2000-ти. Резултатите од опитите во оваа набљудувачница заедно со оние во Супер-Камиоканде се она што помогна да биде решен проблемот со сончевите неутрини.
Оваа набљудувачница е исто така Черенков забележувач со тешка вода и дизајниран да работи на ист начин како и Супер-Камиоканде. Неутрината кога реагираат со тешка вода произведуваат сина Черенковова светлина, сигнализирајќи за откривање на неутрина на истражувачите и набљудувачите. мини|Надворешноста на Борексино детектор надворешност
Борексино
Забележувачот Боксерино се наоѓа во Националните лаборатории Гран Сасо, Италија. Борексино е забележувач кој активно е користен, а опитите се во тек на местото. Целта на опитот со Борексино е мерење на ниска енергија, обично под 1 MeV, сончеви неутрина во вистинско време. Забележувачот е сложена структура која се состои од фотоумножувачи, електрони и системи за калибрација што го прави опремен за правилни мерења на сончевите неутрина со ниска енергија. Фотоумножувачите се користени како уред за откривање во овој систем бидејќи тие се способни да забележуваат светлина за крајно слаби сигнали.
Сончевите неутрина се способни да обезбедат директен увид во јадрото на Сонцето затоа што таму потекнуваат сончевите неутрина. Сончевите неутрина кои го напуштаат јадрото на Сонцето да стигнат до Земјата пред светлината, поради фактот што сончевите неутрина не општат со која било друга честичка или субатомска честичка за време на нивниот пат, додека светлината (фотоните) отскокнува од честичка до честичка. Опитот со Борексино го искористил овој феномен за да открие дека Сонцето во моментот ослободува исто количество енергија како и пред 100.000 години.
Постапка на настанување Сончевите неутрина се произведувани во јадрото на Сонцето преку различни реакции на јадрено соединување, од кои секоја се јавува со одредена брзина и води до сопствен спектар на енергии на неутрино. Подробности за поистакнатите од овие реакции се опишани подолу. мини|350x350пкс| Сончеви неутрина (синџирот протон-протон) во стандардниот сончев модел. Главниот придонес доаѓа од синџирот протон-протон. Реакцијата е:
или со зборови:
два протони деутрон + позитрон + електрон неутрино.
Од сите сончеви неутрина, приближно 91% се произведувани од оваа реакција. Како што е прикажано на сликата насловена како „Сончеви неутрина (протон-протон синџир) во стандардниот сончев модел“, деутронот ќе се спои со друг протон за да создаде јадро <sup id="mwmQ">3</sup>He и гама-зрак. Оваа реакција може да биде видена како:
Изотопот 4He може да биде произведен со користење на 3He во претходната реакција која е видена подолу.
мини|355x355пкс| Генерација на сончеви неутрина. Со хелиум-3 и хелиум-4 сега во околината, едно од секоја тежина на јадрото на хелиум може да се спои за да произведе берилиум:
Берилиум-7 може да следи два различни патишта од оваа фаза: може да фати електрон и да произведе постабилно јадро на литиум-7 и електронско неутрино, или алтернативно, може да фати еден од обилните протони, што би создал бор-8 . Првата реакција преку литиум-7 е:
Оваа реакција што дава литиум произведува приближно 7% од сончевите неутрина. Добиениот литиум-7 подоцна се комбинира со протон за да произведе две јадра на хелиум-4. Алтернативната реакција е заробување на протон, што произведува бор-8, кој потоа бета+ се распаѓа во берилиум-8 како што е прикажано подолу:
Оваа алтернативна реакција што дава бор произведува околу 0,02% од сончевите неутрина; иако толку малку што конвенционално би биле занемарени, овие ретки сончеви неутрина се издвојуваат поради нивните повисоки просечни енергии. Ѕвездичката (*) на јадрото на берилиум-8 покажува дека е во возбудена, нестабилна состојба. Возбуденото јадро на берилиум-8 потоа се дели на две јадра на хелиум-4:
Набљудувани податоци десно|мини|329x329пкс| Најголемиот број на сончеви неутрина се директни производи на реакцијата протон-протон (висока, темно сина крива лево). Имаат ниска енергија - достигнувајќи само до 400 keV. Постојат неколку други значајни производствени механизми, со енергии до 18 MeV. Најголемиот флукс на сончеви неутрина доаѓа директно од интеракцијата протон-протон и имаат мала енергија, до 400 keV. Исто така, постојат неколку други значајни производствени механизми, со енергии до 18 MeV. Од Земјата, количината на неутринофлукс на Земјата е околу 7·1010 честички·cm−2·s−1. Бројот на неутрина може да се предвиди со голема сигурност со стандардниот сончев модел, но бројот на неутрина откриени на Земјата наспроти бројот на предвидените неутрина се различни за фактор од една третина, што е проблемот со сончевите неутрина.
Сончевите модели дополнително ја предвидуваат местоположбата во јадрото на Сонцето од каде би требало да потекнуваат сончевите неутрина, во зависност од реакцијата на јадреното соединување која води до нивно производство. Идните забележувачи на неутрина ќе можат да ја забележуваат влезната насока на овие неутрина со доволно прецизност за да го измерат овој ефект. мини|300x300пкс| Теоретски криви на веројатност за преживување на сончевите неутрина кои пристигнуваат дење (портокалова, постојана) или ноќе (виолетова, испрекина), како функција на енергијата на неутрината. Исто така, прикажани се четирите вредности на енергијата на неутрината на кои се извршени мерењата, што одговараат на четири различни гранки на синџирот протон-протон.