太阳中微子
电子中微子是太阳进行核聚变反应的一项产物，此来源的中微子称为太阳中微子。目前穿越地球最大宗的中微子即为太阳中微子。
产生机制 编辑
产生太阳中微子的主要机制来自于质子﹣质子链反应，其为：
或换言之：
86%的太阳中微子透过这项反应产生。如同右图，标准太阳模型中的太阳中微子（质子﹣质子链反应）部分，氘会与另个质子融合而产生氦3原子（3He）及伽马射线，此反应可写为：
- 。
同位素氦4原子（4He）可由前述3He反应产生：
- 。
当氦3与氦4都存在于同一系统时，铍可透过融合产生：
- 。
目前共有四颗质子与三颗中子，铍可有两种不同的反应途径。第一种是捕捉一颗电子并产生锂7原子及一颗电子中微子：
- 。
此反应产生了14%的太阳中微子。所产生的锂7会再与质子融合产生两个氦4原子。
第二种反应途径是捕捉一颗质子（在恒星中为数众多），而产生硼8原子：
- 。
而硼8原子会透过贝塔(+)衰变转为铍8原子，并放出正电子与电子中微子：
- 。
此反应产生了约0.02%的太阳中微子，虽然为数较少，但其能量则较高[1]。
观测资料 编辑
太阳中微子最高的通量直接源自于质子﹣质子链反应，而其具有较低的能量，最高达400 keV。有几个其他产生的机制所造成的中微子能量则高达18 MeV[2]。地球上的中微子通量约为7·1010 粒子数/厘米2/秒。[3]
透过标准太阳模型可预测中微子的数量，而实际上测到的电子中微子数量仅为预测值的1/3，此即太阳中微子问题。随后的解决方案包括了中微子振荡的概念，指出中微子可以改变它的味。在萨德伯里中微子观测站针对各种类型的太阳中微子进行总通量测量后，证实了此概念的正确性，并且确认了中微子具有质量。
太阳模型亦可预测太阳中微子的能谱。[4]能谱是一项研究上的关键信息，原因是不同的中微子侦测实验有各自高侦测敏感度的能量范围。霍姆斯提克实验使用氯，而对铍同位素7Be衰变反应产生的太阳中微子最为敏感；萨德伯里中微子观测站的设备则是对硼同位素8B反应产生的中微子最为敏感；使用镓的侦测器则对质子﹣质子链反应产生的中微子最为敏感。
于2012年，称作Borexino的共同研究计划报导了侦测到低能量中微子的结果，这种中微子源于质子﹣电子﹣质子反应（英语：Proton-electron-proton, PEP；参见质子﹣质子链反应），太阳中每400颗氘核会产生1颗低能量中微子。[5][6]此计划的侦测器使用了100公顿的液体，每日平均发生3次侦测事件（因为碳11生成），起源是相对罕见的热核反应。
中微子可引发核反应。不同年代的古老矿脉暴露在不同程度的中微子照射，时间尺度则长到以地质年代计；透过观察这些矿脉则可以研究太阳光度在时间上的变化。[7]根据标准太阳模型，太阳光度是随着时间演变的。
相关条目 编辑
参考文献 编辑
- ^ Grupen, Claus. Astroparticle physics. Berlin; New York: Springer. 2005. ISBN 978-3-540-27670-8. OCLC 209869502 （英语）.
- ^ Bellerive, A., Review of solar neutrino experiments, Int. J. Mod. Phys., 2004, A19: 1167–1179, Bibcode:2004IJMPA..19.1167B, arXiv:hep-ex/0312045
, doi:10.1142/S0217751X04019093
- ^ Grupen 2006[页码请求]
- ^ Solar Neutrino Viewgraphs. [2015-10-07]. （原始内容存档于2016-03-29）.
- ^ Bellini, G.; Benziger, J.; Bick, D.; Bonetti, S.; Bonfini, G.; Bravo, D.; Buizza Avanzini, M.; Caccianiga, B.; Cadonati, L. First Evidence of p e p Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino. Physical Review Letters. 2012-02-02, 108 (5): 051302. Bibcode:2012PhRvL.108e1302B. ISSN 0031-9007. arXiv:1110.3230 . doi:10.1103/PhysRevLett.108.051302 （英语）.
- ^ Witze, Alexandra. Atom & cosmos: Elusive solar neutrinos spotted: Detection reveals more about reaction that powers sun. Science News. 2012-03-10, 181 (5): 14–14 [2022-04-15]. doi:10.1002/scin.5591810516. （原始内容存档于2022-04-15） （英语）.
- ^ Haxton, W. C. Proposed neutrino monitor of long-term solar burning. Physical Review Letters. 1990-08-13, 65 (7): 809–812. Bibcode:1990PhRvL..65..809H. ISSN 0031-9007. doi:10.1103/PhysRevLett.65.809 （英语）.
延伸阅读 编辑
- Haxton, W.C.; Hamish Robertson, R.G.; Serenelli, Aldo M. Solar Neutrinos: Status and Prospects. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 2013-08-18, 51 (1): 21–61 [2022-04-15]. Bibcode:2013ARA&A..51...21H. ISSN 0066-4146. arXiv:1208.5723 . doi:10.1146/annurev-astro-081811-125539. （原始内容存档于2022-04-15） （英语）.