太阳中微子问题
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| 太阳中微子问题 | |
| 太阳中微子的测量结果与太阳内部模型有矛盾。 | |
| 以前的标准模型 | |
| 根据当时所接纳的理论，中微子应该是没有质量的；亦即是说中微子的种类在产生时会被固定。由于太阳中微子是由氢氢聚变所生的，因此太阳应该只能射出电中微子。 | |
| 观察 | |
| 探测到的电中微子数量只有预测的三分之一到二分之一；中微子振荡解释了这个差异，但是却需要中微子具有质量。 | |
| 解决 | |
| 中微子具有质量，因此三种中微子可以互相转换。 | |
太阳中微子问题是测量到穿过地球的太阳中微子流量与理论计算相比出现缺失的问题，从1960年代中期持续至约2002年。这种缺失已经被中微子物理的新的认识解决了，这要求对粒子物理学的标准模型的进行修改——特别是中微子振荡。从本质上讲，因为中微子具有质量，所以它们可以从原本预测会在太阳内部产生的那一种类型，变成另外两种无法被当时使用的探测器探测到的类型。
简介
编辑
太阳是一个天然的核聚变反应堆，能量来源为质子﹣质子链反应，它把四个氢原子核（质子）转化成α粒子、中微子、正电子和能量。这股能量透过伽马射线以及带电粒子和中微子的动能来释出——它们从太阳核心到地球的行进之间并没有受到太阳外层任何可见的吸收。
当中微子探测器的精度足以探测从太阳来的中微子流时，所探测到的中微子数量很明显低于太阳内部模型所预测的数量。中微子探测数在各种实验中为预测数的三分之一至二分之一。这个差异后来被称为“太阳中微子问题”。
测量
编辑雷蒙德·戴维斯和约翰·巴考尔于1960年代晚期在美国南达科他州矿井中的霍姆斯特克实验最早测量了太阳产生的中微子的流量，并探测到与理论值存在缺失。之后不少的放射性化学探测器和水切连科夫探测器都确认了这个缺失，当中包括神冈探测器和萨德伯里中微子观测站。
太阳中微子的理论值是用标准太阳模型计算的，巴科尔曾帮助建立这个模型，它能对太阳的内部运作给出详细的描述。
提出的解决方案
编辑修改太阳模型
编辑针对太阳中微子缺失问题的早期尝试就是提出标准太阳模型是错误的，即太阳核心的实际温度和压力与标准太阳模型中的很不一样。比方说，由于中微子测量现时太阳的聚变量，所以有人提出太阳核心的核过程可能曾经有暂时停止的情况。由于热能从太阳核心流向表面需要数以千年计的时间，因此上述情况并不是立即能察觉的。
然而这个假设被日震学和太阳热流走向的研究进展，以及改良的中微子实验所否决。
日震观测使得量度太阳内部温度变得可行；结果发现实际温度与标准太阳模型一致（但是日震学却发现模型中太阳结构未解决的问题，它发现的不是以前“炉上的锅”的垂直对流模型，而是对流层顶部存在水平喷流。小的就在两极周围，大的则延伸至赤道。跟预期的一样，它们的速度不同。）
从较先进的中微子观测站所得的中微子能谱也得出无法透过调整太阳标准模型来迁就的结果。实际上较低的总体电中微子流量（也就是霍姆斯特克实验所得的结果）需要较低的太阳核心温度。然而要符合中微子能谱的细节则需要较高的太阳核心温度。这是因为不同能量的电中微子是由不同的核反应所产生的，而不同反应的反应率与温度有着不同的依附关系；而为了要符合中微子能谱某部分则必须要有较高的温度。对其他选项的详尽分析指出无论怎样调整太阳标准模型都无法符合观测得到的中微子能谱，对模型进行任何调整都会令某方面的矛盾增多[2]。
解决
编辑太阳中微子问题的解决方案涉及改进对已知中微子特性的理解。根据粒子物理学的标准模型，共有三种中微子：
物理学家在整个1970年代都普遍认为中微子不具有质量，而且它们的种类是不变的。然而布鲁诺·庞蒂科夫于1978年提出若中微子具有质量的话，它们就能转换种类[3]。因此，“消失了的”太阳中微子可能在来地球的途中转换成其余两种的中微子，因此逃过了霍姆斯特克和其他现代中微子观测站的探测。
超新星1987A为中微子是否具备质量提供了线索，这是由于中微子到达神冈探测器和IMB探测器的时间有所不同[4]。但是由于侦测到的中微子事件非常少，所以很难就此盖棺定论。除此以外，若神冈和IMB探测器安装了精密计时器，就能记录中微子从爆发至穿过地球之间的时间，从而可以更绝对地确立中微子是否具备质量。若中微子不具有质量，则会以光速行进；若它们具有质量的话，它们的行进速度则会比光速稍慢。由于探测器原本并没有打算观测超新星中微子，因此并没有安装上述仪器。
日本的超级神冈探测器于1998年首次发现了中微子振荡的确切证据[5]。它们的观测结果表明μ中微子（由太空射线轰击大气层顶层而成）转换成了τ中微子。它所证明的是通过地球后被探测到的中微子比直接从探测器上方来的要少。不但如此，他们的观测只关注由太空射线与地球大气层相互作用而成的μ中微子。超级神冈探测器并没有观测到任何的τ中微子。
令人信服的证据来自加拿大的萨德伯里中微子观测站于2001年发表的测量结果。它探测到了太阳发出的全部三种中微子[6]，由于它是唯一一个使用重水作为探测介质的探测器，因此它还能够分辨出电中微子及其余两种中微子（但却不能分辨μ中微子和τ中微子）。大量的统计分析发现到来的太阳中微子之中35%是电中微子，其余为μ或τ中微子[7]。三种中微子的总流量与之前从太阳内部聚变反应核物理而来的预测相当一致，解决了先前观测到的太阳中微子缺失问题。
为了表彰1998年和2001年进行的中微子振荡实验提供的确凿证据，超级神冈探测器的梶田隆章和萨德伯里中微子观测站的阿瑟·麦克唐纳被授予2015年诺贝尔物理学奖[8]。
参考文献
编辑- ^ The Nobel Prize in Physics 2002. Nobel Foundation. [2008-10-09]. （原始内容存档于2009-03-24）.
- ^ Haxton, W. C. The Solar Neutrino Problem. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 1995-09, 33 (1): 459–503 [2022-04-15]. ISSN 0066-4146. doi:10.1146/annurev.aa.33.090195.002331. （原始内容存档于2022-04-15） （英语）.
- ^ 、Gribov, V.; Pontecorvo, B. Neutrino astronomy and lepton charge. Physics Letters B. 1969-01, 28 (7): 493–496 [2022-04-15]. Bibcode:1969PhLB...28..493G. doi:10.1016/0370-2693(69)90525-5. （原始内容存档于2020-04-12） （英语）.
- ^ Arnett, W. David; Rosner, Jonathan L. Neutrino mass limits from SN1987A. Physical Review Letters. 1987-05-04, 58 (18): 1906–1909. Bibcode:1987PhRvL..58.1906A. ISSN 0031-9007. doi:10.1103/PhysRevLett.58.1906 （英语）.
- ^ Detecting Massive Neutrinos. Scientific American. [2022-04-15]. （原始内容存档于2015-11-08） （英语）.
- ^ Ahmad, Q. R.; Allen, R. C.; Andersen, T. C.; Anglin, J. D.; Bühler, G.; Barton, J. C.; Beier, E. W.; Bercovitch, M.; Bigu, J. Measurement of the Rate of ν e + d → p + p + e − Interactions Produced by B 8 Solar Neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory. Physical Review Letters. 2001-07-25, 87 (7): 071301. Bibcode:2001PhRvL..87g1301A. ISSN 0031-9007. doi:10.1103/PhysRevLett.87.071301 （英语）.
- ^ Solving the Solar Neutrino Problem. Scientific American. [2022-04-15]. （原始内容存档于2015-11-14） （英语）.
- ^ Neutrino 'flip' wins physics Nobel Prize. BBC News. 2015-10-06 [2022-04-15]. （原始内容存档于2022-04-15） （英国英语）.