태양 중성미자 문제 우주론

태양 중성미자 문제, 태양 에서 유래 한 관측 된 중성미자의 양이 예상보다 훨씬 적은 오랜 천체 물리학 문제.

태양에서 에너지 생성 과정은 중심의 막대한 압력과 밀도로 인해 핵이 정전기 반발을 극복 할 수있게합니다. (핵 긍정적 때문에 서로 반발.) 년 일부 수십억 (주어진 양성자 번 ¹ 베타 감쇠 역이라는 프로세스를 거치기 서로 충분히 가까이가 첨자 동위 원소의 질량을 나타내고있는 H) 어느 하나 개의 양성자가 DEUTERON (형성 제와 중성자 및 콤바인하게 ² D 참조). 이것은 어떤 예에서 수학 식 1의 첫 번째 행에 상징적으로 도시되어있다 ^- 전자이고 중성미자 알려진 아 원자 입자 ν이다.

이것은 드문 일이지만 수소 원자는 너무 많아서 주요 태양 에너지 원입니다. 그 후의 만남 (두 번째와 세 번째 줄에 등재 됨)은 훨씬 더 빨리 진행됩니다. 신자들은 유비쿼터스 양성자 중 하나를 만나 헬륨 -3 (³ He) 을 생산 하며, 그 결과 헬륨 -4 (⁴ He)가 형성됩니다. 결과적으로 4 개의 수소 원자가 하나의 헬륨 원자에 ​​융합됩니다. 에너지는 감마선 광자 (γ)와 중성미자 (ν)에 의해 수행됩니다. 핵은 정전기 장벽을 극복하기에 충분한 에너지를 가져야하므로, 에너지 생성 속도는 온도의 네 번째 힘에 따라 달라집니다.

식 (1)은 변환 된 2 개의 수소 원자마다 방출 된 총 에너지의 1.3 %를 운반하는 평균 에너지 0.26 MeV의 중성미자가 생성됨을 보여줍니다. 이것은 지구에서 초당 평방 센티미터 당 810 ¹⁰ 뉴트리노 의 플럭스를 생성합니다. 1960 년대에 태양 중성미자를 탐지하기 위해 설계된 첫 번째 실험은 미국 과학자 레이몬드 데이비스 (2002 년 노벨 물리학상 수상)가 건설했으며, Leads, SD의 Homestake 금광에서 깊은 지하에서 진행되었습니다. 식 (1)은이 실험에 의해 검출 되기에는 너무 낮은 에너지 (0.42 MeV 미만)를 가졌다; 그러나 후속 공정은 Davis의 실험에서 감지 할 수있는 고 에너지 중성미자를 생산했습니다. 관측 된 고 에너지 중성미자의 수는 알려진 에너지 발생률에서 예상되는 것보다 훨씬 적었지만 실험에 따르면 중성미자는 실제로 태양에서 온 것으로 밝혀졌습니다. 적은 수의 감지 된 가능한 이유 중 하나는 하위 프로세스의 추정 된 속도가 올바르지 않기 때문입니다. 또 다른 흥미로운 가능성은 태양의 핵심에서 생성 된 중성미자가 광대 한 태양 덩어리와 상호 작용하고 관찰 할 수없는 다른 종류의 중성미자로 변화한다는 것입니다. 그러한 과정의 존재는 핵 이론에 큰 의미를 가질 것이다. 왜냐하면 중성미자에는 작은 질량이 필요하기 때문이다. 2002 년 온타리오 주 서드 베리 근처의 크레이 톤 (Creighton) 니켈 광산에서 지하 2,100 미터 (6,900 피트)의 서드 베리 뉴트리노 천문대 (Sudbury Neutrino Observatory)의 결과는 태양 중성미자의 종류가 바뀌어 중성미자가 소량 이었음을 보여 주었다. 이 결과는 태양 중성미자 문제를 해결했습니다.