Güneş nötrino sorunu - Solar neutrino problem
Nötrino sorun akısı arasında büyük bir farklılık söz konusu güneş nötrinoları tahmin edilen güneş sitesindeki parlaklık ve doğrudan doğruya ölçülmüştür. Tutarsızlık ilk olarak 1960'ların ortalarında gözlendi ve 2002 civarında çözüldü.
Akı nötrinolara de Dünya çoğunlukla gelen, saniye başına santimetre kare başına milyarlarca kaç on Güneş çekirdeği . Yine de tespit edilmeleri zordur, çünkü madde ile çok zayıf bir şekilde etkileşirler, ışığın ince bir hava tabakası gibi tüm Dünya'yı katederler . Üç tip (ki tatlar bilinen Nötrinoların) Standart model arasında parçacık fiziği , güneş, sadece üretir elektron nötrinoları . Ne zaman nötrino dedektörleri Güneş'ten elektron nötrino akışını ölçmek için duyarlı yeterli oldu, sayı çok daha düşük tahmin edilenden oldu algılandı. Çeşitli deneylerde, sayı açığı yarım ile üçte ikisi arasındaydı.
Parçacık fizikçileri, 1957'de Bruno Pontecorvo tarafından tartışılan bir mekanizmanın elektron nötrinolarındaki açığı açıklayabileceğini biliyorlardı . Ancak, kabul edilen Standart Modelde bir değişiklik gerektirdiği gerçeği de dahil olmak üzere çeşitli nedenlerle kabul etmekte tereddüt ettiler. İlk önce ayar için güneş modelini işaret ettiler, ki bu göz ardı edildi. Bugün, Güneş'te üretilen nötrinoların, Standart Model'in öngördüğü gibi kütlesiz parçacıklar değil , farklı ( karmaşık ) oranlarda tanımlanmış kütle öz durumlarından oluşan karışık kuantum durumları olduğu kabul edilmektedir . Bu, saf elektron nötrino olarak üretilen bir nötrinonun, yayılma sırasında bir elektron, müon ve tau nötrino karışımına dönüşmesine ve yalnızca elektron nötrinolarına duyarlı bir detektör tarafından tespit edilme olasılığının azalmasına izin verir.
Farklı tatları, enerjileri ve kat edilen mesafeyi hedefleyen birkaç nötrino dedektörü, mevcut nötrino bilgimize katkıda bulundu. 2002 ve 2015 yıllarında bu dedektörlerin bazılarıyla ilgili toplam dört araştırmacı Nobel Fizik Ödülü'ne layık görüldü .
Arka plan
Güneş gerçekleştirir nükleer füzyon yoluyla proton-proton zincir reaksiyonu dört dönüştürür, protonlar içine alfa parçacıkları , nötron , pozitron ve enerji. Bu enerji, hem yüklü parçacıkların hem de nötrinoların kinetik enerjisinin yanı sıra gama ışınları olarak elektromanyetik radyasyon şeklinde salınır . Nötrinolar, Güneş'in dış katmanları tarafından kayda değer bir absorpsiyon olmaksızın Güneş'in çekirdeğinden Dünya'ya gider.
1960'ların sonunda, Ray Davis ve John N. Bahcall sitesindeki Homestake Deney ölçmek için ilk akı Güneş'ten Nötrinoların ve açık algılar. Deneyde klor bazlı bir dedektör kullanıldı. Daha sonraki birçok radyokimyasal ve su Cherenkov dedektörü, Kamioka Gözlemevi ve Sudbury Neutrino Gözlemevi de dahil olmak üzere açığı doğruladı .
Beklenen solar nötrino sayısı, Bahcall'ın kurulmasına yardımcı olduğu standart güneş modeli kullanılarak hesaplandı . Model, Güneş'in iç işleyişinin ayrıntılı bir açıklamasını veriyor.
2002'de Ray Davis ve Masatoshi Koshiba , güneş nötrinolarının sayısını standart güneş modeli tarafından tahmin edilen sayının yaklaşık üçte biri kadar bulan deneysel çalışmalar için Nobel Fizik Ödülü'nün bir bölümünü kazandılar .
"Nötrino salınım için" 1998 ile 2001 deneyler tarafından sağlanan sağlam kanıtlarla fark edildiğinde, Takaaki Kajita dan Super-Kamiokande Rasathanesi ve Arthur McDonald dan Sudbury Nötrino Gözlemevi (SNO) 2015 verildi Nobel Fizik Ödülü . Ancak Nobel Fizik Komitesi, SNO-Deneyiyle ilgili olarak nötrino salınımlarından söz ederken hata yaptı: Bu deneyde gözlemlenen yüksek enerjili güneş nötrinoları için, nötrino salınımları değil, Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein etkisidir . Bruno Pontecorvo , 1993 yılında öldüğünden beri bu Nobel ödüllerine dahil edilmedi.
Önerilen çözümler
Tutarsızlığı açıklamaya yönelik ilk girişimler, Güneş modellerinin yanlış olduğunu, yani Güneş'in içindeki sıcaklık ve basıncın inanılandan önemli ölçüde farklı olduğunu öne sürdü . Örneğin, nötrinolar mevcut nükleer füzyon miktarını ölçtüğünden, Güneş'in çekirdeğindeki nükleer süreçlerin geçici olarak kapanmış olabileceği öne sürüldü. Isı enerjisinin Güneş'in çekirdeğinden yüzeyine hareket etmesi binlerce yıl sürdüğü için, bu hemen belli olmaz.
Helyosismoloji gözlemlerindeki ilerlemeler, Güneş'in iç sıcaklıklarını çıkarmayı mümkün kıldı; bu sonuçlar iyi kurulmuş standart güneş modeli ile uyumluydu . Daha gelişmiş nötrino gözlemevlerinden yapılan nötrino spektrumunun ayrıntılı gözlemleri, güneş modelinin hiçbir ayarının karşılayamayacağı sonuçlar üretti: genel olarak daha düşük nötrino akışı (Homestake deneyinin sonuçlarının bulduğu) güneş çekirdek sıcaklığında bir azalma gerektirdi , enerjideki ayrıntılar nötrinoların spektrumu daha yüksek bir çekirdek sıcaklığı gerektiriyordu. Bunun nedeni, hızları sıcaklığa bağlı olarak farklı olan farklı nükleer reaksiyonların, farklı enerjiye sahip nötrinolar üretmesidir. Güneş modelinde yapılacak herhangi bir ayarlama, tutarsızlıkların en az bir yönünü daha da kötüleştirdi.
Çözünürlük
Güneş nötrino sorunu, nötrinoların özelliklerinin daha iyi anlaşılmasıyla çözüldü. Parçacık fiziğinin Standart Modeline göre, nötrinoların üç çeşidi vardır: elektron nötrinoları , müon nötrinoları ve tau nötrinoları . Elektron nötrinoları, Güneş'te üretilen ve yukarıda bahsedilen deneyler, özellikle klor dedektörü Homestake Mine deneyi ile tespit edilenlerdir.
1970'ler boyunca, nötrinoların kütlesiz olduğuna ve tatlarının değişmez olduğuna yaygın olarak inanılıyordu. Bununla birlikte, 1968'de Pontecorvo , nötrinoların kütlesi varsa, o zaman bir tattan diğerine değişebileceklerini öne sürdü. Böylece, "eksik" güneş nötrinoları, Dünya'ya giden yolda başka tatlara dönüşen elektron nötrinoları olabilir ve onları Homestake Madeni ve çağdaş nötrino gözlemevlerindeki dedektörler tarafından görünmez hale getirir.
Süpernova 1987A nötrinolar çünkü nötrinoların varış zamanında fark kütleye sahiptir olabileceğini belirtti tespit Kamiokande ve IMB . Bununla birlikte, çok az nötrino olayı tespit edildiğinden, kesin olarak herhangi bir sonuç çıkarmak zordu. Kamiokande ve IMB, nötrino patlamasının Dünya'daki seyahat süresini ölçmek için yüksek hassasiyetli zamanlayıcılara sahip olsaydı, nötrinoların kütlesi olup olmadığını daha kesin olarak belirleyebilirlerdi. Nötrinolar kütlesiz olsaydı, ışık hızında hareket ederlerdi; kütleleri olsaydı, ışıktan biraz daha düşük hızlarda hareket ederlerdi. Dedektörler süpernova nötrino tespiti için tasarlanmadığından bu yapılamadı.
Nötrino salınımı için güçlü kanıtlar 1998'de Japonya'daki Super-Kamiokande işbirliğinden geldi. Dünya içinde tau nötrinolarına dönüşen müon nötrinoları ( kozmik ışınlar tarafından üst atmosferde üretilir) ile tutarlı gözlemler üretti : Dünya'dan gelen, doğrudan dedektörün üstünden gelenden daha az atmosferik nötrino tespit edildi. Bu gözlemler sadece müon nötrinolarıyla ilgiliydi. Super-Kamiokande'de hiçbir tau nötrino gözlemlenmedi. Ancak sonuç, (nispeten düşük enerjili) Homestake deneyinde gözlemlenen elektron aromalı nötrinolardaki eksikliğin nötrino kütlesi ile de ilgisi olduğunu daha makul kıldı.
Bir yıl sonra, Sudbury Neutrino Gözlemevi (SNO) veri toplamaya başladı. Bu deney , yaklaşık 10 MeV'de hem Güneş'teki hem de Dünya'daki salınımlardan pek etkilenmeyen 8 B güneş nötrinolarını hedef aldı . Yine de 1985'te Alexei Smirnov tarafından hesaplanan Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein etkisi nedeniyle büyük bir açık bekleniyor. SNO'nun algılama ortamı olarak büyük miktarda ağır su kullanan benzersiz tasarımı yine 1985'te Herb Chen tarafından önerildi . gözlemlenen elektron nötrinoları, özellikle ve nötrinoların tüm tatları, toplu olarak, dolayısıyla elektron nötrinolarının fraksiyonu. Kapsamlı istatistiksel analizden sonra, SNO işbirliği, bu oranın tahminle mükemmel bir uyum içinde yaklaşık %34 olduğunu belirledi. Tespit edilen toplam 8 B nötrino sayısı da güneş modelinden elde edilen kaba tahminlerle uyumludur.