太陽中微子問題
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| 太陽中微子問題 | |
| 太陽中微子的測量結果與太陽內部模型有矛盾。 | |
| 以前的標準模型 | |
| 根據當時所接納的理論，中微子應該是沒有質量的；亦即是說中微子的種類在產生時會被固定。由於太陽中微子是由氫氫聚變所生的，因此太陽應該只能射出電中微子。 | |
| 觀察 | |
| 探測到的電中微子數量只有預測的三分之一到二分之一；中微子振蕩解釋了這個差異，但是卻需要中微子具有質量。 | |
| 解決 | |
| 中微子具有質量，因此三種中微子可以互相轉換。 | |
太陽中微子問題是測量到穿過地球的太陽中微子流量與理論計算相比出現缺失的問題，從1960年代中期持續至約2002年。這種缺失已經被中微子物理的新的認識解決了，這要求對粒子物理學的標準模型的進行修改——特別是中微子振盪。從本質上講，因為中微子具有質量，所以它們可以從原本預測會在太陽內部產生的那一種類型，變成另外兩種無法被當時使用的探測器探測到的類型。
簡介
太陽是一個天然的核聚變反應堆，能量來源為質子﹣質子鏈反應，它把四個氫原子核（質子）轉化成α粒子、中微子、正電子和能量。這股能量透過伽瑪射線以及帶電粒子和中微子的動能來釋出——它們從太陽核心到地球的行進之間並沒有受到太陽外層任何可見的吸收。
當中微子探測器的精度足以探測從太陽來的中微子流時，所探測到的中微子數量很明顯低於太陽內部模型所預測的數量。中微子探測數在各種實驗中為預測數的三分之一至二分之一。這個差異後來被稱為「太陽中微子問題」。
測量
雷蒙德·戴維斯和約翰·巴考爾於1960年代晚期在美國南達科他州礦井中的霍姆斯特克實驗最早測量了太陽產生的中微子的流量，並探測到與理論值存在缺失。之後不少的放射性化學探測器和水契忍可夫探測器都確認了這個缺失，當中包括神岡探測器和薩德伯里中微子觀測站。
太陽中微子的理論值是用標準太陽模型計算的，巴科爾曾幫助建立這個模型，它能對太陽的內部運作給出詳細的描述。
提出的解決方案
修改太陽模型
針對太陽中微子缺失問題的早期嘗試就是提出標準太陽模型是錯誤的，即太陽核心的實際溫度和壓力與標準太陽模型中的很不一樣。比方說，由於中微子測量現時太陽的聚變量，所以有人提出太陽核心的核過程可能曾經有暫時停止的情況。由於熱能從太陽核心流向表面需要數以千年計的時間，因此上述情況並不是立即能察覺的。
然而這個假設被日震學和太陽熱流走向的研究進展，以及改良的中微子實驗所否決。
日震觀測使得量度太陽內部溫度變得可行；結果發現實際溫度與標準太陽模型一致（但是日震學卻發現模型中太陽結構未解決的問題，它發現的不是以前「爐上的鍋」的垂直對流模型，而是對流層頂部存在水平噴流。小的就在兩極周圍，大的則延伸至赤道。跟預期的一樣，它們的速度不同。）
從較先進的中微子觀測站所得的中微子能譜也得出無法透過調整太陽標準模型來遷就的結果。實際上較低的總體電中微子流量（也就是霍姆斯特克實驗所得的結果）需要較低的太陽核心溫度。然而要符合中微子能譜的細節則需要較高的太陽核心溫度。這是因為不同能量的電中微子是由不同的核反應所產生的，而不同反應的反應率與溫度有着不同的依附關係；而為了要符合中微子能譜某部分則必須要有較高的溫度。對其他選項的詳盡分析指出無論怎樣調整太陽標準模型都無法符合觀測得到的中微子能譜，對模型進行任何調整都會令某方面的矛盾增多[2]。
解決
太陽中微子問題的解決方案涉及改進對已知中微子特性的理解。根據粒子物理學的標準模型，共有三種中微子：
物理學家在整個1970年代都普遍認為中微子不具有質量，而且它們的種類是不變的。然而布魯諾·龐蒂科夫於1978年提出若中微子具有質量的話，它們就能轉換種類[3]。因此，「消失了的」太陽中微子可能在來地球的途中轉換成其餘兩種的中微子，因此逃過了霍姆斯特克和其他現代中微子觀測站的探測。
超新星1987A為中微子是否具備質量提供了線索，這是由於中微子到達神岡探測器和IMB探測器的時間有所不同[4]。但是由於偵測到的中微子事件非常少，所以很難就此蓋棺定論。除此以外，若神岡和IMB探測器安裝了精密計時器，就能記錄中微子從爆發至穿過地球之間的時間，從而可以更絕對地確立中微子是否具備質量。若中微子不具有質量，則會以光速行進；若它們具有質量的話，它們的行進速度則會比光速稍慢。由於探測器原本並沒有打算觀測超新星中微子，因此並沒有安裝上述儀器。
日本的超級神岡探測器於1998年首次發現了中微子振盪的確切證據[5]。它們的觀測結果表明μ中微子（由太空射線轟擊大氣層頂層而成）轉換成了τ中微子。它所證明的是通過地球後被探測到的中微子比直接從探測器上方來的要少。不但如此，他們的觀測只關注由太空射線與地球大氣層相互作用而成的μ中微子。超級神岡探測器並沒有觀測到任何的τ中微子。
令人信服的證據來自加拿大的薩德伯里中微子觀測站於2001年發表的測量結果。它探測到了太陽發出的全部三種中微子[6]，由於它是唯一一個使用重水作為探測介質的探測器，因此它還能夠分辨出電中微子及其餘兩種中微子（但卻不能分辨μ中微子和τ中微子）。大量的統計分析發現到來的太陽中微子之中35%是電中微子，其餘為μ或τ中微子[7]。三種中微子的總流量與之前從太陽內部聚變反應核物理而來的預測相當一致，解決了先前觀測到的太陽中微子缺失問題。
為了表彰1998年和2001年進行的中微子振盪實驗提供的確鑿證據，超級神岡探測器的梶田隆章和薩德伯里中微子觀測站的阿瑟·麥克唐納被授予2015年諾貝爾物理學獎[8]。
參考文獻
- ^ The Nobel Prize in Physics 2002. Nobel Foundation. [2008-10-09]. （原始內容存檔於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. （原始內容存檔於2022-04-15） （英語）.
- ^ 、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. （原始內容存檔於2020-04-12） （英語）.
- ^ 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 （英語）.
- ^ Detecting Massive Neutrinos. Scientific American. [2022-04-15]. （原始內容存檔於2015-11-08） （英語）.
- ^ 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 （英語）.
- ^ Solving the Solar Neutrino Problem. Scientific American. [2022-04-15]. （原始內容存檔於2015-11-14） （英語）.
- ^ Neutrino 'flip' wins physics Nobel Prize. BBC News. 2015-10-06 [2022-04-15]. （原始內容存檔於2022-04-15） （英國英語）.