Сончево неутрино ― неутрино кое потекнува од јадреното соединување во јадрото на Сонцето и е најчестиот вид неутрино што минува низ кој било извор забележан на Земјата во одреден момент.^{[се бара извор]} Неутрините се елементарни честички со исклучително мала маса на мирување и неутрален електричен набој. Тие општат со материјата само преку слабо заемодејство и гравитација, што го прави нивното откривање многу тешко. Ова довело до сега решениот проблем со сончевите неутрина. Сега се знае многу за сончевите неутрина, но истражувањата на ова поле се во тек.

Временската рамка на сончевите неутрина и нивното откритие датира од 1960-тите, почнувајќи од двајцата астрофизичари Џон Н. Бакал и Рејмонд Дејвис Помладиот. Опитот, познат како хоумстејчки опит, именуван по градот во кој бил спроведен (Хоумстејк, Јужна Дакота), имал за цел да ги брои сончевите неутрина што пристигнуваат на Земјата. Бакал, користејќи соларен модел што го развил, дошол до заклучок дека најефективниот начин за проучување на сончевите неутрина би бил преку реакцијата хлор-аргон.^[1] Користејќи го својот модел, Бакал успеал да го пресмета бројот на неутрина што е очекувано да пристигнат на Земјата од Сонцето.^[2] Откако било утврдена теоретската вредност, астрофизичарите почнале да бараат опитна потврда. Дејвис ја разви идејата да земе стотици илјади литри перхлоретилен, хемиско соединение составено од јаглерод и хлор, и да бара неутрина со помош на забележувач за хлор-аргон.^[1] Постапката била спроведена многу далеку под земја, па оттука и одлуката да биде спроведен опитот во Хоумстејк бидејќи градот бил дом на рудникот за злато „Хоумстејк“.^[1] Спроведувајќи го опитот длабоко под земја, Бахкол и Дејвис успеаја да избегнат заемодејства со космичките зраци кои би можеле да влијаат на постапките и исходите.^[2] Целиот опит траел неколку години бидејќи можел да открие само неколку претворања на хлор во аргон секој ден, а првите резултати биле дадени од работниот состав дури во 1968 година.^[2] На нивно изненадување, опитната вредност на присутните сончеви неутрина била помала од 20% од теоретската вредност што ја пресметал Бакал.^[2] Во тоа време, не било познато дали има грешка со опитот или со пресметките, или дали Бакал и Дејвис не ги земале предвид сите променливи, но оваа несовпаѓање го родило она што стана познато како проблем со сончевите неутрина.

Дејвис и Бакал ја продолжиле својата работа за да разберат каде можеби згрешиле или што им недостасувало, заедно со други астрофизичари кои исто така правеле свои истражувања на оваа тема. Многумина ги прегледале и преправале пресметките на Бакал во 1970-тите и 1980-тите, и иако имало повеќе податоци што ги правеа резултатите попрецизни, разликата сепак останала.^[3] Дејвис дури го повторил својот опит менувајќи ја чувствителноста и другите фактори за да се увери дека ништо не е занемарувано, но тој не нашол ништо и резултатите сепак покажале дека „недостасуваат“ неутрина.^[3] До крајот на 1970-тите, широко очекуваниот резултат бил дека опитните податоци дадоа околу 39% од пресметаниот број на неутрина.^[2] Во 1969 година, Бруно Понтекорво, италијанско-советски астрофизичар, предложил нова идеја дека можеби не ги разбираме сосема неутрините како што мислиме дека ги разбираме, и дека неутрината би можеле да се променат на некој начин, што значи дека неутринате што се ослободуваат од Сонцете, го смениле обликот и повеќе не биле неутрина како што биле мислени неутрините додека стигнале до Земјата каде што бил спроведен опитот.^[3] Оваа теорија што ја имал Понтекорво би имала смисла во објаснувањето на несовпаѓањето помеѓу опитните и теоретските резултати што опстојувале.

Понтекорво никогаш не бил во можност да ја докаже својата теорија, но тој бил на нешто со своето размислување. Во 2002 година, резултатите од опитот спроведен на 2100 метри под земја во неутринската набљудувачница „Садбери“, ја докажале и поддржале теоријата на Понтекорво и откриле дека неутрината ослободени од Сонцето всушност можат да го променат обликот или вкусот бидејќи не се целосно без маса.^[4] Ова откритие за осцилацијата на неутрината го решило проблемот со сончевите неутрина, речиси 40 години откако Дејвис и Бакал почнале да ги проучуваат сончевите неутрина.

Супер-Камиоканде е черенковски забележувач составен од вода од 50.000 тони и е 2,7 км под земја.^[5] Главната употреба на овој забележувач во Јапонија, покрај набљудувањето на неутрино, е набљудување на космичките зраци, како и пребарување на распаѓање на протонот. Во 1998 година, Супер-Камиоканде било местото на опитот Супер-Камиоканде што довело до откривање на осцилација на неутрино, постапката на неутрината го менува нивниот вкус, или во електрон, мион или тау.

Опитот Супер-Камиоканде започнал во 1996 година и сè уште е активен.^[6] Во опитот, забележувачот работи на тој начин што може да забележи неутрина со анализа на молекулите на водата и откривање на електроните што се отстрануваат од нив, што потоа произведува сина Черенкова светлина, која ја произведуваат неутрината.^[7] Затоа, кога ќе се случи ова забележување на сина светлина, може да биде заклучено дека неутрино е присутно и изброено.

Неутринската набљудувачница „Садбари“, 2,1 километарска подземна набљудувачница во Садбери, Канада, е другото место каде што било одвивано истражување на осцилацијата на неутрино во доцните 1990-ти и раните 2000-ти. Резултатите од опитите во оваа набљудувачница заедно со оние во Супер-Камиоканде се она што помогна да биде решен проблемот со сончевите неутрини.

Оваа набљудувачница е исто така Черенков забележувач со тешка вода и дизајниран да работи на ист начин како и Супер-Камиоканде. Неутрината кога реагираат со тешка вода произведуваат сина Черенковова светлина, сигнализирајќи за откривање на неутрина на истражувачите и набљудувачите.^[8]

Забележувачот Боксерино се наоѓа во Националните лаборатории Гран Сасо, Италија.^[9] Борексино е забележувач кој активно е користен, а опитите се во тек на местото. Целта на опитот со Борексино е мерење на ниска енергија, обично под 1 MeV, сончеви неутрина во вистинско време.^[9] Забележувачот е сложена структура која се состои од фотоумножувачи, електрони и системи за калибрација што го прави опремен за правилни мерења на сончевите неутрина со ниска енергија.^[9] Фотоумножувачите се користени како уред за откривање во овој систем бидејќи тие се способни да забележуваат светлина за крајно слаби сигнали.^[10]

Сончевите неутрина се способни да обезбедат директен увид во јадрото на Сонцето затоа што таму потекнуваат сончевите неутрина.^[1] Сончевите неутрина кои го напуштаат јадрото на Сонцето да стигнат до Земјата пред светлината, поради фактот што сончевите неутрина не општат со која било друга честичка или субатомска честичка за време на нивниот пат, додека светлината (фотоните) отскокнува од честичка до честичка.^[1] Опитот со Борексино го искористил овој феномен за да открие дека Сонцето во моментот ослободува исто количество енергија како и пред 100.000 години.^[1]

Сончевите неутрина се произведувани во јадрото на Сонцето преку различни реакции на јадрено соединување, од кои секоја се јавува со одредена брзина и води до сопствен спектар на енергии на неутрино. Подробности за поистакнатите од овие реакции се опишани подолу.

Главниот придонес доаѓа од синџирот протон-протон. Реакцијата е:

${\displaystyle {\text{p))+{\text{p))\to {\text{d))+{\text{e))^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e))}$

или со зборови:

два протони ${\displaystyle \to }$ деутрон + позитрон + електрон неутрино.

Од сите сончеви неутрина, приближно 91% се произведувани од оваа реакција.^[11] Како што е прикажано на сликата насловена како „Сончеви неутрина (протон-протон синџир) во стандардниот сончев модел“, деутронот ќе се спои со друг протон за да создаде јадро <sup id="mwmQ">3</sup>He и гама-зрак. Оваа реакција може да биде видена како:

${\displaystyle {\text{d))+{\text{p))\to {^{3)){\text{He))+\operatorname {\gamma } }$

Изотопот ⁴He може да биде произведен со користење на ³He во претходната реакција која е видена подолу.

${\displaystyle {^{3)){\text{He))+{^{3)){\text{He))\to {^{4)){\text{He))+2\,{\text{p))}$

Со хелиум-3 и хелиум-4 сега во околината, едно од секоја тежина на јадрото на хелиум може да се спои за да произведе берилиум:

${\displaystyle {^{3)){\text{He))+{^{4)){\text{He))\to {^{7)){\text{Be))+\operatorname {\gamma } }$

Берилиум-7 може да следи два различни патишта од оваа фаза: може да фати електрон и да произведе постабилно јадро на литиум-7 и електронско неутрино, или алтернативно, може да фати еден од обилните протони, што би создал бор-8 . Првата реакција преку литиум-7 е:

${\displaystyle {^{7)){\text{Be))+{\text{e))^{-}\to {^{7)){\text{Li))+\operatorname {\nu } _{\text{e))}$

Оваа реакција што дава литиум произведува приближно 7% од сончевите неутрина.^[11] Добиениот литиум-7 подоцна се комбинира со протон за да произведе две јадра на хелиум-4. Алтернативната реакција е заробување на протон, што произведува бор-8, кој потоа бета⁺ се распаѓа во берилиум-8 како што е прикажано подолу:

${\displaystyle {^{7)){\text{Be))+{\text{p))\to {^{8)){\text{B))+\operatorname {\gamma } }$

${\displaystyle {^{8)){\text{B))\to {^{8)){\text{Be)){^{*))+{\text{e))^{+}+\operatorname {\nu } _{\text{e))}$

Оваа алтернативна реакција што дава бор произведува околу 0,02% од сончевите неутрина; иако толку малку што конвенционално би биле занемарени, овие ретки сончеви неутрина се издвојуваат поради нивните повисоки просечни енергии. Ѕвездичката (*) на јадрото на берилиум-8 покажува дека е во возбудена, нестабилна состојба. Возбуденото јадро на берилиум-8 потоа се дели на две јадра на хелиум-4:^[12]

${\displaystyle {^{8)){\text{Be)){^{*))\to {^{4)){\text{He))+{^{4)){\text{He))}$

Најголемиот флукс на сончеви неутрина доаѓа директно од интеракцијата протон-протон и имаат мала енергија, до 400 keV. Исто така, постојат неколку други значајни производствени механизми, со енергии до 18 MeV.^[13] Од Земјата, количината на неутринофлукс на Земјата е околу 7·10¹⁰ честички·cm⁻²·s⁻¹.^[14] Бројот на неутрина може да се предвиди со голема сигурност со стандардниот соларен модел, но бројот на неутрина откриени на Земјата наспроти бројот на предвидените неутрина се различни за фактор од една третина, што е проблемот со сончевите неутрина.

Сончевите модели дополнително ја предвидуваат местоположбата во јадрото на Сонцето од каде би требало да потекнуваат сончевите неутрина, во зависност од реакцијата на јадреното соединување која води до нивно производство. Идните забележувачи на неутрина ќе можат да ја забележуваат влезната насока на овие неутрина со доволно прецизност за да го измерат овој ефект.^[15]

Енергетскиот спектар на сончевите неутрина е предвиден и со сончеви модели.^[16] Неопходно е да се знае овој енергетски спектар бидејќи различни опити за откривање неутрино се чувствителни на различни опсези на енергија на неутрино. Хоумстејчкиот опит користел хлор и бил најчувствителен на сончевите неутрина произведени од распаѓањето на изотопот на берилиум ⁷Be. Неутринската набљудувачница Садбари е најчувствителна на сончеви неутрина произведени од ⁸B. Забележувачите што користат галиум се најчувствителни на сончевите неутрина произведени од постапката на верижна реакција на протон-протон, но тие не биле во можност да го набљудуваат овој придонес посебно. Набљудувањето на неутрината од основната реакција на овој синџир, фузија на протон-протон во деутериум, било постигнато за прв пат од Борексино во 2014 година. Во 2012 година, истата соработка објави дека открива неутрина со ниска енергија за протон-електрон-протон (пеп реакција) што произведува 1 од 400 јадра на деутериум во Сонцето.^[17][18] Забележувачот содржел 100 метрички тони течност и пила во просек 3 настани секој ден (поради производството на ¹¹C) од оваа релативно невообичаена топлинскојадрена реакција. Во 2014 година, Борексино објавил успешно директно откривање на неутрина од pp-реакцијата со брзина од 144±33/ден, во согласност со предвидената стапка од 131±2/ден што било очекувано врз основа на предвидувањето на стандардниот сончев модел дека реакцијата протон-протон генерира 99% од сјајноста на Сонцето и нивната анализа на ефикасноста на забележувачот.^[19][20] И во 2020 година, Борексино го пријавил првото откривање на неутрина од циклусот CNO од длабоко во сончевото јадро.^[21]

Забележете дека Борексино мери неутрина со неколку енергии; на овој начин тие опитно го покажале, за прв пат, моделот на осцилации на сончевите неутрини предвидени со теоријата. Неутрината може да предизвика јадрени реакции. Со гледање на древни руди од различни возрасти кои биле изложени на сончеви неутрина во текот на геолошкиот период, може да биде можно да биде испитана сјајноста на Сонцето со текот на времето,^[22] која, според стандардниот сончев модел, се променила со текот на еони бидејќи (во моментов) инертниот нуспроизвод хелиум бил насобран во неговото јадро.

Волфганг Паули бил првиот што ја предложил идејата за честичка како што е неутриното што постои во нашиот универзум во 1930 година. Тој верувал дека таквата честичка е целосно без маса.^[23] Ова било верувањето меѓу астрофизичката заедница додека не биде решен проблемот со сончевите неутрина.

Фредерик Рајнес, од Универзитетот во Калифорнија во Ирвин, и Клајд Кауан биле првите астрофизичари кои открија неутрина во 1956 година. Тие ја добиле Нобеловата награда за физика за нивниот труд во 1995 година.^[24]

Рејмонд Дејвис и Џон Бакал се пионерите на проучувањето на сончевото неутрино. Додека Бакал никогаш не ја добил Нобеловата награда, Дејвис заедно со Масатоши Кошиба ја добиле Нобеловата награда за физика во 2002 година, откако проблемот со сончевите неутрина бил решен за нивниот придонес во решавањето на проблемот.

Понтекорво, познат како првиот астрофизичар кој ја предложил идејата дека неутрината имаат одредена маса и можат да осцилираат, никогаш не ја добил Нобеловата награда за неговиот придонес поради неговата смрт во 1993 година.

Артур Б. Мекдоналд, канадски физичар, дал клучен придонес во изградбата на Неутринската набљудувачница „Садбари“ во средината на 1980-тите, а подоцна стана директор на истата установа и водач на работниот состав што го решил проблемот со сончевите неутрина.^[23] Мекдоналд, заедно со јапонската физичарка Такаки Каџита и двајцата добиле Нобелова награда за нивната работа во откривањето на осцилацијата на неутрината во 2015 година.^[23]

Критичното прашање за проблемот со сончевите неутрини, кое многу астрофизичари заинтересирани за сончевите неутрина го проучувале и се обиделе да го решат кон крајот на 1900-тите и почетокот на 2000-тите, е решено. Во 21 век, дури и без главен проблем за решавање, сè уште има уникатни и нови истражувања во тек на ова поле на астрофизиката.

Ова истражување, објавено во 2017 година, имало за цел да го реши сончевиот флукс на неутрино и антинеутрино за крајно ниски енергии (опсег на keV).^[25] Постапките на овие ниски енергии се состоеле од витални информации што им кажало на истражувачите за сончевата металичност.^[25] Сончевата металичност е мерка за елементите присутни во честичката кои се потешки од водородот и хелиумот, вообичаено на ова поле овој елемент е обично железо.^[26] Резултатите од ова истражување дале значително различни наоди во споредба со минатите истражувања во однос на целокупниот спектар на флукс.^[25] Во моментов сè уште не постои технологија за да ги стави овие наоди на проба.^[25]

Ова истражување, објавено во 2017 година, имало за цел да го бара ефективниот магнетски момент на сончевото неутрино.^[27] Пребарувањето било завршено користејќи податоци од изложеноста од втората фаза на опитот со Борексино, која се состоело од податоци во текот на 1291,5 дена (3,54 години).^[27] Резултатите дале дека обликот на спектарот на повратен електронски повраток е како што било очекувано без големи промени или отстапувања од него.^[27]

• Неутрински забележувач
• Колебање на неутрални честички
• Единица за сончево неутрино
• Ѕвездена нуклеосинтеза
• Неутрина на супернова
• Позадина на неутрино на дифузна супернова

• Haxton, W.C.; Hamish Robertson, R.G.; Serenelli, Aldo M. (18 август 2013). „Solar Neutrinos: Status and Prospects“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 51 (1): 21–61. arXiv:1208.5723. Bibcode:2013ARA&A..51...21H. CiteSeerX 10.1.1.755.6940. doi:10.1146/annurev-astro-081811-125539.

п р у Сонце Внатрешна структура Јадро Зрачен слој Тахоклина Струевит слој Атмосфера Фотосфера Суперзрновитост Зрно Сончев факел Факула Сончева дамка Хромосфера Флокула Спикула Мортонов бран Корона Преодно подрачје Коронална дупка Коронален јазол Коронална експлозија Протуберанција Коронален тек Променливост Сончев циклус Список на сончеви циклуси Сончев максимум Сончев минимум Волфов број Сончев ветар Блесок Хелиосеизмографија Хелиосфера Приказ на струи Гранична брзина Хелиотоплина Хелиопауза Главен ударен бран Поврзани теми Сончев Систем Сончево динамо Сончев телескоп Затемнување на Сонцето Зрачење Сончева енергија Сончева физика Сончево време Спектрална класа: G2V