Преглед на кодот на Сончево неутрино

[[Податотека:Figure3_sun_aufbau.gif|мини|350x350пкс| Дијаграм што ги прикажува составните делови на Сонцето. Јадрото е местото каде што се одвива [[Јадрено соединување|јадреното соединување]], создавајќи сончеви неутрина.]]
'''Сончево неутрино''' ― [[неутрино]] кое потекнува од [[Јадрено соединување|јадреното соединување]] во [[Сончево јадро|јадрото]] на [[Сонце]]то и е најчестиот вид неутрино што минува низ кој било извор забележан на [[Земја (планета)|Земјата]] во одреден момент.{{Се бара извор|date=септември 2024}} Неутрините се [[Елементарна честичка|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.

== Историја и позадина ==
[[Податотека:Atomic_Energy_Commission's_Brookhaven_National_Laboratory_solar_neutrino_detector._c._1972_(diagram).jpg|мини|365x365пкс| Дијаграм на поставувањето на хоумстејчкиот опит.]]

=== Хоумстејчки опит ===
{{Главна|Хоумстејчки опит}}
Временската рамка на сончевите [[Неутрино|неутрина]] и нивното откритие датира од 1960-тите, почнувајќи од двајцата [[Астрофизика|астрофизичари]] Џон Н. Бакал и [[Рејмонд Дејвис|Рејмонд Дејвис Помладиот]]. [[Опит]]от, познат како [[Хоумстејк експеримент|хоумстејчки опит]], именуван по градот во кој бил спроведен (Хоумстејк, [[Јужна Дакота]]), имал за цел да ги брои сончевите неутрина што пристигнуваат на [[Земја (планета)|Земјата]]. Бакал, користејќи сончев модел што го развил, дошол до заклучок дека најефективниот начин за проучување на сончевите неутрина би бил преку реакцијата [[хлор]]-[[аргон]].<ref name=":0">{{Наведена мрежна страница|url=https://neutrinos.fnal.gov/sources/solar-neutrinos/|title=Solar neutrinos {{!}} All Things Neutrino|language=en-US|accessdate=4 септември 2024}}</ref> Користејќи го својот модел, Бакал успеал да го пресмета бројот на неутрина што е очекувано да пристигнат на Земјата од [[Сонцето]].<ref name=":1">{{Наведена мрежна страница|url=https://neutrino-history.in2p3.fr/solar-neutrinos/|title=Solar Neutrinos|last=Vignaud|first=AuthorDaniel|date=4 јуни 2018|language=en-US|accessdate=4 септември 2024}}</ref> 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.<ref name=":0" /> 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“.<ref name=":0" /> Спроведувајќи го опитот длабоко под земја, Бахкол и Дејвис успеаја да избегнат заемодејства со [[Космичко зрачење|космичките зраци]] кои би можеле да влијаат на постапките и исходите.<ref name=":1" /> 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.<ref name=":1" /> На нивно изненадување, опитната вредност на присутните сончеви неутрина била помала од 20% од теоретската вредност што ја пресметал Бакал.<ref name=":1" /> 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.

=== Понатамошно опитување ===
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.<ref name=":2" /> 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.<ref name=":2" /> До крајот на 1970-тите, широко очекуваниот резултат бил дека опитните податоци дадоа околу 39% од пресметаниот број на неутрина.<ref name=":1"/> Во 1969 година, Бруно Понтекорво, [[италија]]нско-[[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.<ref name=":2">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.nobelprize.org/prizes/themes/solving-the-mystery-of-the-missing-neutrinos|title=Solving the mystery of the missing neutrinos|work=NobelPrize.org|language=en-US|accessdate=4 септември 2024}}</ref> Оваа [[теорија]] што ја имал Понтекорво би имала смисла во објаснувањето на несовпаѓањето помеѓу опитните и теоретските резултати што опстојувале.

=== Решение за проблемот со сончевите неутрина ===
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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.britannica.com/science/solar-neutrino-problem|title=Solar neutrino problem {{!}} cosmology|work=Encyclopedia Britannica|language=en|accessdate=4 септември 2024}}</ref> 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.

== Набљудувачници за неутрино ==

=== Супер-Камиоканде ===
{{Главна|Супер-Камиоканде}}
Супер-Камиоканде е черенковски забележувач составен од [[вода]] од 50.000 тони и е 2,7 км под земја.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index-e.html|title=Super-Kamiokande Official Website|work=www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp|archive-url=https://web.archive.org/web/20210318001151/http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/index-e.html|archive-date=2021-03-18|accessdate=4 септември 2024}}</ref> Главната употреба на овој забележувач во [[Јапонија]], покрај набљудувањето на [[неутрино]], е набљудување на [[космичките зраци]], како и пребарување на распаѓање на [[протон]]от. 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.<ref>{{Наведување|last=Walter|first=Christopher W.|title=The Super-Kamiokande Experiment|date=март 2008|url=http://www.worldscientific.com/doi/abs/10.1142/9789812771971_0002|journal=Neutrino Oscillations|pages=19–43|publisher=WORLD SCIENTIFIC|language=en|doi=10.1142/9789812771971_0002|isbn=978-981-277-196-4|access-date=4 септември 2024|last2=for the Super-Kamiokande collaboration|arxiv=0802.1041|bibcode=2008nops.book...19W}}</ref> Во опитот, забележувачот работи на тој начин што може да забележи неутрина со анализа на [[Молекула|молекулите]] на водата и откривање на електроните што се отстрануваат од нив, што потоа произведува сина Черенкова светлина, која ја произведуваат неутрината.<ref>{{Наведено списание|last=Kajita|first=Takaaki|date=април 2010|title=Atmospheric neutrinos and discovery of neutrino oscillations|journal=Proceedings of the Japan Academy. Series B, Physical and Biological Sciences|volume=86|issue=4|pages=303–321|bibcode=2010PJAB...86..303K|doi=10.2183/pjab.86.303|issn=0386-2208|pmc=3417797|pmid=20431258}}</ref> Затоа, кога ќе се случи ова забележување на сина светлина, може да биде заклучено дека неутрино е присутно и изброено.

=== Неутринска набљудувачница „Садбари“ ===
{{Главна|Неутринска набљудувачница „Садбари“}}
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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://sno.phy.queensu.ca/#:~:text=The%20Sudbury%20Neutrino%20Observatory&text=SNO%20was%20a%20heavy-water,12%20meter%20diameter%20acrylic%20vessel.|title=The SNO Homepage|work=sno.phy.queensu.ca|accessdate=4 септември 2024}}</ref>
[[Податотека:Laboratori_Nazionali_del_Gran_Sasso,_Borexino_detector.png|мини|Надворешноста на Борексино детектор надворешност]]

=== Борексино ===
{{Главна|Боксерино}}
Забележувачот Боксерино се наоѓа во Националните лаборатории Гран Сасо, [[Италија]].<ref name=":4">{{Наведено списание|last=Alimonti|first=G.|last2=Arpesella|first2=C.|last3=Back|first3=H.|last4=Balata|first4=M.|last5=Bartolomei|first5=D.|last6=de Bellefon|first6=A.|last7=Bellini|first7=G.|last8=Benziger|first8=J.|last9=Bevilacqua|first9=A.|date=март 2009|title=The Borexino detector at the Laboratori Nazionali del Gran Sasso|url=https://linkinghub.elsevier.com/retrieve/pii/S016890020801601X|journal=Nuclear Instruments and Methods in Physics Research Section A: Accelerators, Spectrometers, Detectors and Associated Equipment|language=en|volume=600|issue=3|pages=568–593|arxiv=0806.2400|doi=10.1016/j.nima.2008.11.076}}</ref> 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.<ref name=":4" /> 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.<ref name=":4" /> Фотоумножувачите се користени како уред за откривање во овој систем бидејќи тие се способни да забележуваат [[светлина]] за крајно слаби сигнали.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://micro.magnet.fsu.edu/primer/digitalimaging/concepts/photomultipliers.html|title=Molecular Expressions Microscopy Primer: Digital Imaging in Optical Microscopy - Concepts in Digital Imaging - Photomultiplier Tubes|work=micro.magnet.fsu.edu|accessdate=4 септември 2024}}</ref>

Сончевите неутрина се способни да обезбедат директен увид во јадрото на [[Сонцето]] затоа што таму потекнуваат сончевите неутрина.<ref name=":0"/> 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 ([[фотон]]ите) отскокнува од честичка до честичка.<ref name=":0" /> Опитот со Борексино го искористил овој феномен за да открие дека Сонцето во моментот ослободува исто количество енергија како и пред 100.000 години.<ref name=":0" />

== Постапка на настанување ==
Сончевите [[Неутрино|неутрина]] се произведувани во [[Сончево јадро|јадрото]] на [[Сонцето]] преку различни реакции на [[јадрено соединување]], од кои секоја се јавува со одредена брзина и води до сопствен спектар на [[Енергија|енергии]] на неутрино. Подробности за поистакнатите од овие реакции се опишани подолу.
[[Податотека:Proton_proton_cycle.svg|мини|350x350пкс| Сончеви неутрина (синџирот протон-протон) во стандардниот сончев модел.]]
Главниот придонес доаѓа од синџирот протон-протон. Реакцијата е:

: <math>\text{p} + \text{p} \to \text{d} + \text{e}^{+} + \operatorname{\nu}_\text{e} </math>

или со зборови:

: два [[протон]]и <math>\to</math> деутрон + [[позитрон]] + [[Електронско неутрино|електрон неутрино]].

Од сите сончеви неутрина, приближно 91% се произведувани од оваа реакција.<ref name="iopscience.iop.org">{{Наведено списание|last=Vinyoles|first=Núria|last2=Serenelli|first2=Aldo M.|last3=Villante|first3=Francesco L.|last4=Basu|first4=Sarbani|last5=Bergström|first5=Johannes|last6=Gonzalez-Garcia|first6=M. C.|last7=Maltoni|first7=Michele|last8=Peña-Garay|first8=Carlos|last9=Song|first9=Ningqiang|year=2017|title=A New Generation of Standard Solar Models|journal=The Astrophysical Journal|volume=835|issue=2|page=202|arxiv=1611.09867|bibcode=2017ApJ...835..202V|doi=10.3847/1538-4357/835/2/202|doi-access=free}}</ref> 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 <nowiki><sup id="mwmQ">3</sup></nowiki>He и [[Гама зрак|гама-зрак]]. Оваа реакција може да биде видена како:

: <math>\text{d} + \text{p} \to {^3}\text{He} + \operatorname{\gamma} </math>

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

: <math>{^3}\text{He} + {^3}\text{He} \to {^4}\text{He} + 2\,\text{p} </math>

[[Податотека:Solar_Neutrino_Generation.png|мини|355x355пкс| Генерација на сончеви неутрина.]]
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]]:

: <math>{^3}\text{He} + {^4}\text{He} \to {^7}\text{Be} + \operatorname{\gamma} </math>

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:

: <math>{^7}\text{Be} + \text{e}^{-} \to {^7}\text{Li} + \operatorname{\nu}_\text{e} </math>

Оваа реакција што дава [[литиум]] произведува приближно 7% од сончевите неутрина.<ref name="iopscience.iop.org"/> 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<sup>+</sup> се распаѓа во берилиум-8 како што е прикажано подолу:

: <math>{^7}\text{Be} + \text{p} \to {^8}\text{B} + \operatorname{\gamma} </math>
:::: <math>{^8}\text{B} \to {^8}\text{Be}{^*} + \text{e}^{+} + \operatorname{\nu}_\text{e} </math>

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:<ref>{{Наведена книга|title=Astroparticle Physics|last=Grupen|first=Claus|publisher=Springer|year=2005|isbn=978-3-540-25312-9}}{{Се бара страница}}</ref>

: <math>{^8}\text{Be}{^*} \to {^4}\text{He} + {^4}\text{He} </math>

== Набљудувани податоци ==
[[Податотека:Solar_neutrino_flux_spectrum.png|десно|мини|329x329пкс| Најголемиот број на сончеви неутрина се директни производи на реакцијата протон-протон (висока, темно сина крива лево). Имаат ниска енергија - достигнувајќи само до 400 [[keV]]. Постојат неколку други значајни производствени механизми, со енергии до 18 MeV.<ref name="Bellerive2004">{{Наведено списание|last=Bellerive|first=A.|year=2004|title=Review of solar neutrino experiments|journal=International Journal of Modern Physics&nbsp;A|volume=19|issue=8|pages=1167–1179|arxiv=hep-ex/0312045|bibcode=2004IJMPA..19.1167B|doi=10.1142/S0217751X04019093}}</ref>]]
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.<ref name="Bellerive2004"/> Од Земјата, количината на неутринофлукс на Земјата е околу 7·10<sup>10</sup> честички·cm<sup>−2</sup>·s<sup>−1</sup>.<ref>{{Harvnb|Grupen|2005|p=95}}</ref> Бројот на неутрина може да се предвиди со голема сигурност со стандардниот сончев модел, но бројот на неутрина откриени на [[Земја (планета)|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.<ref>{{Наведено списание|last=Davis|first=Jonathan H.|year=2016|title=Projections for measuring the size of the solar core with neutrino-electron scattering|journal=Physical Review Letters|volume=117|issue=21|page=211101|arxiv=1606.02558|bibcode=2016PhRvL.117u1101D|doi=10.1103/PhysRevLett.117.211101|pmid=27911522}}</ref>
[[Податотека:MSW_+_4_branches.svg|мини|300x300пкс| Теоретски криви на веројатност за преживување на сончевите неутрина кои пристигнуваат дење (портокалова, постојана) или ноќе (виолетова, испрекина), како функција на енергијата на неутрината. Исто така, прикажани се четирите вредности на енергијата на неутрината на кои се извршени мерењата, што одговараат на четири различни гранки на синџирот протон-протон.]]
Енергетскиот спектар на сончевите неутрина е предвиден и со сончеви модели.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html|title=Solar neutrino viewgraphs|work=www.sns.ias.edu}}</ref> Неопходно е да се знае овој енергетски спектар бидејќи различни опити за откривање неутрино се чувствителни на различни опсези на енергија на неутрино. [[Хоумстејчки опит|Хоумстејчкиот опит]] користел [[хлор]] и бил најчувствителен на сончевите неутрина произведени од распаѓањето на изотопот на берилиум <sup>7</sup>Be. Неутринската набљудувачница Садбари е најчувствителна на сончеви неутрина произведени од <sup>8</sup>B. 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.<ref>{{Наведено списание|last=Bellini|first=G.|displayauthors=etal|year=2012|title=First evidence of p-e-p solar neutrinos by direct detection in Borexino|journal=Physical Review Letters|volume=108|issue=5|page=051302|arxiv=1110.3230|bibcode=2012PhRvL.108e1302B|doi=10.1103/PhysRevLett.108.051302|pmid=22400925|id=051302}}. 6&nbsp;pages; preprint on arXiv</ref><ref>{{cite magazine |last=Witze |first=Alexandra |title=Elusive solar neutrinos spotted, detection reveals more about reaction that powers sun |date=10 март 2012 |df=dmy-all |magazine=Science News |volume=181 |issue=5 |page=14 |doi=10.1002/scin.5591810516}}</ref> Забележувачот содржел 100 метрички тони [[течност]] и пила во просек 3 настани секој ден (поради производството на <nowiki><sup>11</sup></nowiki>C) од оваа релативно невообичаена [[Јадрено соединување|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.<ref>{{Наведено списание|last=Borexino Collaboration|date=27 август 2014|title=Neutrinos from the primary proton–proton fusion process in the Sun|journal=Nature|volume=512|issue=7515|pages=383–386|bibcode=2014Natur.512..383B|doi=10.1038/nature13702|pmid=25164748}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://cerncourier.com/cws/article/cern/58520|title=Borexino measures the Sun's energy in real time|date=23 септември 2014|work=CERN COURIER|accessdate=4 септември 2024|archive-date=2014-10-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20141022104057/http://cerncourier.com/cws/article/cern/58520|url-status=dead}}</ref> И во 2020 година, Борексино го пријавил првото откривање на неутрина од циклусот CNO од длабоко во сончевото јадро.<ref>{{Наведено списание|last=Agostini|first=M.|last2=Altenmüller|first2=K.|last3=Appel|first3=S.|last4=Atroshchenko|first4=V.|last5=Bagdasarian|first5=Z.|last6=Basilico|first6=D.|last7=Bellini|first7=G.|last8=Benziger|first8=J.|last9=Biondi|first9=R.|date=ноември 2020|title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun|url=https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0|journal=Nature|language=en|volume=587|issue=7835|pages=577–582|arxiv=2006.15115|bibcode=2020Natur.587..577B|doi=10.1038/s41586-020-2934-0|issn=1476-4687|pmid=33239797}}</ref>

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 [[Јадрена реакција|јадрени реакции]]. Со гледање на [[Алшар|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,<ref>{{Наведено списание|last=Haxton|first=W.C.|year=1990|title=Proposed neutrino monitor of long-term solar burning|journal=Physical Review Letters|volume=65|issue=7|pages=809–812|bibcode=1990PhRvL..65..809H|doi=10.1103/physrevlett.65.809|pmid=10043028}}</ref> која, според стандардниот сончев модел, се променила со текот на еони бидејќи (во моментов) инертниот нуспроизвод [[хелиум]] бил насобран во неговото јадро.

== Клучни придонесувачки астрофизичари ==
[[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 (физика)|маса]].<ref name=":3">{{Наведена мрежна страница|url=https://www.britannica.com/biography/Arthur-B-McDonald|title=Arthur B. McDonald {{!}} Canadian physicist|work=Encyclopedia Britannica|language=en|accessdate=4 септември 2024}}</ref> 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 [[Нобелова награда за физика|Нобеловата награда за физика]] за нивниот труд во 1995 година.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://physicsworld.com/a/neutrino-mass-discovered/|title=Neutrino mass discovered|date=1998-07-01|work=Physics World|language=en-GB|accessdate=4 септември 2024}}</ref>
[[Податотека:Raymond_Davis,_Jr_&_GW_Bush.jpg|мини| Рејмонд Дејвис Помладиот добивајќи го Медалот на науката од претседателот [[Џорџ В. Буш]].]]
Рејмонд Дејвис и Џон Бакал се пионерите на проучувањето на сончевото [[неутрино]]. Додека Бакал никогаш не ја добил [[Нобелова награда|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 Мекдоналд|Артур Б. Мекдоналд]], [[Канада|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.<ref name=":3"/> Мекдоналд, заедно со [[Јапонија|јапонската]] физичарка [[Такаки Каџита]] и двајцата добиле Нобелова награда за нивната работа во откривањето на осцилацијата на неутрината во 2015 година.<ref name=":3" />

== Тековни истражувања и наоди ==
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 [[астрофизика]]та.

=== Флукс на сончево неутрино при енергии на keV ===
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]]).<ref name=":6">{{Наведено списание|last=Vitagliano|first=Edoardo|last2=Redondo|first2=Javier|last3=Raffelt|first3=Georg|date=2017-12-06|title=Solar neutrino flux at keV energies|url=https://doi.org/10.1088/1475-7516/2017/12/010|journal=Journal of Cosmology and Astroparticle Physics|language=en|volume=2017|issue=12|pages=010|arxiv=1708.02248|bibcode=2017JCAP...12..010V|doi=10.1088/1475-7516/2017/12/010|issn=1475-7516}}</ref> Постапките на овие ниски енергии се состоеле од витални информации што им кажало на истражувачите за сончевата [[металичност]].<ref name=":6" /> Сончевата металичност е мерка за елементите присутни во честичката кои се потешки од [[водород]]от и [[хелиум]]от, вообичаено на ова поле овој елемент е обично [[железо]].<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.aanda.org/glossary/194-metallicity|title=Astronomy & Astrophysics (A&A)|work=www.aanda.org|accessdate=4 септември 2024}}</ref> Резултатите од ова истражување дале значително различни наоди во споредба со минатите истражувања во однос на целокупниот спектар на флукс.<ref name=":6" /> Во моментов сè уште не постои [[технологија]] за да ги стави овие наоди на проба.<ref name=":6" />

=== Ограничување на магнетните моменти на неутрино со податоци за сончево неутрино од фазата II од Борексино ===
Ова истражување, објавено во 2017 година, имало за цел да го бара ефективниот [[Магнетен момент|магнетски момент]] на сончевото неутрино.<ref name=":7">{{Наведено списание|last=The Borexino collaboration|last2=Agostini|first2=M.|last3=Altenmüller|first3=K.|last4=Appel|first4=S.|last5=Atroshchenko|first5=V.|last6=Bagdasarian|first6=Z.|last7=Basilico|first7=D.|last8=Bellini|first8=G.|last9=Benziger|first9=J.|date=2017-11-29|title=Limiting neutrino magnetic moments with Borexino Phase-II solar neutrino data|journal=Physical Review D|volume=96|issue=9|pages=091103|arxiv=1707.09355|bibcode=2017PhRvD..96i1103A|doi=10.1103/PhysRevD.96.091103|doi-access=free}}</ref> 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).<ref name=":7" /> Резултатите дале дека обликот на спектарот на повратен електронски повраток е како што било очекувано без големи промени или отстапувања од него.<ref name=":7" />

== Поврзано ==

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

== Наводи ==
{{наводи}}

== Дополнителна книжевност ==

* {{Наведено списание|last=Haxton|first=W.C.|last2=Hamish Robertson|first2=R.G.|author-link2=Хамиш Робертсон|last3=Serenelli|first3=Aldo M.|date=18 август 2013|title=Solar Neutrinos: Status and Prospects|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=51|issue=1|pages=21–61|arxiv=1208.5723|bibcode=2013ARA&A..51...21H|citeseerx=10.1.1.755.6940|doi=10.1146/annurev-astro-081811-125539}}
{{Сонце}}

[[Категорија:Сонце]]
[[Категорија:Јадрено соединување]]
[[Категорија:Неутринска астрономија]]