مشكلة النيوترينو الشمسي

تمثلت مشكلة النيوترينوات الشمسية في وجود تباين كبير بين تدفق النيوترينوات الشمسية المتوقع من سطوع الشمس والمقاس مباشرةً. وقد رُصد هذا التباين لأول مرة في منتصف الستينيات، وتم حله في عام 2002 تقريبًا .

يبلغ تدفق النيوترينوات على الأرض عشرات المليارات لكل سنتيمتر مربع في الثانية، ومعظمها قادم من لب الشمس . ومع ذلك، يصعب رصدها لضعف تفاعلها مع المادة، إذ تجوب الأرض بأكملها . من بين الأنواع الثلاثة المعروفة في النموذج القياسي لفيزياء الجسيمات ، لا تُنتج الشمس سوى نيوترينوات الإلكترون . عندما أصبحت أجهزة كشف النيوترينو حساسة بما يكفي لقياس تدفق نيوترينوات الإلكترون من الشمس، كان العدد المرصود أقل بكثير من المتوقع. في تجارب مختلفة، تراوح النقص في العدد بين النصف والثلثين.

كان علماء فيزياء الجسيمات على دراية بآليةٍ ناقشها برونو بونتيكورفو عام ١٩٥٧ ، والتي يُمكن أن تُفسر النقص في نيوترينوات الإلكترون. ^{[ ١ ]} مع ذلك، ترددوا في قبولها لأسبابٍ عديدة، منها أنها تتطلب تعديل النموذج القياسي المُعتمد. في البداية، أشاروا إلى النموذج الشمسي كبديلٍ للتعديل، ولكن تم استبعاده. اليوم، من المُسلّم به أن النيوترينوات المُنتجة في الشمس ليست جسيماتٍ عديمة الكتلة كما تنبأ النموذج القياسي، بل هي عبارة عن تراكبٍ لحالاتٍ ذاتيةٍ ذات كتلةٍ مُحددة بنسبٍ مُختلفة ( معقدة ). هذا يسمح للنيوترينو المُنتج كنيوترينو إلكترونٍ نقي بالتحول أثناء انتشاره إلى مزيجٍ من نيوترينوات الإلكترون والميون والتاو، مع انخفاض احتمالية رصده بواسطة كاشفٍ حساسٍ لنيوترينوات الإلكترون فقط.

ساهمت عدة أجهزة كشف للنيوترينوات، تستهدف أنواعًا وطاقات ومسافات مختلفة، في المعرفة الحالية للنيوترينوات. وفي عامي 2002 و2015، مُنح أربعة باحثين ممن ساهموا في تطوير بعض هذه الأجهزة جائزة نوبل في الفيزياء .

تُجري الشمس عملية الاندماج النووي عبر تفاعل البروتون-بروتون المتسلسل ، الذي يحوّل أربعة بروتونات إلى جسيمات ألفا ، ونيوترينوات ، وبوزيترونات ، وطاقة. تُطلق هذه الطاقة على شكل إشعاع كهرومغناطيسي، كأشعة غاما ، بالإضافة إلى الطاقة الحركية لكل من الجسيمات المشحونة والنيوترينوات. تنتقل النيوترينوات من لب الشمس إلى الأرض دون أي امتصاص يُذكر من قِبل طبقاتها الخارجية.

في أواخر الستينيات، كانت تجربة هومستيك التي أجراها راي ديفيس وجون ن. باهكال أول تجربة تقيس تدفق النيوترينوات القادمة من الشمس وتكشف عن نقص فيها. استخدمت التجربة كاشفًا يعتمد على الكلور . وقد أكدت العديد من الكواشف الإشعاعية الكيميائية وكواشف تشيرينكوف المائية اللاحقة هذا النقص، بما في ذلك مرصد كاميوكا ومرصد سودبري للنيوترينو .

تم حساب العدد المتوقع للنيوترينوات الشمسية باستخدام النموذج الشمسي القياسي ، الذي ساهم باهكال في وضعه. يقدم هذا النموذج وصفًا تفصيليًا للعمليات الداخلية للشمس.

في عام 2002، فاز راي ديفيس وماساتوشي كوشيبا بجزء من جائزة نوبل في الفيزياء لعمل تجريبي وجد أن عدد النيوترينوات الشمسية يبلغ حوالي ثلث العدد المتوقع وفقًا للنموذج الشمسي القياسي. ^{[ 2 ]}

تقديراً للأدلة القاطعة التي قدمتها تجارب عامي 1998 و2001 "لإثبات تذبذب النيوترينو"، مُنح تاكاكي كاجيتا من مرصد سوبر كاميوكاندي وآرثر ماكدونالد من مرصد سادبري للنيوترينو (SNO) جائزة نوبل في الفيزياء لعام 2015. ^{[ 3 ] [ 4 ]} إلا أن لجنة نوبل للفيزياء أخطأت في الإشارة إلى تذبذب النيوترينو فيما يتعلق بتجربة SNO: ففي حالة النيوترينوات الشمسية عالية الطاقة التي رُصدت في تلك التجربة، لم يكن تذبذب النيوترينو هو السبب، بل تأثير ميخيف-سميرنوف-وولفنشتاين . ^{[ 5 ] [ 6 ]} لم يُدرج برونو بونتيكورفو ضمن الفائزين بجوائز نوبل هذه لوفاته عام 1993.

اقترحت المحاولات المبكرة لتفسير هذا التناقض أن نماذج الشمس كانت خاطئة، أي أن درجة الحرارة والضغط في باطن الشمس كانا مختلفين اختلافًا كبيرًا عما كان يُعتقد. فعلى سبيل المثال، بما أن النيوترينوات تقيس كمية الاندماج النووي الحالي، فقد اقتُرح أن العمليات النووية في لب الشمس ربما تكون قد توقفت مؤقتًا. ونظرًا لأن انتقال الطاقة الحرارية من لب الشمس إلى سطحها يستغرق آلاف السنين، فإن هذا لن يكون واضحًا على الفور.

أتاحت التطورات في رصد الزلازل الشمسية استنتاج درجات الحرارة الداخلية للشمس؛ وقد توافقت هذه النتائج مع النموذج الشمسي القياسي المعروف . أظهرت عمليات الرصد التفصيلية لطيف النيوترينو من مراصد نيوترينو أكثر تطورًا نتائج لم يستطع أي تعديل للنموذج الشمسي استيعابها: فبينما استلزم انخفاض التدفق الكلي للنيوترينو (الذي كشفت عنه نتائج تجربة هومستيك ) خفض درجة حرارة لب الشمس، استلزمت تفاصيل طيف طاقة النيوترينوات ارتفاعًا في درجة حرارة اللب. ويعود ذلك إلى أن التفاعلات النووية المختلفة، التي تختلف معدلاتها باختلاف درجة الحرارة، تُنتج نيوترينوات ذات طاقات مختلفة. وقد أدى أي تعديل على النموذج الشمسي إلى تفاقم جانب واحد على الأقل من هذه التناقضات. ^{[ 7 ]}

تم حل مشكلة النيوترينوات الشمسية بفضل فهم أفضل لخصائصها. ووفقًا للنموذج القياسي لفيزياء الجسيمات، توجد ثلاثة أنواع من النيوترينوات: نيوترينوات الإلكترون ، ونيوترينوات الميون ، ونيوترينوات تاو . نيوترينوات الإلكترون هي تلك التي تُنتج في الشمس والتي رُصدت بواسطة التجارب المذكورة آنفًا، ولا سيما تجربة منجم هومستيك التي تستخدم كاشف الكلور.

خلال سبعينيات القرن العشرين، ساد الاعتقاد بأن النيوترينوات عديمة الكتلة وأن أنواعها ثابتة. إلا أنه في عام ١٩٦٨، اقترح بونتيكورفو أنه إذا كانت للنيوترينوات كتلة، فإنها قادرة على التحول من نوع إلى آخر. ^{[ ٨ ]} وبالتالي، فإن النيوترينوات الشمسية "المفقودة" قد تكون نيوترينوات إلكترونية تحولت إلى أنواع أخرى في طريقها إلى الأرض، مما جعلها غير مرئية لأجهزة الكشف في منجم هومستيك ومراصد النيوترينوات المعاصرة.

أشارت المستعر الأعظم 1987A إلى احتمال امتلاك النيوترينوات كتلةً، وذلك بسبب اختلاف أوقات وصولها التي رُصدت في مرصدي كاميوكاندي و IMB . ^{[ 9 ]} مع ذلك، ونظرًا لقلة عدد النيوترينوات المرصودة، كان من الصعب استخلاص أي استنتاجات قاطعة. لو كان لدى مرصدي كاميوكاندي وIMB مؤقتات عالية الدقة لقياس زمن انتقال النيوترينوات عبر الأرض، لكان بالإمكان تحديد ما إذا كانت النيوترينوات تمتلك كتلةً أم لا بشكلٍ أدق. فإذا كانت النيوترينوات عديمة الكتلة، فإنها ستتحرك بسرعة الضوء؛ أما إذا كانت تمتلك كتلةً، فإنها ستتحرك بسرعاتٍ أقل بقليل من سرعة الضوء. ولأن أجهزة الكشف لم تُصمم لرصد نيوترينوات المستعرات العظمى ، لم تكن تتمتع بتوقيت دقيق، وبالتالي لم يكن بالإمكان إجراء هذا الاختبار.

ظهرت أدلة قوية على تذبذب النيوترينو عام ١٩٩٨ من خلال تعاون سوبر-كاميوكاندي في اليابان. ^{[ ١٠ ]} وقد أسفرت هذه التجارب عن رصدات تتوافق مع تحول نيوترينوات الميون (الناتجة في الغلاف الجوي العلوي بفعل الأشعة الكونية ) إلى نيوترينوات تاو داخل الأرض: حيث تم رصد عدد أقل من نيوترينوات الغلاف الجوي التي تمر عبر الأرض مقارنةً بتلك القادمة مباشرةً من فوق الكاشف. وقد اقتصرت هذه الرصدات على نيوترينوات الميون فقط؛ إذ لم يتم رصد أي نيوترينوات تاو في سوبر-كاميوكاندي. وقد عززت هذه النتيجة من احتمالية أن يكون النقص في نيوترينوات نكهة الإلكترون الذي رُصد في تجربة هومستيك (ذات الطاقة المنخفضة نسبيًا) مرتبطًا أيضًا بتغير كتلة النيوترينو ونكهته.

بعد عام، بدأ مرصد سادبري للنيوترينو (SNO) بجمع البيانات. استهدفت هذه التجربة نيوترينوات ^8B الشمسية ، التي  لا تتأثر كثيرًا بالتذبذبات في كل من الشمس والأرض نظرًا لطاقتها التي تبلغ حوالي 10 ميغا إلكترون فولت. ومع ذلك، من المتوقع وجود نقص كبير بسبب تأثير ميخيف-سميرنوف-وولفنشتاين، كما حسبه أليكسي سميرنوف عام 1985. وقد اقترح هيرب تشين ، أيضًا عام 1985، التصميم الفريد لمرصد سادبري للنيوترينو الذي يستخدم كمية كبيرة من الماء الثقيل كوسيط للكشف. ^{[ 11 ]} رصد مرصد سادبري للنيوترينوات الإلكترونية تحديدًا، وجميع أنواع النيوترينوات مجتمعة، ومن ثم أمكن حساب نسبة النيوترينوات الإلكترونية. ^{[ 12 ]} بعد تحليل إحصائي مكثف، حدد فريق مرصد سادبري للنيوترينو هذه النسبة بحوالي 34%، ^{[ 13 ]} وهو ما يتوافق تمامًا مع التوقعات. يتوافق العدد الإجمالي لنيوترينوات ^8B التي تم رصدها أيضًا مع التوقعات التقريبية آنذاك من النموذج الشمسي. ^{[ 14 ]}

• بيانات النيوترينو الشمسي
• حل لغز النيوترينوات المفقودة
• سجل ريموند ديفيس الابن، مؤرشف بتاريخ 2 أكتوبر 2006 في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine).
• نوفا - الجسيم الشبح
• مشكلة النيوترينو الشمسي بقلم جون ن. باهكال
• مشكلة النيوترينو الشمسي، بقلم ل. ستوكمان
• مجموعة من الصور لكاشفات النيوترينو المختلفة
• موقع جون باهكال الإلكتروني