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'''태양 중성미자 문제'''({{lang|en|solar neutrino problem}})는 [[태양]]의 [[광도]]로 추산한 [[태양 중성미자]]의 수와 실제 관측 수가 다른 현상을 말한다. 태양 중성미자 문제는 1960년대 중반 처음 제기되었으며, 2002년 해결되었다.

[[지구]]에 도달하는 [[중성미자]] 대부분은 [[태양핵]]에서 나오며, 1초에 [[제곱센치미터]] 당 수백억 개가 지난다. 중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에, 대다수는 지구 전체를 통과해 지나간다. 태양에서는 [[표준 모형]]에 존재하는 중성미자의 세 [[맛깔]] 중 [[전자 중성미자]]만 방출하는데, 지구에서 중성미자 감지기를 사용해 관측하면, 감지되는 전자 중성미자의 수는 절반에서 3분의 1 가량밖에 되지 않는다.

1957년 브루노 폰테코르보가 제안한 기작을 이용하면 태양 중성미자 문제를 설명할 수 있지만,<ref>{{저널 인용|last=Bilenky|first=Samoil M.|date=2013-09-23|title=Bruno Pontecorvo and Neutrino Oscillations|journal=Advances in High Energy Physics|language=en|volume=2013|pages=e873236|doi=10.1155/2013/873236|issn=1687-7357|doi-access=free}}</ref> 표준 모형을 변형해야 한다는 점에서 쉽게 받아들여지지 않았으며, 초기에는 표준 태양 모형을 수정하려는 노력을 진행하였지만 실패하였다. 현재는 중성미자가 표준 모형과 달리 고유 질량을 가진 입자임이 밝혀져 있는데, 이로 인해 [[중성미자 진동]]이 일어나 전자 중성미자 일부가 뮤온 중성미자와 타우 중성미자로 변화해, 감지기를 통과한다는 이론이 정설로 받아들여진다.

== 배경 ==
태양은 [[양성자-양성자 연쇄 반응]]을 통해 [[양성자]]에서 [[알파 입자]], [[중성미자]], [[양전자]], 에너지를 생성한다. 에너지는 전자기파 형태([[감마선]])와 입자의 [[운동 에너지]] 형태로 방출된다. 핵에서 생성된 중성미자는 지구까지 흡수되지 않고 그대로 도달한다.

1960년대 말 [[레이먼드 데이비스]]와 [[존 바콜]]은 [[홈스테이크 실험]]을 통해 태양에서 방출되는 중성미자를 측정해, 최초로  표준 태양 모형의 계산치와 비교해 감지되는 중성미자의 수가 부족하다는 사실을 밝혀냈다. [[가미오칸데]]와 [[서드베리 중성미자 관측소]] 등 다른 감지기에서도 부족 현상이 나타났다.

2002년 [[레이먼드 데이비스]]와 [[고시바 마사토시]]는 감지되는 중성미자의 수가 3분의 1밖에 되지 않는다는 사실을 발견한 공로로 [[노벨 물리학상]]을 수상하였다.<ref name="nobelprize">{{웹 인용| url = https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2002/summary/ | title = The Nobel Prize in Physics 2002 | accessdate = 2020-02-16}}</ref>

1998년과 2001년 중성미자 진동을 밝혀낸 실험을 진행한 공로로, [[슈퍼 가미오칸데]]와 [[가지타 다카아키]]와 서드베리 중성미자 관측소의 [[아서 B. 맥도널드]]는 2015년 노벨 물리학상을 수상하였다.<ref name="nobelprizeII">{{웹 인용| url = https://www.nobelprize.org/prizes/physics/2015/summary/ | title = The Nobel Prize in Physics 2015 | accessdate = 2020-02-16}}</ref><ref name="Nobel">{{웹 인용| url=https://www.bbc.com/news/science-environment-34443695 | title=Neutrino 'flip' wins physics Nobel Prize | publisher=[[BBC News]] | date=6 October 2015 | accessdate=6 October 2015 | author=Webb, Jonathan}}</ref> 이 때 노벨 물리학 위원회는 서드베리 중성미자 관측소를 언급할 때, [[미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과]]를 중성미자 진동으로 적는 실수를 범했다.<ref>Alexei Yu. Smirnov: "Solar neutrinos: Oscillations or No-oscillations?" September 8, 2016, {{arXiv|1609.02386}}.</ref><ref>Adrian Cho: "Did the Nobel committee get the physics wrong?" ''Science'', December 14, 2016, [[doi:10.1126/science.aal0508]].</ref> 브루노 폰테코르보는 1993년 사망하여 노벨상을 수상하지 못하였다.

== 제안된 해결법 ==
초기에는 태양 내부의 [[온도]]와 [[압력]]이 예측치와 달라, [[표준 태양 모형]]에 오류가 있다는 가설이 주를 이루었다. 예를 들어, 중성미자의 수는 핵융합 정도에 비례하기 때문에, 핵에서의 핵융합이 감소하였다면 열에너지는 태양 표면까지 이동하는 데 수천 년이 걸리므로, 당장 관측되지 않을 수도 있다는 가설이 있었다.

[[일진학]]이 발전하며 태양 내부의 온도를 직접 측정할 수 있었는데, 측정 결과는 표준 태양 모형과 일치했다. 특히, 중성미자의 에너지 [[스펙트럼]]을 관측한 결과, 중성미자의 수를 설명하려면 핵의 온도가 낮아야 하지만, 스펙트럼을 설명하려면 핵의 온도가 높아야 한다는 모순이 생겨, 표준 태양 모형으로는 이 현상을 설명할 수 없다는 사실이 밝혀졌다. 만약 표준 태양 모형을 조정할 경우 결과가 더 악화되었다.<ref>Haxton, W.C. Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol 33, pp. 459–504, 1995.</ref>

== 해결 ==
{{본문|중성미자 진동|미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과}}
태양 중성미자 문제는 중성미자의 성질을 연구하던 중 해결되었다. 입자물리학의 [[표준 모형]]에 따르면, 중성미자에는 [[전자 중성미자]], [[뮤온 중성미자]], [[타우 중성미자]]가 있는데, 태양에서는 이 중 전자 중성미자만 형성되며, 지구에서의 감지기 대다수도 전자 중성미자만 감지할 수 있다.

1970년대에는 중성미자의 질량과 맛깔은 변화하지 않는다고 받아들여졌으나, 1968년 브루노 폰테코르보는 중성미자에 질량이 있을 경우, 맛깔이 서로 변화할 수 있다는 가설을 제기하였으며,<ref>{{저널 인용
 |last1=Gribov |first1=V.
 |date=1969
 |title=Neutrino astronomy and lepton charge
 |journal=[[Physics Letters B]]
 |volume=28 |issue=7 |pages=493–496
 |doi=10.1016/0370-2693(69)90525-5
|bibcode = 1969PhLB...28..493G }}</ref> 이를 통해 태양에서 나오는 전자 중성미자가 지구로 오는 도중 다른 맛깔로 변화해, 감지기에서 감지되지 않았다고 하면 태양 중성미자 문제를 해결할 수 있다.

[[초신성 1987A]]를 [[가미오칸데]]와 [[어바인-미시간-브룩헤이븐|IMB]]에서 관측한 결과, 초신성의 관측 시점과 중성미자의 감지 시점에 차이가 있어, 질량이 존재할 가능성이 제기되었으나,<ref>
{{저널 인용
 |author=W. David Arnett|author2=Jonathan L. Rosner|name-list-style=amp
 |date=1987
 |title=Neutrino mass limits from SN1987A
 |journal=[[Physical Review Letters]]
 |volume=58 |issue=18 |pages=1906–1909
 |doi=10.1103/PhysRevLett.58.1906
 |pmid=10034569|bibcode=1987PhRvL..58.1906A
}}</ref> 이러한 관측은 수 자체가 적어 어떠한 결론을 내기에는 부족했다. 만약 중성미자에 질량이 없다면 광속으로 이동할 것이므로 초신성의 관측 시점과 감지 시점에 차이가 없어야 하고, 질량이 있을 경우 차이가 발생하게 되는데, 두 감지기 모두 초신성에서의 중성미자 관측을 상정하지 않았기 때문에, 이 차이를 측정할 수 있을 정도로 민감하지 않았다.

1998년 일본의 [[슈퍼 가미오칸데]]에서 [[중성미자 진동]]이 일어난다는 근거를 찾아냈다.<ref>Edward Kearns, Takaaki Kajita, and Yoji Totsuka: "Detecting Massive Neutrinos". ''Scientific American'', August 1999.</ref> 슈퍼 가미오칸데에서는 대기 상층에서 [[우주선 (물리)|우주선]]으로 인해 발생하는 뮤온 중성미자가, 감지기 위보다 아래에서 적게 감지되는 사실을 알아내, 뮤온 중성미자 일부가 타우 중성미자로 변화하였다고 보았다. 이를 통해 태양 중성미자 문제도 중성미자의 질량과 관련이 있을 것이라는 추측이 늘어났다.

1년 후 문을 연 서드베리 중성미자 관측소에서는 중성미자 진동의 영향을 거의 받지 않는 10 MeV <sup>8</sup>B 중성미자를 관측했는데, 중성미자 수의 부족량은 1985년 [[미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과]]에 따라 계산한 값과 일치하였다. 서드베리 관측소에서는 중성미자 관측에 [[중수]]를 사용하여<ref>H.H. Chen, "Direct Approach to Resolve the Solar Neutrino Problem," ''[[Physical Review Letters]]'' 55, 1985, [[doi:10.1103/PhysRevLett.55.1534]].</ref> 전자 중성미자의 모든 맛깔을 관측하였는데,<ref>Q.R. Ahmad, et al., "Measurement of the Rate of Interactions ν<sub>e</sub> + d → p + p + e<sup>−</sup> Produced by <sup>8</sup>B Solar Neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory," ''[[Physical Review Letters]]'' 87, 2001, [[doi:10.1103/PhysRevLett.87.071301]].</ref> 이를 통계적으로 전환하여 전체 중성미자 중 전자 중성미자의 수가 34% 가량이라는 결론을 내놓았으며, 이는 예측치와 일치했다.<ref>Alain Bellerive et al. (SNO Collaboration): "The Sudbury Neutrino Observatory." Nucl. Phys. B 908, 2016, {{arXiv|1602.02469}}.</ref> 관측된 <sup>8</sup>B 중성미자의 수는 표준 태양 모형과 대략 일치하였다.<ref>{{인용|doi=10.1142/S0217751X00005164|title=Solar Neutrinos|journal=International Journal of Modern Physics A|volume=15|pages=201–228|year=2000|last1=Suzuki|first1=Yoichiro|bibcode=2000IJMPA..15S.201S|url=http://www.slac.stanford.edu/econf/C990809/docs/suzuki.pdf}}</ref>

== 각주 ==
{{각주}}

== 외부 링크 ==
* [http://cupp.oulu.fi/neutrino/nd-sol2.html Solar neutrino data]
* [http://nobelprize.org/physics/articles/bahcall/ Solving the Mystery of the Missing Neutrinos]
* [http://www.symmetrymag.org/cms/?pid=1000119 Raymond Davis Jr.'s logbook] {{웨이백|url=http://www.symmetrymag.org/cms/?pid=1000119 |date=20061002200412 }}
* [https://www.pbs.org/wgbh/nova/neutrino/ Nova – The Ghost Particle]
* [http://math.ucr.edu/home/baez/physics/ParticleAndNuclear/solar_neutrino.html The Solar Neutrino Problem] by John N. Bahcall
* [https://lynneslair.com/neutrino/ The Solar Neutrino Problem, by L. Stockman]
* [https://www.pbs.org/wgbh/nova/neutrino/dete-01.html A set of photos of different Neutrino detectors]
* [http://www.sns.ias.edu/~jnb/ John Bahcall's web site]

[[분류:태양]]
[[분류:입자물리학]]
[[분류:중성미자]]