The solar neutrino problem concerned a large discrepancy between the flux of solar neutrinos as predicted from the Sun's luminosity and as measured directly. The discrepancy was first observed in the mid-1960s and was resolved around 2002.

The flux of neutrinos at Earth is several tens of billions per square centimetre per second, mostly from the Sun's core. They are nevertheless hard to detect, because they interact very weakly with matter, traversing the whole Earth. Of the three types (flavors) of neutrinos known in the Standard Model of particle physics, the Sun produces only electron neutrinos. When neutrino detectors became sensitive enough to measure the flow of electron neutrinos from the Sun, the number detected was much lower than predicted. In various experiments, the number deficit was between one half and two thirds.

Particle physicists knew that a mechanism, discussed back in 1957 by Bruno Pontecorvo, could explain the deficit in electron neutrinos. However, they hesitated to accept it for various reasons, including the fact that it required a modification of the accepted Standard Model. They first pointed at the solar model for adjustment, which was ruled out. Today it is accepted that the neutrinos produced in the Sun are not massless particles as predicted by the Standard Model but rather mixed quantum states made up of defined-mass eigenstates in different (complex) proportions. That allows a neutrino produced as a pure electron neutrino to change during propagation into a mixture of electron, muon and tau neutrinos, with a reduced probability of being detected by a detector sensitive to only electron neutrinos.
 
Several neutrino detectors aiming at different flavors, energies, and traveled distance contributed to our present knowledge of neutrinos. In 2002 and 2015, a total of four researchers related to some of these detectors were awarded the Nobel Prize in Physics.

Background 
The Sun performs nuclear fusion via the proton–proton chain reaction, which converts four protons into alpha particles, neutrinos, positrons, and energy. This energy is released in the form of electromagnetic radiation, as gamma rays, as well as in the form of the kinetic energy of both the charged particles and the neutrinos. The neutrinos travel from the Sun's core to Earth without any appreciable absorption by the Sun's outer layers.

In the late 1960s, Ray Davis and John N. Bahcall's Homestake Experiment was the first to measure the flux of neutrinos from the Sun and detect a deficit. The experiment used a chlorine-based detector. Many subsequent radiochemical and water Cherenkov detectors confirmed the deficit, including the Kamioka Observatory and Sudbury Neutrino Observatory.

The expected number of solar neutrinos was computed using the standard solar model, which Bahcall had helped establish. The model gives a detailed account of the Sun's internal operation.

In 2002, Ray Davis and Masatoshi Koshiba won part of the Nobel Prize in Physics for experimental work which found the number of solar neutrinos to be around a third of the number predicted by the standard solar model.

In recognition of the firm evidence provided by the 1998 and 2001 experiments "for neutrino oscillation", Takaaki Kajita from the Super-Kamiokande Observatory and Arthur McDonald from the Sudbury Neutrino Observatory (SNO) were awarded the 2015 Nobel Prize for Physics. The Nobel Committee for Physics, however, erred in mentioning neutrino oscillations in regard to the SNO-Experiment: for the high-energy solar neutrinos observed in that experiment, it is not neutrino oscillations, but the Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein effect. Bruno Pontecorvo was not included in these Nobel prizes since he died in 1993.

Proposed solutions 
Early attempts to explain the discrepancy proposed that the models of the Sun were wrong, i.e. the temperature and pressure in the interior of the Sun were substantially different from what was believed. For example, since neutrinos measure the amount of current nuclear fusion, it was suggested that the nuclear processes in the core of the Sun might have temporarily shut down. Since it takes thousands of years for heat energy to move from the core to the surface of the Sun, this would not immediately be apparent.

Advances in helioseismology observations made it possible to infer the interior temperatures of the Sun; these results agreed with the well established standard solar model. Detailed observations of the neutrino spectrum from more advanced neutrino observatories produced results which no adjustment of the solar model could accommodate: while the overall lower neutrino flux (which the Homestake experiment results found) required a reduction in the solar core temperature, details in the energy spectrum of the neutrinos required a higher core temperature. This happens because different nuclear reactions, whose rates have different dependence upon the temperature, produce neutrinos with different energy. Any adjustment to the solar model worsened at least one aspect of the discrepancies.

Resolution 

The solar neutrino problem was resolved with an improved understanding of the properties of neutrinos. According to the Standard Model of particle physics, there are three flavors of neutrinos: electron neutrinos, muon neutrinos, and tau neutrinos. Electron neutrinos are the ones produced in the Sun and the ones detected by the above-mentioned experiments, in particular the chlorine-detector Homestake Mine experiment.

Through the 1970s, it was widely believed that neutrinos were massless and their flavors were invariant. However, in 1968 Pontecorvo proposed that if neutrinos had mass, then they could change from one flavor to another. Thus, the "missing" solar neutrinos could be electron neutrinos which changed into other flavors along the way to Earth, rendering them invisible to the detectors in the Homestake Mine and contemporary neutrino observatories.

The supernova 1987A indicated that neutrinos might have mass because of the difference in time of arrival of the neutrinos detected at Kamiokande and IMB. However, because very few neutrino events were detected, it was difficult to draw any conclusions with certainty. If Kamiokande and IMB had high-precision timers to measure the travel time of the neutrino burst through the Earth, they could have more definitively established whether or not neutrinos had mass. If neutrinos were massless, they would travel at the speed of light; if they had mass, they would travel at velocities slightly less than that of light. Since the detectors were not intended for supernova neutrino detection, this could not be done.

Strong evidence for neutrino oscillation came in 1998 from the Super-Kamiokande collaboration in Japan. It produced observations consistent with muon neutrinos (produced in the upper atmosphere by cosmic rays) changing into tau neutrinos within the Earth: Fewer atmospheric neutrinos were detected coming through the Earth than coming directly from above the detector. These observations only concerned muon neutrinos. No tau neutrinos were observed at Super-Kamiokande. The result made it, however, more plausible that the deficit in the electron-flavor neutrinos observed in the (relatively low-energy) Homestake experiment has also to do with neutrino mass.

One year later, the Sudbury Neutrino Observatory (SNO) started collecting data. That experiment aimed at the 8B solar neutrinos, which at around 10 MeV are not much affected by oscillation in both the Sun and the Earth. A large deficit is nevertheless expected due to the Mikheyev–Smirnov–Wolfenstein effect as had been calculated by Alexei Smirnov in 1985. SNO's unique design employing a large quantity of heavy water as the detection medium was proposed by Herb Chen, also in 1985. SNO observed electron neutrinos, specifically, and all flavors of neutrinos, collectively, hence the fraction of electron neutrinos. After extensive statistical analysis, the SNO collaboration determined that fraction to be about 34%, in perfect agreement with prediction. The total number of detected 8B neutrinos also agrees with the then rough predictions from the solar model.

References

External links 
 Solar neutrino data
 Solving the Mystery of the Missing Neutrinos
 Raymond Davis Jr.'s logbook
 Nova – The Ghost Particle
 The Solar Neutrino Problem by John N. Bahcall
 The Solar Neutrino Problem, by L. Stockman
 A set of photos of different Neutrino detectors
 John Bahcall's web site

Neutrino problem
Particle physics
Neutrinos
태양 중성미자 문제()는 태양의 광도로 추산한 태양 중성미자의 수와 실제 관측 수가 다른 현상을 말한다. 태양 중성미자 문제는 1960년대 중반 처음 제기되었으며, 2002년 해결되었다.

지구에 도달하는 중성미자 대부분은 태양핵에서 나오며, 1초에 제곱센치미터 당 수백억 개가 지난다. 중성미자는 물질과 거의 상호작용하지 않기 때문에, 대다수는 지구 전체를 통과해 지나간다. 태양에서는 표준 모형에 존재하는 중성미자의 세 맛깔 중 전자 중성미자만 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, 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 진동이 일어나 전자 중성미자 일부가 뮤온 중성미자와 타우 중성미자로 변화해, 감지기를 통과한다는 이론이 정설로 받아들여진다.

배경 
태양은 양성자-양성자 연쇄 반응을 통해 양성자에서 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 데이비스와 존 바콜은 홈스테이크 실험을 통해 태양에서 방출되는 중성미자를 측정해, 최초로  표준 태양 모형의 계산치와 비교해 감지되는 중성미자의 수가 부족하다는 사실을 밝혀냈다. 가미오칸데와 서드베리 중성미자 관측소 등 다른 감지기에서도 부족 현상이 나타났다.

2002년 레이먼드 데이비스와 고시바 마사토시는 감지되는 중성미자의 수가 3분의 1밖에 되지 않는다는 사실을 발견한 공로로 노벨 물리학상을 수상하였다.

1998년과 2001년 중성미자 진동을 밝혀낸 실험을 진행한 공로로, 슈퍼 가미오칸데와 가지타 다카아키와 서드베리 중성미자 관측소의 아서 B. 맥도널드는 2015년 노벨 물리학상을 수상하였다. 이 때 노벨 물리학 위원회는 서드베리 중성미자 관측소를 언급할 때, 미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과를 중성미자 진동으로 적는 실수를 범했다. 브루노 폰테코르보는 1993년 사망하여 노벨상을 수상하지 못하였다.

제안된 해결법 
초기에는 태양 내부의 온도와 압력이 예측치와 달라, 표준 태양 모형에 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.

일진학이 발전하며 태양 내부의 온도를 직접 측정할 수 있었는데, 측정 결과는 표준 태양 모형과 일치했다. 특히, 중성미자의 에너지 스펙트럼을 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.

해결 

태양 중성미자 문제는 중성미자의 성질을 연구하던 중 해결되었다. 입자물리학의 표준 모형에 따르면, 중성미자에는 전자 중성미자, 뮤온 중성미자, 타우 중성미자가 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, 이를 통해 태양에서 나오는 전자 중성미자가 지구로 오는 도중 다른 맛깔로 변화해, 감지기에서 감지되지 않았다고 하면 태양 중성미자 문제를 해결할 수 있다.

초신성 1987A를 가미오칸데와 IMB에서 관측한 결과, 초신성의 관측 시점과 중성미자의 감지 시점에 차이가 있어, 질량이 존재할 가능성이 제기되었으나, 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 가미오칸데에서 중성미자 진동이 일어난다는 근거를 찾아냈다. 슈퍼 가미오칸데에서는 대기 상층에서 우주선으로 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 8B 중성미자를 관측했는데, 중성미자 수의 부족량은 1985년 미케예프-스미르노프-울펜슈타인 효과에 따라 계산한 값과 일치하였다. 서드베리 관측소에서는 중성미자 관측에 중수를 사용하여 전자 중성미자의 모든 맛깔을 관측하였는데, 이를 통계적으로 전환하여 전체 중성미자 중 전자 중성미자의 수가 34% 가량이라는 결론을 내놓았으며, 이는 예측치와 일치했다. 관측된 8B 중성미자의 수는 표준 태양 모형과 대략 일치하였다.

각주

외부 링크 
 Solar neutrino data
 Solving the Mystery of the Missing Neutrinos
 Raymond Davis Jr.'s logbook 
 Nova – The Ghost Particle
 The Solar Neutrino Problem by John N. Bahcall
 The Solar Neutrino Problem, by L. Stockman
 A set of photos of different Neutrino detectors
 John Bahcall's web site

태양
입자물리학
중성미자