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태양 중성미자

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목차

1. 개요

태양 중성미자는 태양 핵에서 생성되는 중성미자이다. 1960년대 존 N. 배콜과 레이먼드 데이비스 주니어는 홈스테이크 실험을 통해 태양 중성미자를 연구했지만, 실험 결과가 이론값의 20% 미만으로 나타나는 태양 중성미자 문제가 발생했다. 1969년 브루노 폰테코르보는 태양에서 방출된 중성미자가 지구에 도달하는 과정에서 형태가 변한다는 아이디어를 제시했고, 서드버리 중성미자 관측소의 2002년 실험을 통해 중성미자 진동이 발견되면서 태양 중성미자 문제가 해결되었다. 주요 관측소로는 슈퍼-카미오칸데, 서드버리 중성미자 관측소, 보렉시노 등이 있으며, 태양 중성미자는 양성자-양성자 연쇄 반응 등 다양한 핵융합 반응을 통해 생성된다. 1930년 볼프강 파울리가 중성미자 존재를 처음 제시했고, 프레데릭 라이네스와 클라이드 코원이 1956년 처음으로 중성미자를 검출했다. 레이먼드 데이비스와 존 배콜은 태양 중성미자 연구에 기여했으며, 아서 B. 맥도날드와 가지타 타카아키는 중성미자 진동 발견으로 노벨상을 수상했다.

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태양 중성미자
개요
종류중성미자
기원태양
특징
질량매우 작음 (정확한 값은 알려지지 않음)
전하0 (중성)
상호작용다른 물질과 거의 상호작용하지 않음
생성 과정
주요 반응양성자-양성자 연쇄 반응
기타 반응CNO 순환
pep 반응
검출
주요 실험슈퍼-카미오칸데
사디
갈렉스
갈륨
보렉시노
검출 방법물 또는 중수를 이용한 체렌코프 복사 검출
갈륨을 이용한 반응 검출
역사
최초 제안1930년대, 볼프강 파울리
최초 검출1960년대, 레이먼드 데이비스 주니어
중요성
태양 연구태양 내부 반응을 직접적으로 관측할 수 있는 유일한 방법
중성미자 연구중성미자의 성질 (질량, 진동 등) 연구에 중요한 역할

2. 역사적 배경

홈스테이크 실험 장치의 다이어그램


1960년대 존 N. 배콜과 레이먼드 데이비스 주니어는 홈스테이크 실험을 통해 태양 중성미자를 연구했다. 배콜은 염소-아르곤 반응을 이용해 태양 중성미자를 연구하는 것이 가장 효과적이라고 결론지었고, 자신의 모델로 태양에서 지구에 도달할 것으로 예상되는 중성미자 수를 계산했다.[1][2] 데이비스는 과염소에틸렌을 사용한 염소-아르곤 검출기로 중성미자를 찾는 방법을 개발했다.

우주선과의 상호 작용을 피하기 위해 깊은 지하에서 수행된 이 실험은 1968년 첫 결과가 나왔는데, 실험값은 배콜이 계산한 이론값의 20% 미만이었다.[1][2] 이러한 불일치는 태양 중성미자 문제로 알려졌다. 1969년 브루노 폰테코르보는 중성미자가 형태를 바꿀 수 있다는 아이디어를 제시해 이 문제에 대한 새로운 해결 가능성을 제시했다.[3]

2. 1. 홈스테이크 실험

존 N. 배콜과 레이먼드 데이비스 주니어 두 천체 물리학자는 1960년대부터 홈스테이크 실험을 통해 태양 중성미자를 연구했다. 이 실험은 사우스다코타주 홈스테이크에서 수행되었으며, 지구에 도달하는 태양 중성미자의 수를 세는 것을 목표로 했다.[1] 배콜은 자신이 개발한 태양 모델을 사용하여 염소-아르곤 반응을 이용하는 것이 태양 중성미자를 연구하는 가장 효과적인 방법이라고 결론지었다.[1] 또한, 자신의 모델을 통해 태양으로부터 지구에 도달할 것으로 예상되는 중성미자의 수를 계산했다.[2]

이론적 값이 결정된 후, 데이비스는 수십만 리터의 과염소에틸렌(탄소와 염소로 구성된 화학 화합물)을 사용한 염소-아르곤 검출기로 중성미자를 찾는 방법을 개발했다.[1] 실험은 우주선과의 상호 작용을 피하기 위해 홈스테이크 금광의 깊은 지하에서 수행되었다.[1][2] 실험은 매일 몇 개의 염소만 아르곤으로 변환되는 것을 감지할 수 있었기 때문에 수년 동안 지속되었고, 1968년에 첫 번째 결과가 나왔다.[2] 놀랍게도, 실험값은 배콜이 계산한 이론값의 20% 미만이었다.[2] 이러한 불일치는 태양 중성미자 문제로 알려지게 되었다.

2. 2. 추가 실험

데이비스와 바콜은 자신들이 어디에서 잘못했는지, 무엇을 놓쳤는지 이해하기 위해 연구를 계속했으며, 이 주제에 대한 자체 연구를 수행한 다른 천체 물리학자들도 마찬가지였다. 많은 사람들이 1970년대와 1980년대에 바콜의 계산을 검토하고 다시 수행했으며, 더 많은 데이터로 인해 결과가 더욱 정확해졌지만, 여전히 차이가 존재했다.[3] 데이비스는 자신의 실험을 반복하여 감도와 다른 요소를 변경하여 아무것도 간과하지 않았는지 확인했지만, 아무것도 발견하지 못했고 결과는 여전히 "누락된" 중성미자를 보여주었다.[3] 1970년대 말까지, 널리 예상된 결과는 실험 데이터가 계산된 중성미자 수의 약 39%를 산출한다는 것이었다.[2] 1969년, 이탈리아계 러시아인 천체 물리학자인 브루노 폰테코르보는 우리가 중성미자를 생각하는 것처럼 완전히 이해하지 못할 수도 있고, 중성미자가 어떤 방식으로든 변할 수 있다는 새로운 아이디어를 제시했다. 즉, 태양에서 방출되는 중성미자가 형태를 바꾸어, 실험이 수행된 지구에 도달했을 때는 중성미자라고 생각했던 것과는 더 이상 같지 않다는 의미였다.[3] 폰테코르보가 제시한 이 이론은 지속되었던 실험 결과와 이론 결과 사이의 불일치를 설명하는 데 타당성을 부여했다.

2. 3. 태양 중성미자 문제 해결

서드버리 중성미자 관측소에서 2002년에 지하 2100미터에서 수행된 실험 결과는 태양에서 방출되는 중성미자가 실제로 형태, 즉 맛을 바꿀 수 있다는 것을 발견했다. 이는 중성미자가 완전히 질량이 없지 않기 때문이다.[4] 이 중성미자 진동의 발견은 데이비스와 배콜이 태양 중성미자를 연구하기 시작한 지 거의 40년 만에 태양 중성미자 문제를 해결했다.

3. 중성미자 관측소

태양 중성미자의 가장 높은 플럭스는 양성자-양성자 상호 작용에서 직접 나오며, 최대 400 keV의 낮은 에너지를 갖는다. 최대 18 MeV의 에너지를 갖는 다른 중요한 생성 메커니즘도 존재한다.[34] 지구에서 측정되는 중성미자 플럭스는 약 7·1010 입자·cm−2·s −1이다.[35] 표준 태양 모델은 중성미자 수를 예측할 수 있지만, 지구에서 실제 측정된 중성미자 수는 예측값과 1/3 정도 차이가 났는데, 이를 태양 중성미자 문제라고 한다.

미래의 중성미자 탐지기는 태양 모델에서 예측하는 핵융합 반응에 따라 태양 핵 내 중성미자 발생 위치를 측정할 수 있을 정도로 정밀하게 중성미자의 유입 방향을 탐지할 수 있을 것으로 기대된다.[36]

슈퍼-카미오칸데, 서드베리 중성미자 관측소(SNO), 보렉시노 등의 관측소에서 중성미자 관측 실험이 진행되었다. 슈퍼-카미오칸데 실험을 통해 중성미자 진동이 발견되었고, SNO 실험 결과와 함께 태양 중성미자 문제 해결에 기여했다.

3. 1. 슈퍼-카미오칸데

슈퍼-카미오칸데는 지하 2700m에 있는 5만 톤 규모의 물 체렌코프 검출기이다.[5] 이 검출기는 중성미자 관측, 우주선 관측, 그리고 일본에서의 양성자 붕괴 탐색에 사용된다. 1998년, 슈퍼-카미오칸데 실험을 통해 중성미자가 전자, 뮤온 또는 타우로 그 종류를 바꾸는 중성미자 진동이 발견되었다.

슈퍼-카미오칸데 실험은 1996년부터 현재까지 진행 중이다.[6] 이 실험에서 검출기는 물 분자를 분석하고 물 분자에서 제거된 전자를 감지하여 중성미자를 감지한다. 제거된 전자는 중성미자에 의해 생성된 푸른색 체렌코프 빛을 생성한다.[7] 따라서 이 푸른 빛이 감지되면 중성미자가 존재하며 계산될 수 있다고 추론할 수 있다.

3. 2. 서드버리 중성미자 관측소 (SNO)

서드베리 중성미자 관측소는 캐나다 서드베리에 있는 지하 2100m 관측소로, 1990년대 후반과 2000년대 초반에 중성미자 진동 연구가 진행된 곳이다. 이 관측소의 실험 결과는 슈퍼-카미오칸데의 결과와 함께 태양 중성미자 문제를 해결하는 데 도움이 되었다.[8]

SNO는 중수소 체렌코프 검출기이며 슈퍼-카미오칸데와 동일한 방식으로 작동하도록 설계되었다. 중성미자가 중수와 반응하면 푸른색 체렌코프 빛이 생성되어 연구자와 관찰자에게 중성미자 감지를 알린다.[8]

Borexino 검출기 외부

3. 3. 보렉시노 (Borexino)

보렉시노 검출기는 이탈리아의 그란 사소 국립 연구소에 위치해 있다.[9] 보렉시노는 활발하게 사용되는 검출기이며, 현장에서 실험이 진행 중이다. 보렉시노 실험의 목표는 일반적으로 1MeV 미만의 저에너지 태양 중성미자를 실시간으로 측정하는 것이다.[9] 이 검출기는 광전자 증배관, 전자 및 보정 시스템으로 구성된 복잡한 구조로, 저에너지 태양 중성미자를 적절하게 측정할 수 있도록 갖춰져 있다.[9] 광전자 증배관은 매우 약한 신호에 대한 빛을 감지할 수 있으므로 이 시스템에서 감지 장치로 사용된다.[10]

태양 중성미자는 태양의 핵에서 기원하기 때문에 태양의 핵에 대한 직접적인 통찰력을 제공할 수 있다.[1] 태양의 핵을 떠난 태양 중성미자는 빛(광자)이 입자에서 입자로 반사되는 반면, 다른 입자나 아원자 입자와 상호작용하지 않기 때문에 빛보다 먼저 지구에 도달한다.[1] 보렉시노 실험은 이 현상을 이용하여 태양이 현재 10만 년 전과 동일한 양의 에너지를 방출한다는 것을 발견했다.[1]

4. 생성 과정

태양 중성미자는 다양한 핵융합 반응을 통해 태양의 중심부에서 생성되며, 각 반응은 특정 속도로 발생하고 고유한 스펙트럼의 중성미자 에너지를 생성한다.

태양 중성미자 생성


양성자-양성자 연쇄 반응은 태양 중성미자 생성에 주요 기여를 한다. 이 외에도, 중수소는 다른 양성자와 융합하여 3He 핵과 감마선을 생성한다.

:\text{d} + \text{p} \to {^3}\text{He} + \operatorname{\gamma}

이전 반응에서 생성된 3He를 사용하여 동위원소 4He를 생성할 수 있다.

:{^3}\text{He} + {^3}\text{He} \to {^4}\text{He} + 2\,\text{p}

4. 1. 양성자-양성자 연쇄 반응

표준 태양 모형에서의 태양 중성미자(양성자-양성자 연쇄 반응)


양성자-양성자 연쇄 반응은 태양 중성미자 생성에 주요 기여를 한다. 이 반응식은 다음과 같다.[11]

: \text{p} + \text{p} \to \text{d} + \text{e}^{+} + \operatorname{\nu}_\text{e}

이는 두 개의 양성자가 반응하여 중수소, 양전자, 전자 중성미자를 생성하는 과정이다. 전체 태양 중성미자의 약 91%가 이 반응에서 생성된다.[11]

4. 2. 베릴륨-7 및 붕소-8 생성 반응

헬륨-3과 헬륨-4가 모두 존재하는 환경에서는, 헬륨 핵 각각 하나씩이 융합하여 베릴륨-7을 생성할 수 있다. 반응식은 다음과 같다.

:{^3}\text{He} + {^4}\text{He} \to {^7}\text{Be} + \operatorname{\gamma}

베릴륨-7은 이 단계에서 두 가지 다른 경로를 따를 수 있다. 전자를 포획하여 더 안정적인 리튬-7 핵과 전자 중성미자를 생성하거나, 풍부한 양성자 중 하나를 포획하여 붕소-8을 생성할 수 있다. 리튬-7을 거치는 첫 번째 반응은 다음과 같다.

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

이 리튬 생성 반응은 태양 중성미자의 약 7%를 생성한다.[11] 생성된 리튬-7은 나중에 양성자와 결합하여 두 개의 헬륨-4 핵을 생성한다. 다른 반응은 양성자 포획으로, 붕소-8을 생성한 다음 베타+ 붕괴를 통해 베릴륨-8로 전환된다. 반응식은 다음과 같다.

:{^7}\text{Be} + \text{p} \to {^8}\text{B} + \operatorname{\gamma}

:{^8}\text{B} \to {^8}\text{Be}{^*} + \text{e}^{+} + \operatorname{\nu}_\text{e}

이 붕소 생성 반응은 태양 중성미자의 약 0.02%를 생성한다.[12] 비록 매우 적은 양이지만, 이 희귀한 태양 중성미자는 평균 에너지가 더 높기 때문에 두드러진다. 베릴륨-8 핵의 별표(*)는 여기된 불안정한 상태임을 나타낸다. 여기된 베릴륨-8 핵은 두 개의 헬륨-4 핵으로 분열된다.

:{^8}\text{Be}{^*} \to {^4}\text{He} + {^4}\text{He}

5. 관측된 데이터

가장 높은 플럭스의 태양 중성미자는 양성자-양성자 상호 작용에서 직접 나오며, 최대 400 keV의 낮은 에너지를 가진다. 또한 18 MeV까지의 에너지를 가진 몇 가지 다른 중요한 생성 메커니즘이 있다.[34] 지구에서 중성미자 플럭스 양은 약 7·1010 입자·cm−2·s −1이다.[35] 중성미자 수는 표준 태양 모델에 의해 매우 확신을 가지고 예측할 수 있지만, 지구에서 감지된 중성미자 수와 예측된 중성미자 수는 1/3의 차이를 보이며, 이는 태양 중성미자 문제이다.

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태양 모델은 또한 태양 중성미자가 생성되는 핵융합 반응에 따라 태양 중성미자가 기원해야 하는 태양 코어 내의 위치를 예측한다. 미래의 중성미자 검출기는 이 효과를 측정할 수 있을 만큼 충분한 정밀도로 이러한 중성미자의 입사 방향을 감지할 수 있을 것이다.[15][36]

낮(주황색, 연속) 또는 밤(보라색, 파선)에 도착하는 태양 중성미자의 생존 확률의 이론적 곡선으로, 중성미자의 에너지에 대한 함수이다. 또한 양성자-양성자 사슬의 네 가지 다른 가지에 해당하는 측정값이 수행된 중성미자의 에너지의 네 가지 값이 표시된다.


태양 중성미자의 에너지 스펙트럼 또한 태양 모델에 의해 예측된다.[16] 서로 다른 중성미자 감지 실험이 서로 다른 중성미자 에너지 범위에 민감하기 때문에 이 에너지 스펙트럼을 아는 것이 필수적이다. Homestake 실험은 염소를 사용했고 베릴륨 동위 원소 7Be의 붕괴에 의해 생성된 태양 중성미자에 가장 민감했다. Sudbury Neutrino Observatory는 8B에 의해 생성된 태양 중성미자에 가장 민감하다. 갈륨을 사용하는 검출기는 양성자-양성자 연쇄 반응 과정에 의해 생성된 태양 중성미자에 가장 민감하지만, 이 기여를 별도로 관찰할 수 없었다.

이 사슬의 기본적인 반응, 중수소 내의 양성자-양성자 융합으로부터의 중성미자 관찰은 2014년 Borexino에 의해 처음으로 달성되었다. 2012년 같은 협력단은 태양에서 400개의 중수소 핵 중 1개를 생성하는 양성자-전자-양성자 (pep 반응)에 대해 저에너지 중성미자를 감지했다고 보고했다.[17][18] 검출기는 100 톤의 액체를 포함했고 이 비교적 드문 열핵 반응으로부터 평균적으로 매일 3 개의 이벤트를 보았다( 11C 생성으로 인해).

2014년, Borexino는 144±33/day의 속도로 pp-반응으로부터의 중성미자의 성공적인 직접 감지를 보고했으며, pp-반응이 태양의 광도의 99%를 생성하고 검출기의 효율성을 분석한다는 표준 태양 모델 예측을 기반으로 예상된 131±2/day의 속도와 일치했다.[19][20]

2020년, Borexino는 태양 코어 깊숙한 곳에서 CNO 순환 중성미자의 첫 번째 감지를 보고했다.[21]

Borexino가 여러 에너지의 중성미자를 측정했다는 점에 유의해야 한다. 이러한 방식으로 그들은 이론에 의해 예측된 태양 중성미자 진동 패턴을 실험적으로 처음으로 시연했다. 중성미자는 핵 반응을 유발할 수 있다. 지질 시대 동안 태양 중성미자에 노출된 다양한 시대의 고대 광석을 보면, 표준 태양 모델에 따르면 (현재) 불활성 부산물인 헬륨이 코어에 축적됨에 따라 오랜 시간에 걸쳐 태양의 광도를 조사하는 것이 가능할 수 있다.[22]

6. 현재 연구 및 발견

1900년대 후반과 2000년대 초반, 많은 천체 물리학자들은 태양 중성미자 문제를 연구하고 해결하고자 노력했다. 이 문제는 해결되었으며, 21세기에도 이 분야에서는 여전히 독창적이고 새로운 연구가 진행되고 있다.

6. 1. keV 에너지 영역의 태양 중성미자 플럭스

태양 중성미자의 가장 높은 플럭스는 양성자-양성자 상호 작용에서 직접 나오며 최대 400 keV의 낮은 에너지를 갖는다. 또한 최대 18 MeV의 에너지를 갖는 몇 가지 다른 중요한 생산 메커니즘도 있다.[34] 지구에서 중성미자 플럭스의 양은 약 7·1010 입자·cm−2·s −1이다.[35]

2017년에 발표된 연구는 극도로 낮은 에너지(keV 범위)에서의 태양 중성미자 및 반중성미자 플럭스를 해결하는 것을 목표로 했다.[25] 이 낮은 에너지에서의 과정은 연구자들에게 태양 금속 함량에 대한 중요한 정보를 제공했다.[25] 태양 금속 함량은 수소와 헬륨보다 무거운 입자에 존재하는 원소의 척도이며, 일반적으로 이 분야에서는 이 원소가 철이다.[26] 이 연구의 결과는 전체 플럭스 스펙트럼 측면에서 과거 연구와 상당히 다른 결과를 낳았다.[25] 현재 기술로는 이러한 결과를 시험할 수 없다.[25]

6. 2. 보렉시노 Phase-II 데이터를 이용한 중성미자 자기 모멘트 제한

이 연구는 2017년에 발표되었으며, 태양 중성미자의 유효 자기 쌍극자 모멘트를 찾는 것을 목표로 했다.[27] 이 탐색은 보렉시노 실험의 두 번째 단계 노출 데이터를 사용하여 완료되었으며, 1291.5일(3.54년) 동안의 데이터를 포함한다.[27] 그 결과, 전자 반동 스펙트럼 형태는 예상대로였으며, 주요 변화나 편차는 없었다.[27]

7. 주요 기여자

볼프강 파울리는 1930년에 우리 우주에 중성미자와 같은 입자가 존재한다는 아이디어를 처음 제시했다. 그는 그러한 입자가 질량이 전혀 없을 것이라고 믿었다.[23]

어바인 캘리포니아 대학교의 프레데릭 라이네스와 클라이드 코원은 1956년에 처음으로 중성미자를 검출한 천체물리학자였다. 그들은 1995년에 이 연구로 노벨 물리학상을 수상했다.[24]

레이먼드 데이비스 주니어가 조지 W. 부시 대통령으로부터 과학 메달을 수여받고 있다.


레이먼드 데이비스와 존 배콜은 태양 중성미자 연구의 선구자이다. 데이비스는 고시바 마사토시와 함께 태양 중성미자 문제 해결에 기여한 공로로 2002년 노벨 물리학상을 수상했다.

폰테코르보는 중성미자가 질량을 가지고 진동할 수 있다는 아이디어를 처음으로 제시한 천체물리학자로 알려져 있지만, 1993년에 사망하여 노벨상을 받지 못했다.

캐나다 물리학자 아서 B. 맥도날드는 1980년대 중반에 서드베리 중성미자 관측소(SNO)를 건설하는 데 중요한 기여를 했으며, 나중에 SNO의 소장과 태양 중성미자 문제를 해결한 팀의 리더가 되었다.[23] 맥도날드는 일본 물리학자 가지타 타카아키와 함께 2015년에 중성미자의 진동을 발견한 공로로 노벨상을 수상했다.[23]

참조

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[2] 웹사이트 Solar Neutrinos https://neutrino-his[...] 2018-06-04
[3] 웹사이트 Solving the mystery of the missing neutrinos https://www.nobelpri[...] 2021-05-07
[4] 웹사이트 Solar neutrino problem ! cosmology https://www.britanni[...] 2021-05-07
[5] 웹사이트 Super-Kamiokande Official Website http://www-sk.icrr.u[...] 2021-05-07
[6] 간행물 The Super-Kamiokande Experiment http://www.worldscie[...] WORLD SCIENTIFIC 2008-03
[7] 학술지 Atmospheric neutrinos and discovery of neutrino oscillations 2010-04
[8] 웹사이트 The SNO Homepage https://sno.phy.quee[...] 2021-05-07
[9] 학술지 The Borexino detector at the Laboratori Nazionali del Gran Sasso https://linkinghub.e[...] 2009-03
[10] 웹사이트 Molecular Expressions Microscopy Primer: Digital Imaging in Optical Microscopy - Concepts in Digital Imaging - Photomultiplier Tubes https://micro.magnet[...] 2021-05-07
[11] 학술지 A New Generation of Standard Solar Models
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[19] 학술지 Neutrinos from the primary proton–proton fusion process in the Sun 2014-08-27
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[24] 웹사이트 Neutrino mass discovered https://physicsworld[...] 1998-07-01
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[32] 간행물 First Evidence of pep Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino
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[34] 저널 인용 Review of solar neutrino experiments
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[36] 저널 Projections for measuring the size of the solar core with neutrino-electron scattering


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