太陽ニュートリノのソースを表示

[[ファイル:Proton proton cycle.svg|350px|thumb|[[標準太陽モデル]]における太陽ニュートリノ([[陽子-陽子連鎖反応]])]]
'''太陽ニュートリノ'''(Solar neutrino)は、[[核融合]]の結果、[[太陽]]で生成される[[電子ニュートリノ]]である。

主に次の[[陽子-陽子連鎖反応]]で生成する。
: <math>p + p \to \text{d} + e^{+} + \nu_e \!\ </math>
: 2 [[陽子]]<math>\to</math>[[重水素]] + [[陽電子]] + [[電子ニュートリノ]]

この反応で、太陽ニュートリノ全体の86%が生成される。図のとおり、[[標準太陽モデル]]での陽子-陽子連鎖反応では、重水素は他の陽子と融合し、[[ヘリウム3]]原子と[[ガンマ線]]になる。この反応は以下のように表せる。
: <math>d + p \to  {^3}He + \gamma\ </math>

[[ヘリウム4]]は、前の反応で形成されたヘリウム3から以下のように作られる。
: <math>{^3}He + {^3}He \to  {^4}He + 2 p </math>

系の中にヘリウム3とヘリウム4がどちらも存在すると、下記のように両ヘリウム原子が融合して[[ベリリウム]]が形成される。
: <math>{^3}He + {^4}He \to  {^7}Be + \gamma\ </math>

ベリリウム中には陽子が4つあるが[[中性子]]が3つしかないため、ここから2つの経路に分かれる。ベリリウムは電子を捕獲して[[リチウム7]]と電子ニュートリノを形成する。または、[[恒星]]中に豊富に存在する陽子を捕獲して[[ホウ素8]]を形成する。両反応は、それぞれ以下のように表せる。
: <math>{^7}Be + e^{-} \to  {^7}Li + \nu_e\ </math>

この反応で、太陽ニュートリノの14%が作られる。リチウム7は陽子と結合し、2つのヘリウム4を形成する。
: <math>{^7}Be + p \to  {^8}B + \gamma\ </math>

過剰な陽子が存在するため、ホウ素8はベータ(+)崩壊し、以下のようにベリリウム8を形成する。
: <math>{^8}B \to  {^8}Be + e^{+} + \nu_e\ </math>

この反応で、太陽ニュートリノの約0.02%が作られる。これらの少数の太陽ニュートリノは、大きなエネルギーを持つ<ref>{{Citation |first=Claus |last=Grupen |title=Astroparticle Physics |publisher=Springer |year=2006 |isbn=3-540-25312-2}}{{page needed|date=October 2013}}</ref>。

太陽ニュートリノの最大部分は陽子-陽子相互作用から直接生成し、せいぜい400 keVの低いエネルギーである。他に、最大エネルギーが18 MeVにもなるいくつかの別の生成機構が存在する<ref>{{Citation |first=A. |last=Bellerive |title=Review of solar neutrino experiments |journal=Int. J. Mod. Phys. |volume=A19 |year=2004 |pages=1167&ndash;1179 |arxiv=hep-ex/0312045 |doi=10.1142/S0217751X04019093|bibcode = 2004IJMPA..19.1167B }}</ref>。地球に注ぐニュートリノの流束の量は、粒子数で約7・10<sup>10</sup>個/cm<sup>2</sup>/sである<ref>{{harvnb|Grupen|2006}}{{page needed|date=October 2013}}</ref>。

ニュートリノの数は、標準太陽モデルで予測できる。検出される電子ニュートリノの数は予測される数の1/3に過ぎず、この現象は[[太陽ニュートリノ問題]]として知られる。ここから[[ニュートリノ振動]]のアイデアが考えられ、実際にニュートリノの[[フレーバー (素粒子)|フレーバー]]は変化しうる。この現象は、[[サドベリー・ニュートリノ天文台]]で全ての種類の太陽ニュートリノの流束全体を測定し、それが従前に予測された電子ニュートリノの数と合致したことで確認され、同時にニュートリノが質量を持つことも確認された。

太陽ニュートリノのエネルギースペクトルも標準太陽モデルで予測できる<ref>[http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html Solar Neutrino Viewgraphs]</ref>。各々のニュートリノのエネルギー範囲によって感度の良いニュートリノ検出法が異なるため、ニュートリノのエネルギースペクトルを知ることは重要である。[[ホームステーク実験]]では[[塩素]]が用いられ、ベリリウム7の崩壊で生成する太陽ニュートリノに対して最も感度が高かった。サドベリー・ニュートリノ天文台はホウ素8由来の太陽ニュートリノに対して最も高感度である。[[ガリウム]]は、陽子-陽子連鎖反応で生成する太陽ニュートリノに対して最も感度が高い。2012年、[[Borexino]]として知られる共同実験は、[[太陽核]]に存在する重水素の1/400を生成する[[陽子-陽子連鎖反応#pep 反応|pep 反応]]由来の低いエネルギーのニュートリノを検出したと報告した<ref>{{citation |first=G. |last=Bellini |last2=et al |title=First Evidence of pep Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino |arxiv=  1110.3230|journal=Phys. Rev. Lett. |volume=108 |issue=5 |id=051302 |year=2012 |doi=10.1103/PhysRevLett.108.051302|bibcode = 2012PhRvL.108e1302B }}. 6 pages; preprint on arXiv</ref><ref>{{citation |first=Alexandra |last=Witze |title=Elusive solar neutrinos spotted, detection reveals more about reaction that powers sun |journal=Science News |volume=181 |issue=5 |date=March 10, 2012 |page=14 |doi=10.1002/scin.5591810516}}</ref>。検出器は、100トンの液体を含み、この比較的珍しい[[熱核融合]]反応由来の衝突を平均で毎日3回の頻度で検出した。

==関連項目==
*[[ニュートリノ振動]]
*[[太陽ニュートリノ問題]]
*[[ニュートリノ検出器]]
*[[太陽ニュートリノ単位]]
*[[粒子反粒子振動]]

==出典==
{{脚注ヘルプ}}
{{reflist}}

==関連文献==
* {{cite journal|last1=Haxton|first1=W.C.|last2=Hamish Robertson|first2=R.G.|last3=Serenelli|first3=Aldo M.|title=Solar Neutrinos: Status and Prospects|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|date=18 August 2013|volume=51|issue=1|pages=21–61|doi=10.1146/annurev-astro-081811-125539|arxiv = 1208.5723 |bibcode = 2013ARA&A..51...21H }}

{{DEFAULTSORT:たいようにゆうとりの}}
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[[Category:素粒子物理学]]
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[[Category:ニュートリノ天文学]]