عرض مصدر مشكلة نيوترينو الشمس

{{يحرر}}

'''مشكلة نيوترينو الشمس''' في [[فيزياء الجسيمات]]  (بالإنجليزية: solar neutrino problem)
هي مشكلة عدم توافق بين قياس معدل النيوترينوات القادمة من [[الشمس]] إلى [[الأرض]] ومعدل حساب نشأتها في باطن الشمس، وقد ظلت هذه المسألة تشغل الفيزيائيين في جميع أنحاء العالم من أواسط الستينيات من القرن الماضي حتى عام 2002.  

وقد حلت المسألة في الفترة الأخيرة بتفهم أكبر لطبيعة النيوترينو، مما يحتاج إجراء تعديل في [[النموذج الأساسي]] [[جسيم أولي|للجسيمات الأولية]]، وبصفة خاصة [[تذبذب النيوترينو]]. 

ونظرا لاتضاح أن النيوترينوات لها [[كتلة]] مختلفة عن الصفر، فإنهم يستطيعون التحول من النوع الذي اعتبر أنه ينشأ في باطن الشمس ، يتحولوا إلى نوعين آخرين لا يمكن قياسهما بواسطة المكشافات  (العدادات) المستخدمة في ذلك العهد.

== مقدمة ==

تعتبر [[الشمس]] [[مفاعل نووي|مفاعلا نوويا]]  حيث تجري فيه [[اندماج نووي]] بين [[بروتون|البروتونات]]، فيتحول [[الهيدروجين]] بهذا التفاعل إلى [[الهيليوم]]، و[[نيوترينو]] و[[بوزيترون]] و[[طاقة]]. والطاقة الناتجة تنطلق من الأندماج في هيئة [[أشعة جاما]] و[[طاقة الحركة|وطاقة حركة]] للجسيمات، بما فيها النيوترنوات  التي تعبر  باطن الشمس وتصل إلى الأرض من دون حدوث أي امتصاص لها على الطريق أو في الطبقات الخارجية في [[الشمس]].

وعندما تحسنت حساسية المكشافات المستخدمة في عد فيض النيوترينوات الآتية من الشمس، أصبح من الواضح أن العدد المعين بالتجربة  كان  أقل من  العدد الذي تنتجه الحسابات النظرية المعتمدة على نماذج  التفاغلات الجارية في باطن الشمس. وكانت نتائج القياسات تأتي بأعداد بين ثلث إلى نصف الأعداد المحسوبة نظريا. وأصبحت تلك المسألة تسمى مشكلة نيوترون الشمس. 

[[ملف:Sudbury Neutrino Observatory.artist concept of detector.jpg|thumb|Artist's concept of the [[Sudbury Neutrino Observatory]] (Courtesy of SNO)]]

== تجارب القياس ==

في أواخر الستينيات من القرن الماضي قام [[ريموند ديفيس]] و[[جون باهكال]] لأول مرة [[تجربة هومستاك|بتجربة هومستاك]] حيث قاما بقياس فيض النيوترينوات القادمة من الشمس ووجدوا  فرقا في العدد (عدم توافق العدد المعين عمليا مع العدد المحسوب نظريا). وكانت التجربة تستخدم عدادا يحتوي على [[الكلور]]. ثم تتابعت القياسات باستخدام مواد كيميائية أخرى مع [[الماء]] عن طريق القياس ب [[عداد شيرينكوف]] وتأكد الاختلاف بين العدد المقاس والعدد المحسوب. كما أيدت قياسات [[مرصد سودبوري للنيوترينو]] ذلك الفرق.  

وقد أجريت الحسابات الخاصة بنشأة نيوترينوات الشمس على أساسس [[نموذج أساسي للشمس|النموذج الأساسي للشمس]] الذي ساعد باهكال على صياغته وهو يصف بكل تفصيل التفاعلات والعمليات الجارية في باطن الشمس. 

وقد حاز كل من [[ريموند ديفيس]] و[[ماساتوشي كوشيبا]] على جزء من [[جائزة نوبل للفيزياء]] عام 2002 على تجاربهما التي وضحت أن عدد نيوترينوات الشمس تمثل 1/3 العدد الذي يحسبه [[نموذج أساسي ييشمس|النموذج الأساسي للشمس]].
<ref name="nobelprize">{{cite web | url = http://www.nobel.se/physics/laureates/2002/ | title = The Nobel Prize in Physics 2002 | accessdate = 2006-07-18}}</ref>

== ثلاثة أنواع من النيوترينوات==

بينت الفيزياء التجريبية أنه لا بد وأن توجد ثلاثة أنواع من [[نيوترينو|النيوترينوات]] وأنها من  فصيلة [[فرميون|الفرميونات]]، وهي: 

1.  نيوترينوات الإلكترون، وهي تصاحب الإلكترونات و[[كوارك|الكواركين]] العلوي والسفلي،

2. نيوترينوات [[ميون|الميون]] وهي تصاحب [[ميون|بالميون]]  والكواركات شارم وغريب، 
3. نيوترينوات [[تاوون|التاوون]]، وهي تصاحب بصفة أساسية [[تاوون]] والكواركاين العلوي والسفلي. ولم يكتشف نيوترينو التاوون حتى الآن عمليا  بطريقة مباشرة.
 
ويلزم أن يكون لكل نيوترينو، '''نقيض نيوترينو'''، ولا يعرف حتى الآن عما إذا كانت تلك جسيمات مستقلة حقيقية أم أنها النيوترينو نفسه.

== الحل ==
{{main|تذبذب النيوترينو}}

نعتقد حاليا بأن مشكلة نيوتريو الشمس نشأت عن عدم معرفتنا لحواص النيوترينوات. فطبقا للنموذج الأساسي للجسيمات الأولية، نوجد ثلاثة أنواع من النيوترينوات : نيوترينو الإلكترون، وهو النوع الذي ينشأ في الشمس، وهو أيضا النوع الذي اكتشف بالقياس في التجارب الموصوفة اعلاه، وبصفة خاصة [[تجربة هومستاك]] التي أجريت قي أحد المناجم تحت الأرض، بعيدا عن [[الأشعة الكونية]]. والنوع الثاني نيوترينو الميون، والثالث نيوترينو التاوون. وفي عام 1970 كان الاعتقاد سائا بأن النيوترينوات ليس لها [[كتلة]] وانها لا تتغير. ولكن في عام 1968 اقترح برونو بونتيكورفو أنه لو افترض أن النيوترينوات لها [[كتلة]] فلا بد أن تكون لها إمكانية التحول من ونوع لآخر. وبناءا عليه فيمكن أن تكون نيوترينوات الشمس  قد تحولت في طريقها إلى الأرض  إلى أنواع أخرى ولذلك لم تسجلها العدادات. 

وفي عام 1987 حدث [[مستعر أعظم]] وهو [[مستعر أعظم 1987 أي]] في [[مجرة ماجلان الكبرى]] قرب الأرض وبينت قياساتها احتمال أنها ذات كتلة، وذلك لأنهم احتاجوا لأوقات مختلفة للوصول إلى [[الأرض]] حيث قام بقياسهم [[تجربة سوبر كاميوكاندي|تجربة كاميوكاندي]] Kamiokande وعداد إيرفينج-ميتشيجان-بروكهافن  IMB.
<ref>[http://prola.aps.org/abstract/PRL/v58/i18/p1906_1 Phys. Rev. Lett. 58 (1987): W. 
David Arnett and Jonathan L. Rosner &ndash; Neutrino mass limits from SN1987A]</ref>.

ولكن بسبب أن عدد النيوترينوات المسجلة كان عددا قليلا فلم يمكن البت في هذا الموضوع بالتأكيد. وبالإضافة إلى ذلك  كان  من الممكن لتجربة كانيوكاندي و IMB معرفة عما إذا كانت النيوترينوات ذات كتلة من عدمه لو كان المرصدان مزودان بعدادات دقيقة  للوقت بحيث تستطيع تعيين  زمن سفر  النيوترينوات من بعد حدوث الإثارات في المستعر حتى وصولها إل الأرض. وبالتالي لامكن معرفة إذا كانت النيوترينوات تتحرك [[سرعة الضوء|بسرعة الضوء]] وفي هذه الحالة يكون فلا يكون لها كتلة. أو تكون سرعتها أقل قليلا عن سرعة الضوء وفي تلك الحالة يكون لهم كتلة. ولكن التجربتان لم تجهزا أصلا لقياس نيوترينوات المستعر.

وجاء أول تنويه عن وجود [[تذبذب النيوترينو]]  عام 1998 من [[تجربة سوبر كاميوكاندي]] التي أجريت في [[اليابان]]. فقد سجلت قاياسات تتفق مع نيوترينو الميون (التي تنشأ في طبقات الجو العليا عن طريق الأشعة الكونية)  وهي تتغير إلى نيوترينو التاوون. وقد أثبتت القياسات أن عدد النيوترينوات القادمة عبر الكرة الأرضية أقل من عددها القادم إلى العداد من طبقات الأرض العليا. 
ولم تتضمن قياساتهم فقط رصد نيوترينوات الميون الناشئة عن تفاعل الأشعة الكونية مع جو الأرض. ولم ترصد نيوترينوات التاوون في تجربة سوبر كاميوكاندي.

وجاء أول تنويه عن تذبذب نيوترينو الشمس في عام 2001 من مرصد سودبري للنيوترينو  ب  [[كندا]]. فقد استطاع تسجيل جميع أنواع النيوترينوات القادمة من الشمس. ر
<ref>Q.R. Ahmad, et al., "Measurement of the rate of  interactions produced by 8B solar neutrinos at the Sudbury Neutrino Observatory," Phys. Rev. Lett. 87, 071301 (2001)</ref>,

واستطاع المرصد التفرقة بين نيوترينو الإلكترون ونوعي نكهة الآخرين. وبعد  تحليل احصائي عويص وجد أن نحو 35% من النيوترينوات القادمة من الشمس من نوع نيوترينو الإلكترون، وأن الباقي فكانوا نيوترينوات ميون ونيوترينوات تاوون. 
<ref>
Arthur B. McDonald, Joshua B. Klein and David L. Wark, 'Solving the Solar Neutrino Problem', ''Scientific American'', vol. 288, no. 4 (April 2003), pp. 40&ndash;49</ref>.

وكان العدد الكلي من النيوترينوات المسجلة تتفق جيدا مع تقديرات الفيزياء النووية السابقة والتي  تعتمد على [[اندماج نووي|التفاعل الاندماجي]] داخل الشمس.

==المراجع==
{{ثبت_المراجع}}

==اقرأ أيضا==
* [[تجربة سوبر كاميوكاندي]]
* [[تذبذب النيوترينو]]
* [[تجربة أطلس]]
* [[تجربة سوبر كاميوكاندي]] 
* [[مكشاف مصادم فيرميلاب]]
* [[إشعاع شيرنكوف]]
* [[مصفوف عدادات الميون والنيوترينو بالقطب الجنوبي]]

== مراجع ==
{{ثبت_المراجع}}

[[تصنيف:كواشف جسيمات]]
[[تصنيف:فيزياء]]
[[تصنيف:جسيمات أولية]]

[[en:solar neutrino problem]]
[[es:Problema de los neutrinos solares]]
[[fr:Problème des neutrinos solaires]]
[[it:Problema dei neutrini solari]]
[[ja:太陽ニュートリノ問題]]
[[ml:സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം]]
[[pl:Problem neutrin słonecznych]]
[[sr:Проблем соларних неутрина]]
[[zh:太阳中微子问题]]