El Problema del Neutrino Solar

Nuestra comprensión de la producción de energía en el Sol, nos dice que se obtiene principalmente del ciclo protón-protón. Hay tres caminos de reacción para la fusión protón-protón que conducen a la producción de partículas alfa, cada una de las cuales libera neutrinos. Ninguna de las otras partículas implicadas puede cruzar hacia fuera del centro en el Sol para ser observada directamente, por lo que se ha dedicado un considerable esfuerza para tratar de detectar los neutrinos solares. En 1964, S.N. Bahcall predijo un flujo de neutrinos solares de 5 x 10⁶ neutrinos/cm²s del modelo solar.

Un primer experimento consistió en un enorme tanque de percloroetileno enterrado profundamente en la tierra (el telescopio de neutrinos solares). Los neutrinos detectados fueron sólo alrededor de un tercio de los que se esperaba de los mejores modelos del interior del Sol. Ya que tenemos mediciones precisas de la cantidad de energía liberada por el Sol, un cambio por factor de tres en la tasa de las reacciones principales de producción es difícil de explicar. Experimentos más recientes en los detectores Super Kamiokande, SAGE y GALLEX, y en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury, todos, consiguen la mitad del flujo esperado de neutrinos, por lo que el déficit de neutrinos persiste.

De las posibilidades exploradas, algunos implican cambios en los propios neutrinos antes de llegar a los detectores. La posibilidad de que los neutrinos electrónicos cambien de "sabor" y por lo tanto no fueran detectados por los experimentos actuales se estudiarán con el nuevo Observatorio de Neutrinos de Sudbury. Experimentos recientes en el detector de neutrinos Super Kamiokande en Japón, han encontrado evidencia que apoya esta "oscilación de neutrinos".

Turner informó sobre el estado del flujo de neutrinos solares en diciembre de 2001 en la revista Physics Today. Los experimentadores en el Observatorio de Neutrinos de Sudbury sobre 1000 eventos de neutrinos electrónicos informaron en junio de 2001, que se produjo un flujo de (1,75 +/-0,14) x 10⁶ neutrinos/cm²s, alrededor del 35% del flujo previsto por Bahcall. Pero la correlación con los resultados de dispersión electrónica en el Super Kamiokande, llevó al equipo del SNO a calcular un flujo de (5,44 +/-1) x 10⁶ neutrinos/cm²s para los tres tipos de neutrinos, cifra que concuerda con el cálculo de Bahcall.

El trabajo que está vigente cuando esto se escribe es el del Observatorio de Neutrinos de Sudbury como se indica en el artículo de Scientific American, por McDonald, Klein y Wark. El hecho de que el detector sea agua pesada, proporcionando datos en la dispersión de neutrinos sobre deuterio, nos ha acercado a la solución del problema de los neutrinos solares. Este detector es sensible a las interacciones de corrientes neutras mediadas por el bosón Z⁰. Estas interacciones son igualmente sensibles a las tres generaciones de neutrinos y los primeros datos indican que el total de todas las generaciones de neutrinos está de acuerdo con el flujo predicho por Bahcall. Esta igualdad se toma como evidencia en la oscilación de los neutrinos, y además puede ser tomada como evidencia de que la masa del neutrino no es cero.