태양 중성미자란?

태양은 우리 주변의 가장 강력한 중성미자 발생원입니다. 태양이 빛나는 에너지원은 태양 중심부에서 일어나는 핵융합반응 때문입니다. 4개의 수소원자핵이 융합하여 1개의 헬륨4 원자핵(양성자 2개, 중성자 2개)이 만들어지면 핵융합 에너지가 방출되고 동시에 2개의 양전자와 2개의 전자 중성미자가 생성됩니다.(4p → He + 2e + + 2νe + 핵융합 에너지) 이 반응에서 생성되는 전자 중성미자를 "태양 중성미자"라고 부릅니다. 태양 중성미자의 강도는 지구의 위치에서 초당 1cm^2당 약 660억 개가 됩니다.

태양 중심에서 일어난 핵융합반응에 의한 열이 태양 표면에 나타날 때까지 10만 년 정도 걸린다고 합니다. 반면에 중성미자는 다른 물질과 거의 반응하지 않기 때문에 태양 중심에서 태어난 중성미자는 지구까지 약 8분 정도에 도착합니다. 즉 빛으로는 10만 년 전의 태양의 활동을 보고 있는 것이 되지만 중성미자로는 태양 중심의 활동 상황을 거의 실시간으로 관측할 수 있는 것입니다.

태양 중성미자의 관측은 1960년대 후반부터 미국 R. Davis 등에 의한 Homestake 실험에서 시작되었습니다. Homestake 실험에서는 태양 중성미자가 염소 원자핵에 충돌하여 아르곤 원자핵으로 바뀌는 반응률을 조사함으로써 중성미자 강도를 관측했지만 중성미자가 날아오는 방향을 측정할 수 없었습니다. 실험 결과 관측된 반응률은 표준 태양 모델(Standard Solar Model, SSM)에서 예상되는 값의 약 1/3 정도였습니다. 정말 태양에서 온 중성미자를 검출하고 있는지, 왜 중성미자 강도가 적은지, SSM은 맞는지, 중성미자가 유한 질량을 가지고 중성미자 진동현상이 일어나고 있는지 등의 의문이 있었습니다. 이 문제는 '태양 중성미자 문제'로 오랫동안 연구자들을 괴롭히게 됩니다.

1988년 Homestake 실험 이외의 첫 번째 태양 중성미자 관측결과는 Camio Cande II 실험그룹에서 보고되었습니다. 카미오칸데 실험은 슈퍼 카미오칸데 실험의 전신 실험으로 중성미자 비행방향을 실시간으로 검출할 수 있습니다. 카미오칸데는 관측된 중성미자가 태양의 방향에서 오는 것을 처음으로 보여주었습니다. 그러나 관찰된 태양 중성미자의 강도는 SSM에서 예상되는 값의 약 절반이었고 태양 중성미자 문제를 해결하지 못했습니다.

슈퍼 카미오 칸데는 2000년 6월에 전례 없는 높은 정밀도로 태양 중성미자의 강도 관측 결과를 보고했습니다. 그 결과 관측된 태양 중성미자 강도는 SSM에서 예상되는 강도의 약 45%임을 99.9% 이상의 확실성으로 확인하였고 태양 중성미자 문제가 중성미자 진동에 의한 것임을 시사했습니다. 게다가 매우 높은 정밀도의 중성미자 에너지 분포의 측정이나 중성미자 강도의 주야간 시간에 의한 변화의 정보를 더해 중성미자 진동을 일으키는 원인이 되는 질량차, 중성미자끼리의 섞임(혼합각)에 큰 제한을 주었고 중성미자 혼합의 비율이 큰 것을 나타냈습니다. 2001년 6월에는 캐나다의 SNO 실험에서의 태양 중성미자 관측 결과를 더해 두 개의 실험 데이터만으로 중성미자 진동이 일어나고 있다는 확실한 증거가 나타났습니다. 또한 동시에 표준 태양 모형에서 계산된 중성미자 강도도 정확했음이 확인되었습니다.

관측되는 태양 중성미자 강도가 적게 보이는 문제는 중성미자 진동에 의해 해결했지만 중성미자의 성질이나 태양의 연소기구(표준 태양 모형)에는 아직도 의문점이 남아 있습니다. 태양 중성미자의 진동 파라미터(질량차, 혼합각)의 진정한 값, 태양 중성미자에 대한 지구 내부의 물질효과의 확인, 태양 내부의 화학적 조성의 규명 등을 들 수 있습니다.

출처 참조 번역
- Wikipedia
- 太陽ニュートリノ
https://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk/about/research/