സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം - വിക്കിപീഡിയ

# സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം

### വിക്കിപീഡിയ, ഒരു സ്വതന്ത്ര വിജ്ഞാനകോശം.

കുറുക്കുവഴി(?)

സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം
സൂര്യന്റെ അണുസംയോജനപ്രക്രിയകളെ പറ്റിയുള്ള സിദ്ധാന്തം പ്രവചിക്കുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണവും തരവും ഭൂമിയില്‍ പരീക്ഷണത്തിലൂടെ ലഭിച്ച ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണവും തരവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേടിനെ ആണ് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം എന്നു പറയുന്നത്.
മുന്‍‌കാലത്തെ അടിസ്ഥാനമാതൃക
ന്യൂടിനോയ്ക്ക് ദ്രവ്യമാനം ഇല്ലെന്നായിരുന്നു ഫോര്‍മര് സ്റ്റാന്‍ഡേര്‍ഡ് മോഡല്‍ പ്രവചിച്ചത്. അതിനാല്‍ ന്യൂടിനോയ്ക്ക് ഒരു തരത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു തരം ആയി മാറാന്‍ പറ്റില്ല. മാത്രമല്ല ഫോര്‍മര് സ്റ്റാന്‍ഡേര്‍ഡ് മോഡല്‍ സൂര്ര്യന്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നത് H-He സം‌യോജനം മൂലം ആയതു കൊണ്ടു അതിനു ഇലക്ട്രോണ്‍ ‍ന്യൂടിനോയെ മാത്രമേ പുറത്തു വിടാന്‍ പറ്റുകയുള്ളൂ എന്നു കൂടി പ്രവചിച്ചു.
പരീക്ഷണഫലം
പ്രവചിച്ച ന്യൂടിനോകളുടെ എണ്ണത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്നു മുതല്‍ പകുതി വരെയേ പരീക്ഷണങ്ങളിലൂടെ കണ്ടെത്താന്‍ കഴിഞ്ഞുള്ളൂ. ന്യൂടിനോ ആന്ദോളനം എന്ന പ്രതിഭാസം ഈ പൊരുത്തക്കേടിനു വിശദീകരണം നല്‍കുന്നു. പക്ഷെ അതിനു ന്യൂടിനോയ്ക്കു ദ്രവ്യമാനം ഉണ്ടാവണം.
പരിഹാരം
ന്യൂടിനോയ്ക്ക് ദ്രവ്യമാനം ഉണ്ട്. അതിനാല്‍ ഒരു ഫ്ലേവറില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു ഫ്ലേവറിലേക്കു മാറാന്‍ (ഉദാ:ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂടിനോ മ്യൂവോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ ആയി മാറും) അതിനു കഴിയും.

സൂര്യനില്‍ നിന്ന് ഭൂമിയിലെത്തുന്ന സൗര ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണത്തെ സംബന്ധിച്ച് സിദ്ധാന്തവും പരീക്ഷണ ഫലവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് ആണ് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം എന്ന പേരില്‍ അറിയപ്പെട്ടിരുന്നത്. 1960-കള്‍ മുതല്‍ 2002-വരെ ഏതാണ്ട് നാലു ദശാബ്ദത്തോളം ഭൗതികശാസ്ത്രജ്ഞരെ കുഴക്കിയ ഈ പൊരുത്തക്കേട് ന്യൂട്രിനോയുടെ ഗുണഗണങ്ങള്‍ മനസ്സിലാക്കിയതിന്റെ പരിമിതികളില്‍ നിന്നും ഉടലെടുത്തതാണ്.

ന്യൂട്രിനോയുടെ ന്യൂട്രിനോ ആന്ദോളനം എന്ന പ്രതിഭാസം മൂലമാണ് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം ഉണ്ടായതെന്നു മനസ്സിലാക്കിയതോടെ കണികാഭൗതികത്തിന്റെ അടിസ്ഥാനരൂപത്തിനു ചില മാറ്റങ്ങള്‍ അനിവാര്യമാണെന്നു തെളിഞ്ഞു.

ന്യൂടിനോയ്ക്ക് ദ്രവ്യമാനം ഉള്ളതിനാല്‍ അതിനു ഒരു തരത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു തരത്തിലേക്ക് മാറാന്‍ കഴിയും എന്നതാണ് ഈ പുതിയ ന്യൂടിനോ ഭൗതികം സിദ്ധാന്തിക്കുന്നത്. അതിനാല്‍ സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ ഉത്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂടിനോകള്‍ക്ക് മ്യൂവോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോ എന്നിവയായി മാറാന്‍ കഴിയുമെന്നും, ഈ ന്യൂടിനോകളെ ഭൂമിയിലെ പരീക്ഷണ സം‌വിധാനങ്ങള്‍ക്ക് തിരിച്ചറിയുവാന്‍ കഴിയാതിരുന്നതുകൊണ്ടാണ് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം ഉടലെടുത്തത് എന്നും ഇന്നു ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ വിശദീകരിക്കുന്നു.

## [തിരുത്തുക] എന്താണ് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം

ഇരുപതാം നൂറ്റാണ്ടിന്റെ തുടക്കത്തില്‍ തന്നെ ഹൈഡ്രജന്‍ ഹീലിയം ആയി മാറുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയ ആണ് സൂര്യന്റെ ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ ഉറവിടം എന്ന് ശാസ്ത്രജ്ഞന്മാര്‍ മനസ്സിലാക്കിയിരുന്നു. അണുസംയോജനം എന്ന ന്യൂക്ലിയര്‍ പ്രക്രിയ ആണ് സൂര്യന്റെ ഊര്‍ജ്ജസ്രോതസ്സ് എന്നും അതിനാല്‍ തന്നെ ഭൂമിയിലെ ജീവന്റെ നിലനില്‍പ്പിനു ആധാരം എന്നും പറയാം.

സൂര്യനെ പോലുള്ള നക്ഷത്രങ്ങളില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഊര്‍ജ്ജത്തിന്റെ 85%നും വരുന്നത് ‍Proton- Proton Chain ന്റെ ശാഖയായ PPI വഴിയാണ്. ആ പ്രക്രിയയുടെ ആകെ ഫലം താഴെ ഉള്ള സമീകരണം വഴി സൂചിപ്പിക്കാം.

    41H -> 4He + γ + 2e+ 2νe

ഈ പ്രക്രിയയുടെ ആകമാന ഫലം 4 ഹൈഡ്രജന്‍ അണുകേന്ദ്രങ്ങള്‍ സംയോജിച്ച് ഒരു ഹീലിയം അണുകേന്ദ്രം ഉണ്ടായി ഊര്‍ജ്ജവും പുറത്തു വിടുന്നു എന്നാകുന്നു. അതോടൊപ്പം രണ്ട് പോസിട്രോണും രണ്ട് ന്യൂട്രിനോയും ഈ പ്രക്രിയയുടെ ഫലമായി ഉണ്ടാകുന്നു. ഓരോ പ്രാവശ്യവും മുകളില്‍ പറഞ്ഞ ന്യൂക്ലിയാര്‍ പ്രക്രിയ‍ നടക്കുമ്പോള്‍ 2 ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഉണ്ടാവുന്നു. ന്യൂട്രിനോ പദാര്‍ഥവുമായി പ്രതിവര്‍ത്തിക്കില്ല. ഭൂമിയിലൂടെ ഓരോ സെക്കന്റിലും കടന്നു പോയ് കൊണ്ടിരിക്കുന്ന കോടി കണക്കിനു ന്യൂട്രിനോക്കളില്‍ ഏറ്റവും കൂടിയാല്‍ ഒരെണ്ണം മാത്രം മാത്രമായിരിക്കും പദാര്‍ഥവുമായി പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുക.

പദാര്‍ത്ഥവുമായി പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കാത്ത ഈ ഒരു ഗുണം മൂലം തന്നെ സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ അണു സംയോജനം മൂലം ഉത്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകള്‍ സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ നിന്ന് വളരെ പെട്ടെന്ന് തന്നെ രക്ഷപ്പെടും. അതിനാല്‍ തന്നെ സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ നിന്ന് വരുന്ന ഇത്തരം ന്യൂട്രിനോകള്‍ സൂര്യന്റെ കാമ്പിനെ കുറിച്ച് പഠിക്കാനുള്ള ഒരു ഉത്തമ ഉപാധിയാണ്.

മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്‍ ആണ് ഉള്ളത്. ഭൌതിക ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ന്യൂട്രിനോയുടെ തരം എന്നു പറയുന്നതിനു പകരം ഫ്ലേവര്‍ എന്നാണ് പറയുക. അതായത് ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് മൂന്നു ഫ്ലേവര്‍ ഉണ്ടെന്നു പറയും. ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, മ്യു‌വോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോ എന്നിവയാണ് അത്.

മൂന്നു ഫ്ലേവറിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഉണ്ടെങ്കിലും സൂര്യന്റെ കാമ്പില്‍ മുകളില്‍ വിവരിച്ച പ്രക്രിയ മൂലം ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ മാത്രമാണ് ഉണ്ടാവുന്നത്. ഭൂമിയില്‍ എത്തുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ സിംഹഭാഗവും സൂര്യനില്‍ നിന്നാണ് വരുന്നത്. നമ്മുടെ ശരീരത്തിലൂടെ ഓരോ സെക്കന്റിലും 50,000 കോടി സോളാര്‍ ഇലക്ടോണ്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ കടന്നു പോകുന്നുണ്ട് എന്നാണ് കണക്ക്. പക്ഷെ അതൊന്നും നമ്മളില്‍ ഒരു മാറ്റവും വരുത്തില്ല. കാരണം ന്യൂട്രിനോ പദാര്‍ത്ഥവുമായി പ്രതിപ്രവത്തിക്കില്ല എന്നത് തന്നെ കാരണം.

1964-ല്‍ പ്രശസ്ത ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞരായ ജോണ്‍ ബക്കാള്‍, റെയ്മണ്ട് ഡേവിഡ് ജൂനിയര്‍ എന്നിവര്‍ ചേര്‍ന്ന് 4 ഹൈഡ്രജന്‍ അണുക്കള്‍ സംയോജിച്ചു ഒരു ഹീലിയം അണുവാകുന്ന പ്രക്രിയയിലൂടെ തന്നെയാണോ സൂര്യന്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നത് എന്ന സിദ്ധാന്തം പരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് വിധേയമാക്കുവാന്‍ തീരുമാനിച്ചു. അവരുടെ പരീക്ഷണത്തിന്റെ ഉദ്ദേശം മുകളില്‍ വിവരിച്ച സമീകരണം പോലെ തന്നെയാണോ സൂര്യന്‍ ഊര്‍ജ്ജം ഉല്പാദിപ്പിക്കുന്നത് എന്ന് അറിയുക ആയിരുന്നു.

സൂര്യന്‍ ഒരു സെക്കന്റില്‍ ഉണ്ടാക്കുന്ന വിവിധ ഊര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം കമ്പ്യൂട്ടര്‍ സിമുലേഷനും മറ്റും ഉപയോഗിച്ച് ജോണ്‍ ബാക്കല്‍ തന്റെ സഹപ്രവര്‍ത്തകരുമൊത്ത് കണക്കു കൂട്ടിയെടുത്തു. മാത്രമല്ല ഈ സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോകളില്‍ എത്ര എണ്ണം ഭൂമിയില്‍ എത്തും എന്നും അവര്‍ കണക്കാ‍ക്കി. ക്ലോറിന്‍ അടിസ്ഥാനമായ ക്ലീനിംഗ് ഫ്ലൂയിഡിഡ് (C2Cl4) നിറച്ച ഒരു വലിയ ടാങ്കില്‍ സൂര്യനില്‍ നിന്ന് എത്തുന്ന സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിച്ച് എത്ര റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്‍ഗണ്‍ അണുക്കള്‍ (37Ar) ഉണ്ടാകും എന്നും അവര്‍ കണക്കുകൂട്ടിയെടുത്തു. ഒരു മാസം കൊണ്ട് ഏതാണ്ട് 45 റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്‍ഗണ്‍ അണുക്കള്‍ (37Ar) ഈ സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ ഉണ്ടാകും എന്നായിരുന്നു അവരുടെ കണക്കുക്കൂട്ടല്‍. ഈ വിധത്തിലുള്ള കണക്കുകൂട്ടല്‍ ചില വിദഗ്ദന്മാര്‍ക്ക് വിചിത്രമായി തോന്നിയെങ്കിലും ഈ പരീക്ഷണം വിഭാവനം ചെയ്ത റെയ്മണ്ട് ഡേവിഡ് ജൂനിയറിനു തന്റെ നിഗമനങ്ങളിലും കണക്കുകൂട്ടലിലും പൂര്‍ണ്ണ വിശ്വാസം ഉണ്ടായിരുന്നു.

1968-ല്‍ ഈ പരീക്ഷണത്തിന്റെ ഫലങ്ങള്‍ പുറത്തു വിട്ടു। എല്ലാവരേയും അത്ഭുതപ്പെടുത്തി കൊണ്ട് തങ്ങള്‍ കണക്കുകൂട്ടിയതിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് (ഏതാണ്ട് 15ഓളം) ആര്‍ഗണ്‍ അണുക്കളെ മാത്രമേ അവര്‍ക്ക് കണ്ടെത്താന്‍ കഴിഞ്ഞുള്ളൂ। സിദ്ധാന്തപരമായി പ്രവചിച്ച ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണവും പരീക്ഷണം ചെയ്തപ്പോള്‍ കിട്ടിയ എണ്ണവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് ശാസ്ത്രലോകത്ത് ഏറ്റവും വലിയ നിഗൂഡതകളില്‍ ഒന്നായി അവശേഷിച്ചു। ഇതാണ് പില്‍ക്കാലത്ത് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം (The Solar Neutrino Problem) എന്ന പേരില്‍ പ്രശസ്തമായത്.

## [തിരുത്തുക] ഈ പ്രഹേളിക പരിഹരിക്കുന്നതിനുള്ള ശ്രമങ്ങള്‍

ഈ പ്രഹേളികയ്ക്ക് പരിഹാരം കാണുന്നതിനു മൂന്നു വ്യത്യസ്ത വ്യാഖ്യാനങ്ങള്‍ നിര്‍ദ്ദേശിക്കപ്പെട്ടു.

- ആദ്യത്തേത് വ്യാഖ്യാനം സിദ്ധാന്തപരമായ കണക്കുകൂട്ടലുകള്‍ തെറ്റാണെന്നായിരുന്നു. ഇതു രണ്ട് തരത്തില്‍ ആവാം. ഒന്നുകില്‍ പ്രവചിച്ച ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം തെറ്റായിരുന്നു. അല്ലെങ്കില്‍ റേഡിയോ ആക്ടീവ് ആര്‍ഗണ്‍ അണുക്കളുടെ ഉത്പാദന നിരക്ക് കണക്കുകൂട്ടിയത് തെറ്റായിരുന്നു.
- രണ്ടാമത്തെ വ്യാഖ്യാനം റേയുടെ പരീക്ഷണ സംവിധാനം തന്നെ തെറ്റാണെന്നായിരുന്നു.
- മൂന്നാമത്തെ വ്യാഖ്യാനം ന്യൂട്രിനോയെ കുറിച്ച് പൂര്‍ണ്ണമായും മനസ്സിലാക്കുകയോ, ഉന്നത ദൂരങ്ങള്‍ താണ്ടുമ്പോള്‍ ന്യൂട്രിനോ എങ്ങനെ പ്രതിപ്രവര്‍ത്തിക്കുന്നു എന്നതിനെ കുറിച്ചു മനസ്സിലാക്കാനോ സാധിച്ചിട്ടില്ല എന്നതായിരുന്നു.

സിദ്ധാന്തപരമായ കണക്കുക്കൂട്ടലുകള്‍ അടുത്ത 20 വര്‍ഷത്തിനുള്ളില്‍ ജോണ്‍ ബെക്കാലും സഹ പ്രവര്‍ത്തകരും പല തവണ പല വിധത്തില്‍ കണക്കു കൂട്ടി അതിന്റെ സ്വീകാര്യത ബോദ്ധ്യപ്പെട്ടു. അതിനാല്‍ ഒന്നാമത്തെ സാദ്ധ്യത തള്ളി കളഞ്ഞു.

അതേ പോലെ റേ തന്റെ പരീക്ഷണത്തിന്റെ കൃത്യത കൂട്ടി. മാത്രമല്ല മറ്റു പല വിധത്തിലുള്ള പരീക്ഷണങ്ങളും റേ നടത്തി. എല്ലാത്തിലും ഒരേ ഫലം തന്നെയായിരുന്നു. അതിനാല്‍ രണ്ടാമത്തെ വ്യാഖ്യാനവും തള്ളി. ഇതിനും പുറമേ ലോകത്തിന്റെ വേറെ പല പരീക്ഷണശാലകളിലും വേറെ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ പല തരത്തിലുള്ള പുതിയ പരീക്ഷണ സംവിധാനങ്ങള്‍ ഒരുക്കി. പക്ഷെ അതില്‍ നിന്നു ഒക്കെ ലഭിച്ച പരീക്ഷണഫലം ഒന്നു തന്നെയായിരുന്നു. അതായത് പ്രവചിച്ചതിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് ന്യൂട്രിനോകളെ മാത്രമേ ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ക്ക് കണ്ടെത്താന്‍ കഴിഞ്ഞുള്ളൂ . സിദ്ധാന്തവും പരീക്ഷണഫലവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് മാത്രം അവശേഷിച്ചു.

മൂന്നാമത്തെ വ്യാഖ്യാനം ആണ് പിന്നീട് പ്രാധാന്യമുള്‍ലത്. 1969-ല്‍ തന്നെ സോവിയറ്റ് യൂണിയനിലെ Bruno Pontecorvo, Vladmir Gribov എന്നീ രണ്ട് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ന്യൂട്രിനോ നമ്മള്‍ ഇതു വരെ മനസിലാക്കിയതിനു വിരുദ്ധമായി ആണ് പെരുമാറുക എന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു. വളരെ കുറച്ച് ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ മാത്രമേ ഇവരുടെ വിശദീകരണം അന്ന് കാര്യമായി എടുത്തുള്ളൂ. പക്ഷെ കാലക്രമേണ അവരുടെ സിദ്ധാന്തമാണ് ശരി എന്നതിലേക്ക് കാര്യങ്ങള്‍ നീങ്ങി കൊണ്ടിരുന്നു.

### [തിരുത്തുക] തെളിവുകള്‍ പുതിയ ഫിസിക്സിനെ അനുകൂലിച്ചു

ആദ്യത്തെ പരീക്ഷണഫലം പ്രസിദ്ധീകരിച്ച് 21 വര്‍ഷത്തിനു ശേഷം 1989-ല്‍ ഒരു ജപ്പാന്‍-അമേരിക്കന്‍ സംയുക്ത പരീക്ഷണ സംവിധാനം ജപ്പാനില്‍ സ്ഥാപിച്ചു. ഈ പരീക്ഷണ ഗ്രൂപ്പ് Kamiokande എന്നാണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ശുദ്ധ ജലം ഉപയോഗിച്ചു കൊണ്ടുള്ള ഒരു ഡിറ്റക്ടര്‍ ആണ് Kamiokande ഉപയോഗിച്ചത്. സൂര്യനിലെ അണുസം‌യോജന പ്രക്രിയയില്‍ ഒരു പ്രത്യേക ന്യൂക്ലിയര്‍ പ്രക്രിയയില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്ന ഉന്നതോര്‍ജ്ജ ന്യൂട്രിനോയുടെ എണ്ണം അളക്കുക്ക എന്നതായിരുന്നു Kamiokandeന്റെ ഉദ്ദേശം. റേയുടെ പരീക്ഷണഫലം പോലെ തന്നെ ഇതിന്റെ പരീക്ഷണ ഫലത്തിലും സിദ്ധാന്തവുമായുള്ള പൊരുത്തക്കേട് തുടര്‍ന്നു. പക്ഷെ Kamiokandeന്റെ പരീക്ഷണ ഫലം ശാസ്ത്രജ്ഞരെ പിന്നേയും അത്ഭുതപ്രാന്തരാക്കി. പൊരുത്തക്കേട് കുറവായിരുന്നു എന്നതാണ് അതിനു കാരണം. മൂന്നിലൊന്നിനു പകരം ഏതാണ്ട് പകുതി ന്യൂട്രിനോകളെ ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യാന്‍ Kamiokande പരീക്ഷണത്തിനു പറ്റി.

അടുത്ത ഒരു ദശകത്തില്‍ (1990-കളില്‍) മൂന്നു വ്യത്യസ്ത വിധത്തിലുള്ള പരീക്ഷണങ്ങള്‍ വിവിധ പരീക്ഷണഗ്രൂപ്പുകള്‍ ലോകത്തിന്റെ വിവിധ ഭാഗങ്ങളില്‍ നടത്തി. ഇറ്റലിയിലും റഷ്യയിലും നടന്ന പരീക്ഷണങ്ങളില്‍ ഗാലിയം ഉള്‍ക്കൊള്ളുന്ന ഭീമന്‍ ഡിറ്റക്ടറുകള്‍ ആണ് ഉപയോഗിച്ചത്. ഇറ്റലിയില്‍ നടന്ന പരീക്ഷണം GALLEX എന്നും റഷ്യയില്‍ നടന്നത് SAGEഎന്നും ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ഈ പരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്കും താഴ്ന്ന ഊര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രോനോകളില്‍ മൂന്നിലൊന്നിനെ മാത്രമേ കണ്ടെത്താന്‍ പറ്റിയുള്ളൂ.

GALLEX, SAGE പരീക്ഷണങ്ങളിലെ ഡിറ്റക്ടര്‍ താഴ്ന്ന ഊര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്ക് സംവേദനമുള്ളതാണ് എന്ന യാഥാര്‍ത്ഥ്യം വളരെ പ്രാധാന്യം ഉള്ളതാണെന്ന് ജോണ്‍ ബാക്കല്‍ അഭിപ്രായപ്പെടുന്നു. താഴ്ന്ന ഊര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം ഉന്നതോര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണത്തെ അപേക്ഷിച്ച് കൃത്യതയോടു കൂടി കണക്കാക്കാം എന്നതാണ് അതിനു കാരണം.

GALLEX, SAGE പരീക്ഷണങ്ങള്‍ക്ക് പുറമേ ജപ്പാനില്‍ Kamiokandeന്റെ പരീക്ഷണസംവിധാനത്തില്‍ ചില പരിഷ്കാരങ്ങള്‍ വരുത്തി Super-Kamiokande എന്ന ഒരു പുതിയ detector ഉണ്ടാക്കി. ഇതു ഉപയോഗിച്ച് ഉന്നതോര്‍ജ്ജമുള്ള ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം പിന്നേയും അളന്നു. Kamiokandeന്റെ പരീഷണഫലം ആവര്‍ത്തിക്കുയാണ് ചെയ്തത്. അതായത് സൂര്യനില്‍ നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകളില്‍ ഏതാണ്ട് പകുതിയോളം ഭൂമിയിലെ ഡിറ്റക്ടറുകളില്‍ എത്തുമ്പോഴേക്ക് അപ്രത്യക്ഷമാകുന്നു.

സിദ്ധാന്തവും പരീക്ഷണഫലവും തമ്മിലുള്ള പൊരുത്തക്കേട് തുടര്‍ന്നു. സൂര്യനില്‍ നിന്നു പുറപ്പെടുന്ന ന്യൂട്രിനോകളില്‍ കുറച്ച് എണ്ണത്തിനു അതിന്റെ യാത്രയ്ക്കിടയില്‍ എന്തോ സംഭവിക്കുന്നു എന്ന വ്യാഖ്യാനത്തിനു ശക്തി പ്രാപിച്ചു. 1990-ല്‍ Hans Betheയും John Bachall -യും ഇതൊക്കെ വിശദീകരിക്കുന്നതിനു പുതിയ ഒരു ന്യൂട്രിനോ ഫിസിക്സ് അത്യാവശ്യം ആണെന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു.

## [തിരുത്തുക] പ്രഹേളികയ്ക്ക് പരിഹാരം

2002 ജൂണ്‍ 18-നു കനേഡിയന്‍, അമേരിക്കന്‍, ബ്രിട്ടീഷ് ശാസ്ത്രജ്ഞരുടെ ഒരു സംഘം നാടകീയമായ ഒരു പ്രഖ്യാപനം നടത്തി. സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം പരിഹരിച്ചിരിക്കുന്നു.

ആയിരം ടണ്ണോളം ഘനജലം അടങ്ങുന്ന ഒരു ഡിറ്റക്ടര്‍ ഉപയോഗിച്ചു നടത്തിയ പരീക്ഷണ ഫലങ്ങള്‍ അവര്‍ പുറത്തുവിട്ടു. കാനഡയിലെ സാന്‍ബറിയിലുള്ള ഒരു നിക്കല്‍ ഖനിയില്‍ സ്ഥാപിച്ച ഈ ഡിറ്റക്ടര്‍ SNO detector എന്ന പേരില്‍ ആണ് അറിയപ്പെട്ടത്. ശുദ്ധജലം ഉപയോഗിച്ചു Kamiokande, Super-Kamiokande കളില്‍ നടത്തിയ ഉന്നതോര്‍ജ്ജ ന്യൂട്രിനോ പരീക്ഷണഫലങ്ങള്‍ ശസ്ത്രജ്ഞര്‍ SNO detector-ല്‍ ഘനജലം ഉപയോഗിച്ച് നടത്തിയ പരീക്ഷണ ഫലവുമായി താരതമ്യം ചെയ്തു.

SNO detectorന്റെ ഏറ്റവും വലിയ പ്രത്യേകത അതു ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോയ്ക്കു പുറമേ മ്യുവോണ്‍ ന്യൂട്രിനോയ്ക്കും ടാവു ന്യൂട്രിനോയ്ക്കും സംവാദന ക്ഷമമായിരുന്നു എന്നതാണ്.

Artist's concept of the Sudbury Neutrino Observatory (Courtesy of SNO)

ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്ക് മാത്രം സംവേദനക്ഷമമായ വിധത്തിലാണ് SNO detectorലെ പരീക്ഷണ സംവിധാനം ആദ്യം ഉപയോഗിച്ചത്. സിദ്ധാന്തത്തിലൂടെ പ്രവചിച്ചിരുന്ന ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്ന് (മുന്‍പു നടത്തിയിരുന്ന പല പരീക്ഷണങ്ങളുടേയും അതേ ഫലം) എണ്ണം മാത്രമേ ഈ പരീക്ഷണത്തിനും ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യുവാന്‍ പറ്റിയുള്ളൂ. പിന്നീട് SNO detector മൂന്നു തരം ന്യൂട്രിനോകളേയും ഒരുമിച്ച് സംവേദനക്ഷമമാകുന്ന വിധത്തില്‍ ക്രമീകരിച്ചു. ശാസ്ത്രജ്ഞരെ അത്ഭുതപ്പെടുത്തി കൊണ്ട് അവര്‍ക്ക് കിട്ടിയ ന്യൂട്രിനോകളുടെ എണ്ണം Solar model of physics പ്രവചിച്ചിരുന്ന എണ്ണത്തിനു തുല്യമാകുന്നു എന്നു കണ്ടു. അതായത് ഈ നൂറ്റാണ്ടിലെ ഒരു പ്രധാന ശാസ്ത്ര നിഗൂഡത പരിഹരിച്ചിരിക്കുന്നു.

Super-Kamiokande ഡിറ്റക്ടറില്‍ ഇലക്ടോണ്‍‍ ന്യൂടിനോയ്ക്കു പുറമേ ഒരു ചെറിയ അളവില്‍ മറ്റു രണ്ടു തരം ന്യൂടിനോകളെ കൂടി ഡിറ്റക്ട് ചെയ്യാനുള്ള സൌകര്യം ഉണ്ടായിരുന്നു. അതിനാലാണ് സോളാര്‍ മോഡല്‍ പ്രവചിച്ചതിന്റെ 50% ന്യൂട്രിനോകളെ കണ്ടെത്താന്‍ അതിനു പറ്റിയത്.

സ്റ്റാന്‍ഡേര്‍ഡ് മോഡല്‍ ഓഫ് പാര്‍ട്ടിക്കിള്‍ ഫിസിക്സ് (SMPP) ശരിയാണെങ്കില്‍ SNO detectorലെ പരീക്ഷണ ഫലവും Super-Kamiokande-ലെ പരീക്ഷണ ഫലവും തുല്യമാകണം. മാത്രമല്ല എല്ലാ ന്യൂടിനോകളും ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂടിനോകളും ആകണം. പക്ഷെ രണ്ട് പരീക്ഷണ ഫലങ്ങളും വ്യത്യസ്തമായിരുന്നു. അതിന്റെ അര്‍ത്ഥം വ്യക്തമാണ്. SMPP തെറ്റാണ് അല്ലെങ്കില്‍ നവീകരിക്കണം.

Super-Kamiokande-യുടേയും SNO-യുടേയും പരീക്ഷണ ഫലങ്ങള്‍ ക്രോഡീകരിച്ച് SNO സംഘം മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂടിനോകളുടേയും ഒന്നു ചേര്‍ന്നതിന്റെ കണക്കും ഇലക്ടോണ്‍ ന്യൂടിനോയുടെ മാത്രം കണക്കും എടുത്തു. മൂന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂടിനോകളുടേയും ഒന്നു ചേര്‍ന്നതിന്റെ കണക്ക് സ്റ്റാന്‍ഡേര്‍ഡ് മോഡല്‍ ഓഫ് പാര്‍ട്ടിക്കിള്‍ ഫിസിക്സ് പ്രവചിച്ച കണക്കുമായി പൊരുത്തപ്പെട്ടു. ഈ മൊത്തം കണക്കില്‍ ഇലക്ടോണ്‍ ന്യൂട്രിനോയുടെ എണ്ണം മൊത്തം ന്യൂടിനോകല്‍ഊടെ എണ്ണത്തിന്റെ മൂന്നിലൊന്നായിരുന്നു.

സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം, ന്യൂട്രിനോയുടെ ഗുണഗണങ്ങളെ പറ്റി നമ്മള്‍ മനസ്സിലാക്കിയതിന്റെ പരിമതി മൂലം ഉറവെടുത്ത ഒരു പ്രശ്നം ആണ്. Standard Model of Particle Physics അനുസരിച്ച് മുന്നു തരത്തിലുള്ള ന്യൂട്രിനോകള്‍ ആണ് ഉള്ളത്. ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, മ്യൂവോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോ. ഇതില്‍ ഇലക്ടോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ ആണ് സൂര്യനില്‍ നടക്കുന്ന അണുസംയോജന പ്രക്രിയയില്‍ ഉല്പാദിപ്പിക്കപ്പെടുന്നത്. Standard Model of Particle Physics അനുസരിച്ച് ന്യൂട്രിനോകള്‍ക്ക് ദ്രവ്യമാനം ഇല്ല മാത്രമല്ല ഒരു തരത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു തരം ആയി മാറാനും പറ്റില്ല (അതായത് ഫ്ലേവര്‍ മാറില്ല).

പക്ഷെ 1990 കളില്‍ ഭൌതീക ശാസ്ത്രജ്ഞര്‍ ന്യൂട്രിനോയ്ക്ക് ദ്രവ്യമാനം (not massless) ഉണ്ടെന്നും അതിനു ഒരു തരത്തില്‍ നിന്നു മറ്റൊരു തരം ആയി മാറാനും (types are invarient) കഴിയും എന്ന് സിദ്ധാന്തിച്ചു. സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം ഉണ്ടായത് തന്നെ ന്യുട്രിനോയുടെ ഫ്ലേവര്‍ മാറല്‍ ഗുണം (type variation) മൂലമാണെന്നു ഇന്നു പഠനങ്ങള്‍ സൂചിപ്പിക്കുന്നു. അതിനാല്‍ സൂര്യനില്‍ നിന്നു പുറപ്പെട്ട ഇലക്ട്രോണ്‍ ന്യൂടിനോകളുടെ ഒരു ഭാഗം ഈ ഫ്ലേവര്‍ മാറല്‍ പരിപാടി മൂലം മ്യൂവോണ്‍ ന്യൂട്രിനോ, ടാവു ന്യൂട്രിനോകള്‍ ആയി മാറി. ന്യൂടിനൊയുടെ ഈ തരം മാറല്‍ പരിപാടി ന്യൂട്രിനോ ഓസിലേഷന്‍‌സ് എന്ന പേരില്‍ അറിയപ്പെടുന്നു.

ചുരുക്കത്തില്‍, ന്യൂട്രിനോ ഓസിലേഷന്‍സ് എന്ന പ്രതിഭാസം മൂലമാണ് സോളാര്‍ ന്യൂട്രിനോ പ്രോബ്ലം ഒരു നിഗൂഡതയായി ശാസ്ത്രജ്ഞരെ നാലു ദശാബ്ദത്തോളം കുഴക്കിയത്.

## [തിരുത്തുക] ആധാരസൂചി

## [തിരുത്തുക] പുറത്തേക്കുള്ള കണ്ണികള്‍

- Solar neutrino data
- Solving the Mystery of the Missing Neutrinos
- Raymond Davis Jr.'s logbook
- Nova - The Ghost Particle
- The Solar Neutrino Problem by John N. Bahcall
- The Solar Neutrino Problem, by L. Stockman
- A set of photos of different Neutrino detectors

Retrieved from "http://ml.wikipedia.org../../../%E0%B4%B8/%E0%B5%8B/%E0%B4%B3/%E0%B4%B8%E0%B5%8B%E0%B4%B3%E0%B4%BE%E0%B4%B0%E0%B5%8D%E2%80%8D_%E0%B4%A8%E0%B5%8D%E0%B4%AF%E0%B5%82%E0%B4%9F%E0%B5%8D%E0%B4%B0%E0%B4%BF%E0%B4%A8%E0%B5%8B_%E0%B4%AA%E0%B5%8D%E0%B4%B0%E0%B5%8B%E0%B4%AC%E0%B5%8D%E0%B4%B2%E0%B4%82.html"

സൂചികകള്‍: സൂര്യന്‍ | കണികാഭൗതികശാസ്ത്രം | ജ്യോതിശാസ്ത്രം

##### Views

- ലേഖനം
- സംവാദം
- ഇപ്പോഴുള്ള രൂപം

##### ഉള്ളടക്കം

- പ്രധാന താള്‍
- പുതിയ താളുകള്‍
- സമകാലികം
- ലേഖനം തുടങ്ങുക

##### പങ്കാളിത്തം

- വിക്കി സമൂഹം
- വിക്കി പഞ്ചായത്ത്
- സംഭാവന

##### വഴികാട്ടി

- സഹായം
- മാര്‍ഗ്ഗരേഖകള്‍

##### ആശയവിനിമയം

- തല്‍സമയ സം‌വാദം

##### തിരയുക

##### ഇതര ഭാഷകളില്‍

- English
- Français
- Italiano
- Polski
- 中文