Neutrina słoneczne są cząstkami, które powstają na Słońcu w trakcie reakcji jądrowych będących podstawowym źródłem energii słonecznej. Są to cząstki bardzo przenikliwe i potrzebują zaledwie dwóch sekund aby przebyć drogę z centrum Słońca do jego powierzchni. Przechodzą wiec przez materię słoneczną praktycznie bez żadnego oddziaływania. W ciągu kolejnych ośmiu minut neutrina docierają do powierzchni Ziemi. Dzięki temu pojawiła się możliwość testowania centralnej części modelu Słońca. Sposobem na to miało być porównywanie liczby neutrin słonecznych docierających na Ziemię z teoretycznie obliczoną ich ilością jaka według modelu miałaby dotrzeć do powierzchni naszej planety.

Neutrina wydawały się być dobrym parametrem do oznaczania warunków fizycznych panujących w danym momencie we wnętrzu Słońca. Bowiem szybkość reakcji jądrowych, a więc i strumień neutrin jest uzależniona od temperatury.

Na Słońcu wytwarzana jest niewyobrażalnie duża ilość neutrin. Przez powierzchnię Ziemi o polu 1 cmprzechodzi w ciągu jednej tylko sekundy aż 65 miliardów neutrin. Wydawałoby się wiec, że detekcja takich cząstek nie powinna sprawiać większych problemów. Tymczasem okazało się, że duży problem stanowi przenikliwość neutrin. Detektory tych cząstek muszą być bardzo masywne aby zwiększyć prawdopodobieństwo oddziaływania neutrina z cząstkami detektora. Buduje się je również głęboko pod powierzchnią Ziemi, żeby wyeliminować jakiekolwiek zewnętrzne zakłócenia.

Zanim jednak przejdziemy do detekcji neutrin słonecznych warto przyjrzeć się dokładniej tym cząstkom. Tak więc neutrina są to cząstki elementarne pozbawione ładunku elektrycznego. Należą do rodziny leptonów, ich spin wynosi ½. Neutrina mogą oddziaływać tylko za pomocą oddziaływań słabych i ewentualnie grawitacyjnych jeśli mają masę. Można wyróżnić trzy rodzaje neutrin: neutrina elektronowe, neutrina mionowe i neutrina taonowe.

To , że neutrina muszą istnieć wiadomo było już od roku 1930. Wtedy to Wolfgang Pauli próbował w ten sposób utrzymać zasadę zachowania energii w rozpadach beta. Podczas rozpadów beta emitowane cząstki mogą mieć różne energie, nie jak w przypadku emisji cząstek alfa lub kwantów gamma. Przed Paulim badacze nie potrafili wyjaśnić dlaczego tak się dzieje, że widmo promieniowania beta jest ciągłe. Pauli zasugerował, że podczas rozpadu jądra oprócz cząstek beta emitowane są jeszcze inne cząstki o bardzo małej lub zerowej masie, które zabierają część energii. Ponieważ nie mają ładunku elektrycznego i nie powodują na swojej drodze efektu jonizacji wobec tego bardzo trudno stwierdzić ich istnienie. Sam uczony nie był do końca pewien o jaką cząstkę może chodzić. Później stwierdzono, że podczas rozpadów beta minus generowane są antyneutrina elektronowe, natomiast podczas rozpadów beta plus powstają neutrina elektronowe.

Obecnie wiadomo, że neutrina są we Wszechświecie bardzo powszechne. Naturalnym źródłem tych cząstek jest Słońce. Sama zagadka źródła energii słonecznej została rozwiązana dopiero w latach dwudziestych ubiegłego wieku. W roku 1920 naukowcy słusznie spostrzegli, że masa atomu helu jest mniejsza od sumy mas czterech atomów wodoru. Wówczas Artur Eddington, jeden z bardziej znanych astrofizyków, doszedł do wniosku, że reakcje jądrowe prowadzące do zamiany wodoru w hel mogłyby być wydajnym źródłem energii na Słońcu. Różnica masy a konkretnie jej ubytek miałaby być zamieniana na energię zgodnie z założeniem Einsteina o równoważności masy i energii. Potem okazało się, że stwierdzenie było słuszne. Istota tych reakcji została wyjaśniona pod koniec lat trzydziestych ubiegłego wieku przez Hansa Bethe. Dodatkowo okazało się, że na każde utworzone jadro helu przypadają dwa neutrina.

W sposób sztuczny neutrina można wygenerować w trakcie reakcji rozszczepienia jądrowego.

Początkowo naukowcy dosyć sceptycznie podchodzili do istnienia neutrin słonecznych. Wreszcie rozwiązania tego problemu podjął się Raymund Davis pod koniec lat pięćdziesiątych dwudziestego wieku.

Większość neutrin, które powstają na Słońcu są neutrinami niskoenergetycznymi. Są zatem dosyć trudne do detekcji. Ale powstają także neutrina wysokoenergetyczne. Zanim Davis rozpoczął swoje prace, inny fizyk, Bruno Pontecorvo zaproponował reakcję, która maiła umożliwić detekcję takich neutrin. Miałyby one reagować z jądrami izotopu chloru Cl - 37 . W wyniku tych reakcji jądra chloru ulegałyby przekształceniu w jądra izotopu argonu. Ponieważ jadra takie żyją średnio 50 dni zatem mogłaby się udać ich detekcja. Raymund Davis zainteresował się tą metodą i postanowił ją wykorzystać w swoich pracach.

Na miejsce eksperymentów wybrał starą kopalni złota na terenie Homestake w Południowej Dakocie. W tejże kopalni umieścił cylinder zawierający czterochlorek etylu. Łącznie w pojemniku o rozmiarach : 6.1 m średnicy i 14.6 m długości znalazło się 615 ton substancji. W takiej ilości substancji znalazło się około chloru.

Czterochlorek etylu jest substancją dość powszechnie używaną i tanią. Stosowany jest bowiem w pralniach chemicznych.

Jak już wcześniej zostało powiedziane, Pontecorvo postulował zamianę chloru w argon pod wpływem energii neutrin. Tak wiec przez Davisem stało kolejne zadanie dotyczące sposobu zliczenia powstających atomów argonu. Uczonemu udało się ten problem rozwikłać.

Davis prowadził swoje badania w czasie od 1962 do 1994 roku. Przez ten czas zliczył tylko 2000 atomów argonu. Była to znacznie mniejsza liczba niż wynikało z obliczeń teoretycznych. Podobne rezultaty uzyskano w trakcie detekcji neutrin słonecznych podczas eksperymentów SAGE na Kaukazie czy też GALLEX. Pojawiło się więc pytanie czy neutrina faktycznie powstają na Słońcu w takich ilościach jak początkowo sądzono czy może coś się z nimi dzieje po drodze ze Słońca na Ziemię. Wtedy tez po raz pierwszy powstała sugestia, że neutrina być może dysponują niewielką masą spoczynkową. Początkowo sądzono bowiem, że cząstki te masy w ogóle nie posiadają.

Zaczęto więc przeprowadzać eksperymenty, które miały jednoznacznie rozwiązać ten problem. Zaczęto ponownie badać neutrina słoneczne. Powstało kilka detektorów na terenie całego świata. Jednym z nich był detektor zlokalizowany na obszarze laboratorium SNO w Kanadzie. Ośrodek czynny tego detektora zawierał ciężką wodę. Prace prowadzono również na terenie Japonii. Tamtejszy eksperyment nosił nazwę Super-Kamionkade. Pierwotnie celem jego było badanie rozpadu protonów. Jednak jak to często bywa celu tego nie udało się osiągnąć i zaczęto badać neutrina słoneczne. Nazwa eksperymentu pochodzi od zastosowanego w eksperymencie detektora neutrin słonecznych. Ze względu na to, że neutrina są bardzo przenikliwe detektor musiał zostać umieszczony głęboko pod powierzchnią ziemi. Do tego celu wykorzystano kopalnię Kamioka.

W kopalni tej został umieszczony ogromny zbiornik o średnicy 17 metrów zawierający zwykłą wodę. Ilość znajdującej się tam wody przekracza 2100 ton. Na ścianach zbiornika umieszczono fotopowielacze. Ich zadaniem była detekcja błysków pojawiających się w trakcie reakcji neutrina z jądrem w cząsteczce wody. W trakcie reakcji dochodziło do uwolnienia elektronów, które były źródłem promieniowania Czerenkowa. Był to bezpośredni dowód na przejście neutrina przez ośrodek detektora. Różnica miedzy tym detektorem neutrin a poprzednimi polegała na tym, że był on w stanie rejestrować kiedy zjawisko zaszło i jaki był kierunek toru neutrina. Tak więc mógł ostatecznie udowodnić, że rejestrowane neutrina są neutrinami słonecznymi. Wyniki otrzymane w trakcie tego eksperymentu potwierdziły to co wcześniej uzyskał Davis. Mianowicie ponownie okazało się, że liczba neutrin pochodzących ze Słońca jest mniejsza niż ich liczba przewidywana teoretycznie.

Dzięki temu detektorowi udało się także zarejestrować neutrina pochodzące z wybuchu supernowej. Miało to miejsce w lutym 1987 roku. Dokładna liczb zarejestrowanych neutrin wynosiła 12. Według obliczeń w trakcie wybuchu doszło do emisji 1058 neutrin, z czego 1016 przeszło przez detektor.

Niezgodność między przewidywaną liczbą neutrin słonecznych a ich ilością wykrywaną została nazwana "problemem neutrin słonecznych". Proponowanych rozwiązań tej kwestii było wiele. Niektóre z nich odwołują się do modeli niestandardowych. Modele te charakteryzują się niższą temperaturą panującą we wnętrzu Słońca. Ta niższa temperatura miałaby być spowodowana szybszą rotacją jądra w stosunku do warstw powierzchniowych. Innymi przyczynami mogłyby być np.: silne pole magnetyczne występujące w jadrze, niższa zawartość pierwiastków ciężkich czy też skuteczny sposób mieszania materii na terenie jądra słonecznego.

Dzięki tym procesom następuje zmniejszanie ilości neutrin słonecznych mniej więcej do poziomu zmierzonego w trakcie eksperymentu Davisa. I wszystko byłoby w porządku gdyby nie fakt, iż biorąc pod uwagę inne cechy Słońca modele te są nie do przyjęcia. Problem neutrin słonecznych pozostaje więc nadal sprawą otwartą. I tutaj przychodzi kolej na tzw. zjawisko oscylacji neutrin.

Teoria dotycząca oscylacji neutrin opiera się na założeniu, że jeden typ neutrin może w sposób cykliczny przechodzić w drugi. Można bowiem wyróżnić trzy rodzaje neutrin: neutrina elektronowe, neutrina mionowe i neutrina taonowe. W detektorach ziemskich rejestrowane są tylko neutrina elektronowe. Zatem mechanizm oscylacji wyjaśniałby dlaczego jest ich mniej niż można by się spodziewać. Przyjęcie zjawiska oscylacji neutrin nie jest sprawą prostą . Równałoby się to przyznaniu, że neutrina mają masę, a to z kolei wprowadziłoby zamieszanie w założeniach modelu standardowego. Gdyby się okazało, że neutrina faktycznie posiadają masę, wówczas biorąc pod uwagę ich liczbę powstającą chociażby na Słońcu można by przyznać, że stanowią pokaźną część brakującej materii w Kosmosie. Nosi ona nazwę "ciemnej materii".

Pierwsze doniesienia dotyczące zjawiska oscylacji nadeszły z ośrodka przy reaktorze Savannah River. Pracami eksperymentalnymi dowodził tam Reines od dawna interesujący się problemem neutrin.

Od tamtego momentu prowadzone jest wiele prac mających na celu potwierdzenie zjawiska oscylacji neutrin.

Ważny z naukowego punktu widzenia był eksperyment przeprowadzony w Los Alamos w roku 1995. W doświadczeniu wykorzystano przyspieszone w akceleratorze protony, które następnie docierały do zbiornika wypełnionego wodą. Dochodziło wtedy do wytwarzania dużej ilości mezonów. Następnie mezony te ulegały rozpadowi na neutrina mionowe i antyneutrina mionowe.

Dokładniej rzecz biorąc eksperyment ten polegał na badaniu oddziaływań między cząstkami powstającymi podczas rozpadu pionu.

Na dzień dzisiejszy wiadomo, że możemy mieć do czynienia z trzema generacjami leptonów: elektronowe, minowe i taonowe. Na każdą generację przypada lepton obdarzony ładunkiem elektrycznym i neutrino. Mogą więc to być pary: elektron - neutrino elektronowe, mion - neutrino mionowe i taon - neutrino taonowe. Leptony obdarzone ładunkiem elektrycznym posiadają masę spoczynkową różną od zera. Jeśli zaś chodzi o neutrina sprawa nie jest na razie jasna. Pomiędzy generacjami leptonów występują różnice w wartości tzw. liczby leptonowej. Może ona być elektronowa, mionowa i taonowa. Jeśli więc leptony należą do danej generacji wówczas ich odpowiednia liczba leptonowa ma wartość +1, zaś pozostałe mają wartość zero.

Każda generacja leptonów ma odpowiadającą im generacje antyleptonów. Cząstki te charakteryzują się przeciwnym znakiem liczby leptonowej.

Na pierwszą generację leptonów składają się elektrony oraz neutrina elektronowe. Wartość ich liczby peptonowej elektronowej jest równa +1. Tej generacji leptonów odpowiada generacja antyleptonów w skład której wchodzą antyelektrony czyli pozytony oraz antyneutrina elektronowe. Wartość ich liczby leptonowej jest równa -1. Jeśli dana cząstka nie należy do rodziny leptonów wówczas nie posiada charakteryzującej jej liczby leptonowej.

Wśród cząstek elementarnych jedna z obowiązujących zasad jest zasada zachowania liczby peptonowej. Wartość liczby leptonowej nie może się zmieniać w trakcie reakcji pomiędzy cząstkami.

W trakcie eksperymentu w Los Alamos skupiono się na detekcji antyneutrin elektronowych. Zakładano, że gdyby faktycznie doszło do detekcji takich antyneutrin w wiązce , która pochodzi z rozpadu pionów wówczas można by tą sytuację wyjaśnić na dwa sposoby. Albo miałoby miejsce pogwałcenie zasady zachowania liczby leptonowej albo też potwierdzenie, że faktycznie antyneutrina mionowe mogą ulegać przekształceniu w antyneutrina elektronowe. Złamania zasady zachowania liczby peptonowej w ogóle nie bierze się pod uwagę. W grę może wchodzić jedynie druga opcja , ale znowu pod pewnym warunkiem. Mianowicie neutrina a wiec i antyneutrina musiałyby mieć niezerową masę spoczynkową.

Tak więc powstałe w wyniku rozpadów pionów cząstki kierowane były do detektora rejestrującego antyneutrina elektronowe. Czas wykonywania pomiarów wynosił 4 miesiące. W tym czasie detektor zarejestrował 80 zdarzeń spowodowanych przez antyneutrina elektronowe. Połowa antyneutron była pochodzenia kosmicznego i stała się promieniowaniem tła. Ważne było pozostałe 40 neutrin. Stały się bowiem dowodem, że neutrina mionowe mogą oscylować i stawać się neutrinami elektronowymi. Sugeruje to, że któraś z tych dwóch odmian neutrin posiada masę, równą kilku dziesiątym elektronowolta. Masa i energia jest bowiem równoważna, o czym mówi słynny wzór Einsteina E=mc.

Doświadczenia wskazujące na możliwość oscylacji neutrin przeprowadzono w ostatnich latach ponownie z użyciem detektora Super-Kamionkade. Przedmiotem badań były również neutrina przybywające na powierzchnię Ziemi z przestrzeni kosmicznej. Do detektora docierały neutrina zarówno bezpośrednio z atmosfery jak i te ,które przybyły do powierzchni Ziemi z drugiej strony kuli ziemskiej i aby dotrzeć do detektora musiały ja przeniknąć. W eksperymencie tym okazało się, że liczba neutrin, które wniknęły do detektora bezpośrednio była większa od tych , które powstały po drugiej stronie Ziemi. Można wiec wnioskować , że w trakcie tej dodatkowej drogi coś się z nimi stało. Mogło mianowicie nastąpić przejście neutrin jednego typu w neutrina innego typu. Przemiany te mogą zachodzić wielokrotnie i dlatego noszą nazwę oscylacji.

W celu obserwacji wysokoenergetycznych neutrin budowany jest obecnie nowy detektor na obszarze Antarktyki. Został on nazwany "Amanda".