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{{NoteTA|G1=Physics}}
[[File:Proton proton cycle.svg|350px|thumb|[[標準太陽模型]]中的太陽微中子（[[質子﹣質子鏈反應]]）]]

[[電子微中子]]是[[太陽]]進行[[核融合]]反應的一項產物，此來源的[[微中子]]稱為'''太陽微中子'''。目前穿越地球最大宗的微中子即為太陽微中子。

== 產生機制 ==
產生太陽微中子的主要機制來自於[[質子﹣質子鏈反應]]，其為：
: <math>p + p \to \text{d} + e^{+} + \nu_e \!\ </math>
或換言之：
: 2 [[質子]] <math>\to</math> [[氘]] + [[正電子]] + [[電子微中子]]。

86%的太陽微中子透過這項反應產生。如同右圖，[[標準太陽模型]]中的太陽微中子（[[質子﹣質子鏈反應]]）部份，氘會與另個質子融合而產生[[氦的同位素|氦3原子]]（<sup>3</sup>He）及[[伽瑪射線]]，此反應可寫為：
: <math>d + p \to  {^3}He + \gamma\ </math>。

[[同位素]]氦4原子（<sup>4</sup>He）可由前述<sup>3</sup>He反應產生：
: <math>{^3}He + {^3}He \to  {^4}He + 2 p </math>。

當氦3與氦4都存在於同一系統時，[[鈹]]可透過融合產生：
: <math>{^3}He + {^4}He \to  {^7}Be + \gamma\ </math>。

目前共有四顆質子與三顆[[中子]]，鈹可有兩種不同的反應途徑。第一種是捕捉一顆電子並產生[[鋰的同位素|鋰7原子]]及一顆電子微中子：
: <math>{^7}Be + e^{-} \to  {^7}Li + \nu_e\ </math>。

此反應產生了14%的太陽微中子。所產生的鋰7會再與質子融合產生兩個氦4原子。

第二種反應途徑是捕捉一顆質子（在恆星中為數眾多），而產生[[硼的同位素|硼8原子]]：
: <math>{^7}Be + p \to  {^8}B + \gamma\ </math>。

而硼8原子會透過[[正电子发射|貝他(+)衰變]]轉為[[鈹的同位素|鈹8原子]]，並放出[[正電子]]與電子微中子：
: <math>{^8}B \to  {^8}Be + e^{+} + \nu_e\ </math>。

此反應產生了約0.02%的太陽微中子，雖然為數較少，但其能量則較高<ref>{{Cite book|url=http://site.ebrary.com/id/10229252|publisher=Springer|date=2005|location=Berlin; New York|isbn=978-3-540-27670-8|oclc=209869502|language=En|first=Claus|last=Grupen|title=Astroparticle physics}}</ref>。

== 觀測資料 ==
太陽微中子最高的[[通量]]直接源自於質子﹣質子鏈反應，而其具有較低的能量，最高達400 [[電子伏特|keV]]。有几个其他產生的機制所造成的微中子能量則高達18 MeV<ref>{{Citation |first=A. |last=Bellerive |title=Review of solar neutrino experiments |journal=Int. J. Mod. Phys. |volume=A19 |year=2004 |pages=1167–1179 |arxiv=hep-ex/0312045 |doi=10.1142/S0217751X04019093|bibcode = 2004IJMPA..19.1167B }}</ref>。地球上的微中子通量約為7·10<sup>10</sup>&nbsp;粒子數/[[厘米]]<sup>2</sup>/[[秒]]。<ref>{{harvnb|Grupen|2006}}{{page needed|date=October 2013}}</ref>

透過[[標準太陽模型]]可預測微中子的數量，而實際上測到的電子微中子數量僅為預測值的1/3，此即[[太陽微中子問題]]。隨後的解決方案包括了[[微中子振盪]]的概念，指出微中子可以改變它的[[味 (粒子物理學)|味]]。在[[薩德伯里微中子觀測站]]針對各種類型的太陽微中子進行總通量測量後，證實了此概念的正確性，並且確認了微中子具有質量。

太陽模型亦可預測太陽微中子的能譜。<ref>{{Cite web |url=http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html |title=Solar Neutrino Viewgraphs |accessdate=2015-10-07 |archive-date=2016-03-29 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160329142203/http://www.sns.ias.edu/~jnb/SNviewgraphs/snviewgraphs.html |dead-url=yes }}</ref>能譜是一項研究上的關鍵資訊，原因是不同的微中子偵測實驗有各自高偵測敏感度的能量範圍。{{le|霍姆斯提克實驗|Homestake Experiment}}使用[[氯]]，而對[[鈹的同位素|鈹同位素]]<sup>7</sup>Be衰變反應產生的太陽微中子最為敏感；[[薩德伯里微中子觀測站]]的設備則是對[[硼的同位素|硼同位素]]<sup>8</sup>B反應產生的微中子最為敏感；使用[[鎵]]的偵測器則對質子﹣質子鏈反應產生的微中子最為敏感。

於2012年，稱作{{le|Borexino|Borexino}}的共同研究計畫報導了偵測到低能量微中子的結果，這種微中子源於質子﹣電子﹣質子反應（{{lang-en|Proton-electron-proton, PEP}}；參見[[質子﹣質子鏈反應]]），太陽中每400顆氘核會產生1顆低能量微中子。<ref>{{Cite journal|title=First Evidence of p e p Solar Neutrinos by Direct Detection in Borexino|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.108.051302|last=Bellini|first=G.|last2=Benziger|first2=J.|date=2012-02-02|journal=Physical Review Letters|issue=5|doi=10.1103/PhysRevLett.108.051302|volume=108|pages=051302|language=en|issn=0031-9007|arxiv=1110.3230|bibcode=2012PhRvL.108e1302B|last3=Bick|first3=D.|last4=Bonetti|first4=S.|last5=Bonfini|first5=G.|last6=Bravo|first6=D.|last7=Buizza Avanzini|first7=M.|last8=Caccianiga|first8=B.|last9=Cadonati|first9=L.}}</ref><ref>{{Cite journal|title=Atom & cosmos: Elusive solar neutrinos spotted: Detection reveals more about reaction that powers sun|url=https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/scin.5591810516|last=Witze|first=Alexandra|date=2012-03-10|journal=Science News|issue=5|doi=10.1002/scin.5591810516|volume=181|pages=14–14|language=en|access-date=2022-04-15|archive-date=2022-04-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20220415071024/https://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1002/scin.5591810516}}</ref>此計畫的偵測器使用了100公頓的液體，每日平均發生3次偵測事件（因為[[碳的同位素|碳11生成]]），起源是相對罕見的[[熱核反應]]。

微中子可引發核反應。不同年代的古老礦脈暴露在不同程度的微中子照射，時間尺度則長到以[[地質年代]]計；透過觀察這些礦脈則可以研究太陽[[光度]]在時間上的變化。<ref>{{Cite journal|title=Proposed neutrino monitor of long-term solar burning|url=https://link.aps.org/doi/10.1103/PhysRevLett.65.809|last=Haxton|first=W. C.|date=1990-08-13|journal=Physical Review Letters|issue=7|doi=10.1103/PhysRevLett.65.809|volume=65|pages=809–812|language=en|issn=0031-9007|bibcode=1990PhRvL..65..809H}}</ref>根據[[標準太陽模型]]，太陽光度是隨著時間演變的。

== 相關條目 ==
* [[微中子振盪]]
* [[太陽微中子問題]]
* [[微中子探測器]]
* {{le|中性粒子振盪|Neutral particle oscillation}}

== 參考文獻 ==
{{reflist|30em}}

== 延伸閱讀 ==
* {{Cite journal|title=Solar Neutrinos: Status and Prospects|url=https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-astro-081811-125539|last=Haxton|first=W.C.|last2=Hamish Robertson|first2=R.G.|date=2013-08-18|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|issue=1|doi=10.1146/annurev-astro-081811-125539|volume=51|pages=21–61|language=en|issn=0066-4146|arxiv=1208.5723|bibcode=2013ARA&A..51...21H|last3=Serenelli|first3=Aldo M.|access-date=2022-04-15|archive-date=2022-04-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20220415065506/https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-astro-081811-125539}}

[[Category:核聚变]]
[[Category:太阳]]