Основываясь на современных представлениях об эволюции Солнца и составе солнечного вещества, можно утверждать, что 98% солнечной энергии генерируется в результате реакций pp - цепочки, а CNO-цикл поставляет лишь 2% солнечной энергии.
    Зная величину энергии, выделяющейся в одном акте образования ядра ⁴He (около 25 МэВ), и величину полной энергии, излучаемой с поверхности Солнца в секунду - солнечную светимость L = 2.4·10³⁹ МэВ/с, можно оценить поток нейтрино Ф, падающий на поверхность Земли:

L ~ 10¹¹ нейтрино/см²·с

где R - расстояние от Земли до Солнца.

Рис. 1. Рассчитанный спектр солнечных нейтрино. Показаны также пороги регистрации нейтрино различными методами

    Рассчитанный спектр солнечных нейтрино показан на рис. 1. Видно, что основной выход нейтрино обусловлен реакцией

p + p → d + e⁺ + ν_e .

Большинство нейтрино имеет энергию ниже 1 МэВ. Это обстоятельство существенно с точки зрения регистрации нейтрино. Для регистрации солнечных и космических нейтрино используются три основных метода. Различные методы регистрации нейтрино имеют различные энергетические пороги.

    Хлорный детектор. В 1946 г. Б. Понтекорво предложил использовать для детектирования нейтрино реакцию:

ν_e + ³⁷Cl → e^- + ³⁷Ar .

    Изотоп ³⁷Ar, образующийся в результате захвата нейтрино, является радиоактивным и переходит в ³⁷Cl путем e^- - захвата. Период полураспада ³⁷Ar составляет 35 дней. Порог регистрации нейтрино хлорным методом составляет 0.814 МэВ, т. е. хлорный метод не регистрирует нейтрино, образующиеся в реакции

p + p → d + e⁺ + ν_e,

дающей основной выход солнечных нейтрино. Хлорный детектор регистрирует, главным образом, самые энергичные “борные” нейтрино, образующиеся на Солнце в реакции

⁸B → ⁸Be* + e⁺ + ν_e.

Рис. 2. Установка Дэвиса

    Для регистрации солнечных нейтрино Дэвисом был сконструирован детектор (рис. 2), основу которого составляет бак, заполненный 380 тыс. литров раствора четыреххлористого углерода. Атомы ³⁷Ar, образующиеся в результате захвата нейтрино, извлекаются из жидкости путем продувания через неё газообразного гелия. Эффективность извлечения ³⁷Ar составляет около 90%. Далее ³⁷Ar поглощается с помощью угольных фильтров, охлажденных до температуры жидкого азота, и отделяется от гелия. После соответствующей химической очистки образцы с аргоном помещаются в специальный низкофоновый детектор, в котором регистрируется β-распад ³⁷Ar. Наблюдаются рентгеновские фотоны с энергией 2.8 кэВ, сопровождающие e-захват.

    Галлиевый детектор. Большие надежды связаны с построением детекторов на основе изотопа ⁷¹Ga. Для регистрации нейтрино в этом детекторе используется реакция

⁷¹Ga + ν_e → ⁷¹Ge + e⁻.

Поглощение нейтрино приводит к образованию радиоактивного изотопа ⁷¹Ge (T_1/2 = 11.4 дн). Галлиевый детектор имеет очень низкий порог регистрации нейтрино (233 кэВ) и поэтому он чувствителен к основному потоку солнечных нейтрино из реакции

p + p → d + e⁺ + ν_e.

    Детектор, содержащий 60 тонн галлия, позволит регистрировать одно "протонное" нейтрино в сутки.

    Метод регистрации нейтрино с помощью черенковского излучения. В этом методе, который используется в детекторах в KAMIOKANDE и SUPERKAMIOKANDE (Япония) детектируется черенковское излучение, образующееся в процессе нейтринно-электронного рассеяния. Порог регистрации нейтрино, обусловленный фоном, составляет 7.5 МэВ. Таким образом, эти детекторы чувствительны лишь к части высокоэнергичных нейтрино, образующихся в результате распада
⁸B ⁸Be* + ν_e + e⁺. Однако этот тип детектора имеет существенное преимущество перед двумя предыдущими, так как с его помощью может быть определено направление движения нейтрино.
    Нейтринная обсерватория в Садбери (Онтарио, Канада) (Sudbury Neutrino Observatory (SNO)) была построена в шахте на глубине  2070 метров. SNO - черенковский детектор на тяжелой воде. 1000 тонн сверхчистой тяжелой воды (D₂O) залито в акриловый сосуд диаметром 12 метров. Черенковсое излучение регистрируется 9600 фотоумножителями, установленными на геодезической сфере диаметром 17 метров, окружающей сосуд с тяжелой водой. Детектор погужен в сверхчистую обычную воду, которая находится в бочкообразной полости диаметром 22 метра и высотой 34 метра, выкопанной в скале. За сутки детектор регистрирует около 10 нейтринный событий.

    Ожидаемый поток нейтрино рассчитывается, исходя из определенной Солнечной модели. В случае экспериментов Дэвиса этот поток пересчитывается в скорость захвата нейтрино в резервуаре емкостью 380 тыс. литров. Для характеристики скорости захвата вводится специальная единица СЕН - солнечная единица нейтрино.

1 СЕН = 10^-36 захватов нейтрино в секунду на атом.

    Основным источником фона являются нейтрино, генерируемые космическими лучами, и нейтрино от радиоактивного распада в скальных породах.
    В результате экспериментов Дэвиса было показано, что Солнце является источником нейтрино, т.е. на Солнце протекают ядерные реакции. Однако наблюдаемый поток солнечных нейтрино оказался примерно в 3 раза меньше, чем предсказывали стандартные модели Солнца. Экспериментально измеренная скорость образования аргона - 2.2 + 0.4 СЕН. Из общего значения, предсказываемого теорией (7.8 СЕН) 6.3 СЕН обусловлены распадом 

⁸B → ⁸Be* + e⁺ + ν_e.

    Детекторы KAMIOKANDE регистрируют ~ 50% предсказанного потока солнечных нейтрино. Галлиевые детекторы регистрируют в основном высоко-энергетическую часть нейтрино, образующихся в pp-цепочке. Они также регистрируют около 50% от предсказанного теорией потока солнечных нейтрино.

    В нейтринной обсерватории Садбери (SNO) нейтринные потоки "борных" нейтрино детектировались с помощью реакций:

ν_e + d → p + p + e⁻    (CC)
ν_x + d → p + n + ν_x   (NC)
ν_x + e⁻ → ν_x + e⁻    (ES).

Первая реакция (СС), протекающая с участием заряженных токов, чувствительна только к электронным нейтрино (ν_e), Вторая (NC), протекающая с участием нейтральных токов чувствительна ко всем нейтрино ( x – e, μ, τ). Упругое рассеяние (ES) чувствительно ко всем ароматам нейтрино, но к мюонным и тау в меньшей степени. Таким образом, если нейтрино могут переходить из одного аромата в другой, поток нейтрино, измеренный с помощью реакции (СС) F^CC(_e) должен быть меньше, чем поток, измеренный с помощью реакции (ES) F^ES(_x)

F^CC(ν_e) < F^ES(ν_x).

Экспериментальные данные, полученные в Садбери после первого этапа экспериментов следующие:
F^CC(ν_e) = 1.75 + 0.07 ·10⁶ см^-2 с^-1,
F^ES(ν_x) = 2.39 + 0.34 ·10⁶ см^-2 с^-1.
(Здесь указаны только статистические погрешности).
Оценка полного потока борных солнечных нейтрино 5.44 + 0.99 ·10⁶ см^-2 с^-1 находится в хорошем согласии с моделями Солнца.
Оценка суммы масс электронного, мюонного и тау-нейтрино находятся в пределах 0.05-8.4 эВ.
    Результаты эксперимента, выполненного в нейтринной обсерватории Садбери интерпретируются как ясное свидетельство в пользу нейтринных осцилляций, которые происходят в случае, если массы нейтрино не равны нулю.

Подробности в Потоки солнечных нейтрино и нейтринные осцилляции