태양 중성미자 물리학은 지난 10 년 동안 정체되었습니다. 감지하기는 어렵지만 Solar 코어의 가장 직접적인 프로브를 제공합니다. 천문학 자들이이를 감지하고 태양 중성미자 문제를 해결 한 후에는 태양에 작용하는 주요 핵 반응 인 양성자 양성자 (pp) 반응에 대한 이해를 확인할 수있었습니다. 그러나 이제 천문학 자들은 처음으로 또 다른 아주 드문 핵 반응 인 양성자-전자-양성자 (pep) 반응의 중성미자를 감지했습니다.
주어진 시간에 여러 가지 별도의 핵융합 공정이 태양의 수소를 헬륨으로 전환하여 부산물로 에너지를 생성합니다. 주요 반응은 안정적인 헬륨의 생성으로 이어지는 일련의 사건의 첫 단계로서 중수소 (핵에 여분의 중성자를 갖는 수소)의 형성을 요구한다. 이것은 전형적으로 양전자, 중성미자 및 광자를 방출하는 2 개의 양성자의 융합에 의해 일어난다. 그러나 핵 물리학 자들은 필요한 중수소를 만드는 다른 방법을 예측했다. 그것에서 양성자와 전자가 먼저 융합하여 중성자와 중성미자를 형성 한 다음 두 번째 양성자와 결합합니다. 그들은 태양 모델을 기반으로이 과정에서 모든 중수소의 0.23 % 만 생성 될 것으로 예측했습니다. 이미 중성미자의 특성상 미묘한 특성을 감안할 때 생산 속도의 감소로 인해이 중성미자를 감지하기가 더욱 어려워졌습니다.
이들이 검출하기 어려울 수 있지만, 펩 중성미자는 pp 반응에 의해 생성 된 것과 중립적이다. 중요한 차이점은 그들이 운반하는 에너지입니다. pp 반응으로부터의 뉴트리노는 최대 0.42 MeV의 에너지 범위를 갖는 반면, 펩 뉴트리노는 매우 선택된 1.44 MeV를 보유한다.
그러나이 중성미자를 추출하기 위해 연구팀은 우주 광선 파업으로 인한 신호 데이터를주의 깊게 청소하여 뮤온을 생성 한 다음 탐지기 내부의 탄소와 상호 작용하여 유사한 에너지로 중성미자를 생성하여 가양 성 (false positive)을 생성 할 수 있습니다. 또한이 과정은 자유 중성자를 만듭니다. 이를 제거하기 위해 연구진은 자유 중성자 (free neutron)를 탐지하여 짧은 시간 내에 발생한 중성미자 신호를 모두 거부했습니다. 전반적으로, 이것은 검출기가 하루에 4,300 개의 뮤온을 통과 한 것으로 나타 났으며, 이는 100 톤의 검출기 액체 당 27 개의 중성자를 생성하며 27 개의 오탐 (false positive)을 생성합니다.
이 탐지를 제거하면서 팀은 여전히 적절한 에너지를 가진 중성미자 신호를 발견했으며,이를 사용하여 모든 평방 센티미터를 통해 흐르는 펩 중성미자의 총량을 초당 약 16 억으로 추정했습니다. 태양의 내부 작동을 설명하는 데 사용되는 표준 모델.
천문학 자들이 태양을 강화시키는 과정에 대한 이해를 확인하는 것 외에도,이 발견은 또 다른 융합 과정 인 CNO주기에 제약을가합니다. 이 과정은 태양에서 미미할 것으로 예상되지만 (모든 헬륨의 ~ 2 % 만 생산) 태양보다 더 뜨겁고 더 큰 별에서 더 효율적이며 50 % 더 많은 별에서 우세 할 것으로 예상됩니다. 이 과정의 한계를 더 잘 이해하면 천문학 자들은 별들이 어떻게 작동하는지 명확하게 알 수 있습니다.
