Mécanismes de production des neutrinos dans le Soleil

Le Soleil est une étoile composée majoritairement d'hydrogène, environ 75% en masse, et d'hélium environ 25% en masse ^2.1. La température varie de quelques milliers de kelvins en surface à quelques millions de kelvins en son centre. La pression du gaz crée une force qui s'oppose à la gravité de l'étoile : le Soleil est en équilibre hydrostatique. La température au cur du Soleil est suffisante pour initier des réactions nucléaires de fusion. Trois chaînes de réactions dominent :

• la chaîne PPI décrit la production de neutrinos électron appelés $\nu_{{\rm {pp}}}^{}$ à partir de la fusion de deux protons. La réaction est décrite par :
  p + p $$\rightarrow$$ ²₁H + e⁺ + $$\nu_{{\mathrm{e}}}^{}$$ .
  Les neutrinos ainsi créés possédent un spectre continu jusqu'à 420 keV (voir figure 2.1) ;

Figure: Spectre des neutrinos solaires, avec les seuils en énergie de différentes expériences. L'échelle verticale est exprimée en cm^-2s^-1MeV^-1 pour les spectres continus et en cm^-2s^-1 pour les raies mono-énergétiques [Bahcall 2003].

• la chaîne PPII décrit la production de neutrinos mono-énergétiques appelés $\nu_{{\rm {\isotopes{7}{Be}}}}^{}$ par l'intermédiaire d'une capture électronique sur un atome de ⁷Be. La réaction s'écrit :
  ⁷₄Be + e^- $$\rightarrow$$ ⁷₃Li + $$\nu_{{\mathrm{e}}}^{}$$ .
  Notons que suivant l'état final de l'atome ⁷Li, excité ou non, deux énergies pour les neutrinos sont à prevoir : une raie mono-énergétique à 383 keV et une à 862 keV (voir figure 2.1) ;
• la chaîne PPIII produit des neutrinos dit $\nu_{{\rm {\isotopes{8}{B}}}}^{}$ issus de la désintégration $\beta^{+}_{}$ d'un atome de ⁸B, suivant la réaction :
  ⁸₅B $$\rightarrow$$ ⁸₄Be + e⁺ + $$\nu_{{\mathrm{e}}}^{}$$ .
  C'est un spectre continu qui s'étend jusqu'à environ 15 MeV (voir figure 2.1).

Il existe également d'autres réactions de production ^2.2 de neutrinos :

p e^- p $$\rightarrow$$ ²₁H ν_e

³₂He p $$\rightarrow$$ ⁴₂He e⁺ ν_e

Les neutrinos produits sont appelés respectivement pep et hep.

Suivant les techniques de détection, les expériences de neutrinos solaires possèdent différents seuils en énergie et sont donc sensibles à différentes composantes du spectre présenté sur la figure 2.1.

Il est important de noter ici que l'ensemble de ces réactions ne produit que des neutrinos de type électron ($\nu_{{e}}^{}$).