Thierry Stolarczyk
Chasseur de particules cosmiques
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Ce texte et les figures sont tirés de : "Bruits de fond dans l'expérience Gallex de détection des neutrinos solaires", Thèse de doctorat, Th.Stolarczyk, 1990.
Beaucoup plus rarement (0,4% du temps) apparaît une réaction à trois corps impliquant deux protons et un électron qui mène elle aussi à la production d'un deuton, et d'un neutrino (νpep).
Le deuton produit par l'une ou l'autre de ces réactions est immédiatement transformé en 3He par l'intermédiaire d'une réaction (p,γ). Puis, dans 85% des cas, la chaîne de fusion de l'hydrogène se termine par la fusion de deux 3He qui donne un noyau d'hélium et deux protons.
Dans 15% des cas, ce 3He capture une particule α déjà existante pour former un béryllium et émettre un photon. Puis le béryllium devient lithium par capture électronique avec émission d'un neutrino (νBe). Ce lithium achève la chaîne de fusion de l'hydrogène en capturant un proton.
Mais le béryllium peut aussi, dans 0,02% des cas, capturer un proton pour donner naissance à un noyau de bore et un photon, ce bore se désintégrant en un béryllium produit dans un état excité, avec production d'un neutrino (νB). Le béryllium se désexcite en se cassant en deux α
Il existe une dernière façon de terminer la chaîne de fusion de l'hydrogène, celle dans laquelle le 3He capture un proton pour donner naissance à un α, un positron et un neutrino (νhep). Cette réaction est extrêmement rare et n'apparaît que dans 0,00002% des cas.
La table ci-dessous donne à titre indicatif le flux des neutrinos solaires calculé par un modèle standard du Soleil.
| Source | νpp | νpep | νhep | νBe | νB | νCNO | Total |
| Flux sur Terre 1010 cm-2.s-1 |
6,0 | 0,014 | 8.10-7 | 0,47 | 5,8.10-4 | 0,11 | 6,6 |
Ci-dessous, La chaîne "pp" dans le Soleil. On a indiqué le pourcentage d'occurrence de chacune des réactions selon le modèle solaire standard ainsi que le nom donné aux neutrinos émis.
| p + p → 2H + e+ +νe 99,6%,νpp |
p + e- + p → 2H + νe 0,4%,νpep |
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2H + p → 3He + γ 100% |
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| 3He + 3He → α+ 2p 85% |
3He + p → α + e+ + νe 0,00002% |
3He + α → 7Be + γ 15% |
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| 7Be + e- → 7Li + νe 15%, νBe |
7Be + p → 8B + γ 0,02% |
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| 7Li + p → 2α 15% |
8B → 8Be* + e+ + νe 0,02%, νB |
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| 8Be* → 2α 0,02% |
Les flux obtenus par différents modèles peuvent être assez différents. Au contraire, la forme du spectre des neutrinos solaires ne varie pas d'un modèle solaire standard à l'autre car elle ne dépend que de la nature des réactions nucléaires mises en jeu (figure ci-dessous).
Ci-dessous, Le spectre en énergie des neutrinos solaires. Les spectres des neutrinos du cycle CNO sont en pointillé. Les flux sont exprimés en cm-2.s-1.MeV-1 pour les spectres continus et en cm-2.s-1pour les raies. On a indiqué les seuils de détection de quelques expériences.
