Neutrinos solaires

Les neutrinos solaires naissent lors de la fusion nucléaire à l'intérieur du Soleil. Ils sont de loin les neutrinos les plus nombreux à nous atteindre — et le seul messager qui nous parvienne directement du cœur du Soleil.

Environ 65 milliards d'entre eux traversent chaque seconde un centimètre carré de votre peau.

Pourquoi ils sont le seul regard direct

La lumière du Soleil provient de sa surface. L'énergie qu'elle porte a été produite dans le cœur — mais elle a mis des dizaines de milliers d'années pour sortir, parce qu'elle a été absorbée et réémise d'innombrables fois.

Ce que nous voyons dans le ciel est donc un rapport très ancien. Sur l'état du cœur aujourd'hui, il ne dit rien.

Les neutrinos quittent le cœur sans entrave et sont ici au bout d'un peu plus de huit minutes. Qui les compte regarde le Soleil brûler à cet instant même.

Les deux voies de la fusion

Hans Bethe décrivit en 1939 deux voies par lesquelles les étoiles fusionnent l'hydrogène en hélium.

La chaîne proton-proton fournit dans le Soleil environ 99 pour cent de l'énergie. Quatre protons deviennent, par plusieurs étapes intermédiaires, un noyau d'hélium ; il apparaît au passage des positrons et des neutrinos.

Le cycle CNO contribue dans le Soleil pour environ un pour cent. Le carbone, l'azote et l'oxygène agissent comme catalyseurs et ne sont pas eux-mêmes consommés. Dans les étoiles plus lourdes, cette voie l'emporte.

Un spectre issu de nombreuses sources

La chaîne comporte plusieurs embranchements, et chacun fournit des neutrinos d'énergie et de fréquence propres :

Cette répartition est la clé de l'histoire du problème des neutrinos solaires. Car chaque détecteur n'en voit qu'une partie.

L'expérience Homestake, avec son seuil de 814 keV, ne captait que les rares neutrinos du bore 8 — moins d'un centième de pour mille de tous les neutrinos solaires. GALLEX et SAGE sont descendus, avec le gallium, jusqu'à 233 keV et ont vu pour la première fois la réaction principale.

Pourquoi la dépendance en énergie a tout décidé

C'est précisément cet échelonnement qui a rendu possible le constat décisif.

Homestake trouva environ un tiers du taux attendu. Les expériences au gallium en trouvèrent environ 60 pour cent. Ce n'est pas une contradiction, mais un motif : le déficit dépend de l'énergie.

Une erreur dans le modèle solaire n'aurait guère agi ainsi. Une conversion en chemin, en revanche, oui — et précisément sous cette forme, comme l'explique l'effet MSW.

La mesure complète

Deux installations ont fini par refermer le tableau.

Le Sudbury Neutrino Observatory montra en 2002 que la somme des trois espèces de neutrinos correspond exactement à la prédiction de John Bahcall.

Borexino mesura ensuite les différentes sources l'une après l'autre : le béryllium 7 en 2007, pep en 2012, les neutrinos pp en 2014 et enfin, en 2020, le cycle CNO — cette voie que Bethe avait décrite quatre-vingts ans plus tôt et que personne n'avait vue jusque-là.

Le Soleil est ainsi aujourd'hui l'étoile la plus précisément mesurée, et cela de l'intérieur.

Ce que l'on en apprend sur le Soleil

Les taux de neutrinos dépendent de façon sensible de la température du cœur — pour le bore 8, à peu près à la puissance dix-huit. Une mesure du taux est donc un thermomètre très précis de l'intérieur du Soleil.

Du rapport entre neutrinos CNO et neutrinos pp, on peut en outre déduire la teneur en éléments plus lourds dans le cœur du Soleil — une question ouverte depuis des années en astrophysique, parce que différentes méthodes livrent des valeurs différentes.

Termes associés

• Problème des neutrinos solaires — l'énigme
• Effet MSW — l'explication
• Borexino — la mesure la plus précise
• Hans Bethe et John Bahcall

Sources

• J. N. Bahcall, A. M. Serenelli, S. Basu : New Solar Opacities, Abundances, Helioseismology, and Neutrino Fluxes, The Astrophysical Journal 621, L85 (2005).
• Collaboration Borexino : Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun, Nature 587, 577 (2020).