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Nature

volume 587, pages 577 582 (2020) Citer cet article

Pendant la majeure partie de leur existence, les étoiles sont alimentées par la fusion de l’hydrogène en hélium La fusion se déroule via deux processus qui sont bien compris théoriquement: la chaîne du protonproton (pp) et le cycle du carboneazote – oxygen (CNO )1,2 Les neutrinos émis le long de ces processus de fusion dans le noyau solaire sont la seule sonde directe de l’intérieur profond du Soleil. Une étude spectroscopique complète des neutrinos de la chaîne pp, qui produit environ 99% de l’énergie solaire, a déjà été réalisée3; however, aucune preuve expérimentale du cycle CNO n’a été rapportée Nous rapportons ici l’observation directe, avec une signification statistique élevée, des neutrinos produits dans le cycle CNO dans le Soleil Cette preuve expérimentale a été obtenue à l’aide du détecteur à scintillateur liquide de Borexino, hautement radio-opaque, à grand volume, une expérience située au Laboratori Nazionali del Gran Sasso en Italie. Le principal défi expérimental était d’identifier le signal en excèsseulement quelques coups par jour au-dessus du fond pour 100 tonnes de ciblequi est attribué aux interactions des neutrinos CNO Les progrès de la stabilisation thermique du détecteur au cours des cinq dernières années nous ont permis de développer une méthode pour contraindre le taux de bismuth-210 contaminant le scintillateur Dans le cycle CNO, la fusion de l’hydrogène est catalysée par le carbone, l’azote et l’oxygène, et donc son tauxainsi que le flux de neutrinos CNO émis dépend directement de l’abondance de ces éléments dans le solaire coeur Ce résultat ouvre donc la voie à une mesure directe de la métallicité solaire à l’aide de neutrinos CNO Nos résultats quantifient la contribution relative de la fusion CNO dans le Soleil comme étant de l’ordre de 1%; however, dans les étoiles massives, c’est le processus dominant de production d’énergie Ce travail fournit des preuves expérimentales du mécanisme principal de la conversion stellaire de l’hydrogène en hélium dans l’Univers

Les jeux de données générés lors de l’étude en cours sont disponibles gratuitement à partir du référentiel https: // bxopenlngsinfnil/ Des informations supplémentaires sont disponibles auprès du porte-parole de la collaboration Borexino (porte-parole-borex @ lngsinfnit) sur demande raisonnable

Vinyoles, N et al Une nouvelle génération de modèles solaires standards Astrophysique J 835 and 202 (2017)

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Salaris, M & Cassisi, S Évolution des étoiles et des populations stellaires (John Wiley & Sons, 2005)

Angulo, C et al Une compilation des taux de réaction thermonucléaire induits par des particules chargées Nucl Phys Un 656, 3â ???? 183 (1999)

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Collaboration GALLEX Neutrinos solaires observés par GALLEX au Gran Sasso Phys Lett B 285, 376 (1992)

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Collaboration SAGE Résultats de SAGE (The Russianâ ???? American Gallium Solar Neutrino Experience) Phys Lett B 328, 234 (1994)

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McDonald, un B L’Observatoire des neutrinos de Sudbury: Observation du changement de saveur des neutrinos solaires Conférence du prix Nobel https: // wwwprix Nobelorg / price / physique / 2015 / mcdonald / conférence / (2015)

Hirata, K et al Observation des neutrinos solaires 8B dans le détecteur Kamiokande-II Phys Tour Lett 63 and 16 (1989)

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Ahmad, Q et al Preuve directe de la transformation de la saveur des neutrinos à partir des interactions de courant neutre dans l’Observatoire des neutrinos de Sudbury Phys Tour Lett 89, 011301 (2002)

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Araki, T et al Mesure de l’oscillation des neutrinos avec KamLAND: preuve de distorsion spectrale Phys Tour Lett 94, 081801 (2005)

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Collaboration Borexino Neutrinos du processus de fusion du proton primaire dans le Soleil Nature 512, 383â ???? 386 (2014)

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Bellini, G et al Mesure de précision du taux d’interaction des neutrinos solaires 7Be à Borexino Phys Tour Lett 107 and 141302 (2011)

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von Weizsäcker, C F Ã ?? ber Elementumwandlungen im Innern der Sterne I Phys Z 38 and 176 (1937)

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Alimonti, G et al Le détecteur Borexino au Laboratori Nazionali del Gran Sasso Nucl Instrum Méthodes Phys Res Un 600, 568â ???? 593 (2009)

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Bellini, G et al Résultats finaux de Borexino Phase-I sur la spectroscopie des neutrinos solaires à basse énergie Phys Tour D 89, 112007 (2014)

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Agostini, M et al Spectroscopie de précision simultanée des neutrinos solaires pp, 7Be et pep avec Borexino Phase-II Phys Tour D 100, 082004 (2019)

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Alimonti, G et al Science et technologie de BOREXINO: un détecteur en temps réel pour les neutrinos solaires à basse énergie Astropart Phys 16, 205â ???? 234 (2002)

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Ding, X F GooStats: un framework basé sur GPU pour l’analyse multi-variée en physique des particules J Instrum 13, P12018 (2018)

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Agostini, M et al Sensibilité aux neutrinos du cycle solaire CNO à Borexino EUR Phys J C https: // doiorg / 101140 / epjc / s10052-020-08534-2 (2020)

Vissani, F Contrainte de luminosité et signaux de neutrinos solaires intriqués Dans les neutrinos solaires, Proc 5th International Solar Neutrino Conference (sous la direction de Meyer, M & Zuber, K) 121â ???? 141 (World Scientific, 2019)

Bergström, J, Gonzalez-Garcia, M C, Maltoni, M, Peña-Garay, C, Serenelli, A M & Chanson, N Mise à jour de la détermination des flux de neutrinos solaires à partir des données sur les neutrinos solaires J Phys haute énergie 2016, 132 (2016)

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Capozzi, F, Lisi, E, Marrone, A & Palazzo, A Analyse globale des paramètres d’oscillation J Phys Conf Ser 1312, 012005 (2019)

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Villante, F L, Ianni, A, Lombardi, F, Pagliaroli, G & Vissani, F Un pas vers la détection des neutrinos solaires CNO dans les scintillateurs liquides Phys Lett B 701, 336? 341 (2011)

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Bravo-Berguño, D et al Le système de gestion & de surveillance thermique Borexino et simulations de la dynamique des fluides du détecteur Borexino dans des conditions aux limites asymétriques et changeantes Nucl Instrum Méthodes Phys Res Un 885, 38â ???? 53 (2018)

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Di Marcello, V et al Dynamique des fluides et transport du 210Po dans le détecteur scintillateur Borexino: une analyse numérique Nucl Instrum Méthodes Phys Res Un 964, 163801 (2020)

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Agostini, M et al La simulation Monte Carlo du détecteur Borexino Astropart Phys 97, 136â ???? 159 (2018)

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Grau Carles, A & Grau Malonda, A Mesure de précision du facteur de forme RaE Nucl Phys Un 596, 83â ???? 90 (1996)

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de Holanda, P C, Liao, W & Smirnov, A Yu Vers des mesures de précision dans les neutrinos solaires Nucl Phys B 702, 307? 332 (2004)

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Capozzi, F, Lisi, E, Marrone, A & Palazzo, A Inconnues actuelles dans le cadre des trois neutrinos Programme Partie Nucl Phys 102, 48 years 72 (2018)

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Cowan, G, Cranmer, K, Brut, E & Vitells, O Formules asymptotiques pour les tests basés sur la vraisemblance de la nouvelle physique EUR Phys J C 71 and 1554 (2011)

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Stonehill, L C, Formaggio, J A & Robertson, R g H Neutrinos solaires issus de la capture d’électrons CNO Phys Tour C 69, 015801 (2004)

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Villante, F L Neutrinos solaires ecCNO: un défi pour de gigantesques détecteurs à scintillateurs liquides ultra-purs Phys Lett B 742, 279 284 (2015)

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Benziger, J et al Le système de purification à scintillateur pour le détecteur de neutrinos solaires Borexino Nucl Instrum Méthodes Phys Res Un 587, 277â ???? 291 (2008)

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Alimonti, G et al Les systèmes de traitement des liquides pour le détecteur de neutrinos solaires Borexino Nucl Instrum Méthodes Phys Res Un 609, 58â ???? 78 (2009)

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Bellini, G et al Flux cosmique-muonique et modulation annuelle à Borexino à 3800 m de profondeur équivalente en eau J Cosmol Astropart Phys 2012, 015 (2012)

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Bellini, G et al Milieux cosmogéniques à Borexino à 3800 m de profondeur équivalente en eau J Cosmol Astropart Phys 2013, 049 (2013)

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Bellini, G et al Détection de muons et neutrons cosmogéniques à Borexino J Instrum 6, P05005 (2011)

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Cruickshank Miller, C La loi de Stokesâ ???? Einstein pour la diffusion en solution Proc R Soc Lond Un 106, 724â ???? 729 (1924)

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Wójcik, M, Wlazlo, W, Zuzel, G & Heusser, G Diffusion du radon à travers les membranes polymères utilisées dans l’expérience sur les neutrinos solaires Borexino Nucl Instrum Méthodes Phys Res Un 449, 158â ???? 171 (2000)

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Hoecker, A, Speckmayer, P, Stelzer, J, Therhaag, J, von Toerne, H & Voss, E TMVAboîte à outils pour l’analyse de données multivariées Préimpression sur https: // arxivorg / abs / physique / 0703039 (2007)

Feroz, F, Hobson, M P, Cameron, E & Pettitt, A N Importance de l’échantillonnage imbriqué et de l’algorithme MultiNest Ouvrir J Astrophysique 2, 10 (2019)

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Feroz, F, Hobson, M P Ponts &, M MultiNest: un outil d’inférence bayésien efficace et robuste pour la cosmologie et la physique des particules lun ne pas R Astron Soc 398, 1601 1614 (2009)

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Feroz, F & Hobson, M P Échantillonnage imbriqué multimodal: une alternative efficace et robuste aux méthodes de Monte Carlo en chaîne de Markov pour l’analyse des données astronomiques lun ne pas R Astron Soc 384, 449? 463 (2008)

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Gorski, K M, Wandelt, B ré, Hansen, F K, Hivon, E & Banday, A J L’apprêt HEALPix Préimpression sur https: // arxivorg / abs / astro-ph / 9905275 (1999)

Agostini, M et al Modulation saisonnière du taux de neutrinos solaires 7Be à Borexino Astropart Phys 92, 21 29 (2017)

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Bellini, G et al Première preuve de neutrinos solaires pep par détection directe à Borexino Phys Tour Lett 108 and 051302 (2012)

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Cousins, R ré & Highland, V L Incorporer des incertitudes systématiques dans une limite supérieure Nucl Instrum Méthodes Phys Res Un 320, 331 335 (1992)

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Marron, L ré, Cai, T T & Das Gupta, A Estimation d’intervalle pour une proportion binomiale Stat Sci 16, 101â ???? 133 (2001)

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Nous reconnaissons l’hospitalité et le soutien du Laboratori Nazionali del Gran Sasso (Italy) Le programme Borexino est rendu possible grâce au financement de l’Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN) (Italy), de la National Science Foundation (NSF) (USA), de la Deutsche Forschungsgemeinschaft (DFG) et de la Helmholtz-Gemeinschaft (HGF) (Germany), de la Fondation russe pour Recherche fondamentale (RFBR) (numéros de subvention 16-29-13014ofi-m, 17-02-00305A et 19-02-00097A), Fondation scientifique russe (RSF) (numéro de subvention 17-12-01009) et Ministère de la science et de l’enseignement supérieur Éducation de la Fédération de Russie (numéro de contrat 075-15-2020-778) (Russia) et Narodowe Centrum Nauki (NCN) (numéro de subvention UMO 2017/26 / M / ST2 / 00915) (Pologne) Nous reconnaissons les services informatiques du centre de données INFN-CNAF de Bologne et du centre de calcul et service réseau U-Lite à LNGS (Italy), ainsi que le temps de calcul accordé via JARA sur le supercalculateur JURECA au Forschungszentrum Jülich (Germany) Cette recherche a été soutenue en partie par PLGrid Infrastructure (Pologne)

R Biondi, un Di Giacinto,  V Di Marcello,  C Ghiano,  Aldo Ianni,  M Laubenstein,  M T Ranalli, un Razeto,  N Rossi, Y Souvorov,  R Tartaglia & F L Villante

Département de physique, École d’ingénierie, sciences physiques et mathématiques, Royal Holloway, Université de Londres, Egham, United Kingdom

Le détecteur Borexino a été conçu, construit et mis en service par la collaboration Borexino sur une période de plus de 30 ans La collaboration Borexino définit les objectifs scientifiques La purification et la manipulation des scintillateurs, le test de radiopureté des matériaux, les campagnes d’étalonnage de la source, les opérations de tube photomultiplicateur et d’électronique, le traitement du signal et l’acquisition de données, les simulations Monte Carlo du détecteur et les analyses de données ont été effectuées par les membres de Borexino, qui ont également discuté et approuvé les résultats scientifiques Cet article a été préparé par un sous-groupe d’auteurs qui a été nommé par la Collaboration et a été soumis à un processus d’examen interne à l’échelle de la collaboration. Tous les auteurs ont revu et approuvé la version finale du manuscrit

Correspondance avec
g Ranucci

Information sur l’examen par les pairs La nature remercie Marc Pinsonneault, Gabriel Orebi Gann et David Wark pour leur contribution à l’examen par les pairs de ce travail Les rapports des pairs évaluateurs sont disponibles

Note de l’éditeur Springer Nature reste neutre en ce qui concerne les revendications juridictionnelles dans les cartes publiées et les affiliations institutionnelles

Vue schématique de la structure de l’appareil Borexino De l’intérieur vers l’extérieur: le scintillateur liquide, le liquide tampon, la sphère en acier inoxydable avec les photomultiplicateurs et le réservoir d’eau

Le réservoir d’eau Borexino après achèvement de l’isolation thermique et déploiement du système de contrôle actif de la température

Répartition des sondes de température autour et à l’intérieur du détecteur Borexino Par souci de simplicité, les sondes sur le dôme du réservoir d’eau (WT) et dans la fosse sous le détecteur ne sont pas représentées

Graphique représentant la température en fonction du temps dans différents volumes du détecteur Borexino Les lignes verticales en pointillés montrent le début de l’installation d’isolation thermique (1), la fermeture de la boucle d’eau à l’intérieur du réservoir d’eau (2), l’achèvement de l’installation d’isolation thermique (3), l’activation du système de régulation de température sur le dôme du réservoir d’eau (4), le changement de consigne (5) et l’activation du système de régulation d’air dans le hall d’expérimentation C (6)

Vue en trois dimensions de l’activité 210Po à l’intérieur de l’ensemble du récipient en nylon (voir code couleur) La région bleue la plus interne contient le LPoF (grille noire) La grille blanche est le volume fiducial défini par logiciel uneu, unités arbitraires

En haut, le taux de 210Po dans des cylindres de 3 m de rayon et 10 cm de hauteur situés le long de l’axe z de 2 m to 2 m, en fonction du temps avec un binning de 1 mois Les lignes pointillées indiquent la coordonnée z du volume de référence Les marqueurs indiquent les positions du centre du LPoF obtenues avec deux méthodes d’ajustement: paraboloïde (rouge) et spline (blanc) Les deux méthodes d’ajustement suivent bien le minimum bleu foncé de l’activité 210Po La structure visible mi-2019 est due à une instabilité locale produite par un réglage du système de contrôle actif de la température Ce transitoire n’a aucun effet sur le résultat final En bas, distribution des événements 210Po après l’alignement aveugle des données en utilisant le z0 de l’ajustement paraboloïdal (marqueurs rouges dans le graphique du haut) Les lignes pleines rouges indiquent l’ajustement paraboloïdal à moins de 20 t avec l’équation (4)

Haut, spectre de puissance angulaire en fonction du moment multipolaire l des événements β observés (points noirs) compared to 104 événements uniformément distribués des simulations de Monte Carlo à 1Ï ?? (rose foncé) et 2Ï ?? (rose) niveaux de confiance (CL) Les données sont compatibles avec une distribution uniforme dans l’incertitude de 059 cpj pour 100 t Encart, distribution angulaire des événements β En bas, distribution radiale normalisée des événements β r / r0 (points noirs), où r0 = 25 m est le rayon de la sphère entourant le volume de référence d’analyse L’ajustement linéaire des données (ligne continue rouge) est affiché avec le 1Ï ?? (yellow) et 2Ï ?? (vert) bandes de niveau de confiance Les données sont compatibles avec une distribution uniforme dans 052 cpj pour 100 t

Résultats d’ajustement multivariés complets pour les spectres d’énergie soustrait au TFC (to the left) et avec l’étiquette TFC (to the right) avec les résidus correspondants Dans les deux graphiques, les lignes magenta représentent la fonction d’ajustement résultante, la ligne rouge est le spectre de recul des électrons de neutrino CNO, la ligne en pointillé verte est le spectre de recul des électrons de neutrino pep, la ligne bleue en pointillés est le spectre de 210Bi β et en gris nous rapportons les contributions de fond restantes (bkgs)

Distribution radiale des événements dans l’ajustement multivarié La ligne rouge est l’ajustement résultant, la ligne verte représente la contribution uniforme interne et la ligne bleue montre la contribution non uniforme du fond externe NDF, le nombre de degrés de liberté dans l’ajustement

Distribution des statistiques de test q (équation (5) des pseudo-ensembles de données Monte Carlo) La distribution grise q0 est obtenue sans données simulées CNO et inclut l’incertitude systématique La ligne verticale noire représente qdata = 3005 La valeur P correspondante de q0 par rapport à qdata donne la signification de la découverte CNO (> 50Ï ?? à un niveau de confiance de 99%) To compare, en bleu est le q0 sans la systématique L’histogramme rouge représente la distribution attendue des statistiques de test pour un taux de CNO injecté égal à 72 cpd pour 100 ???? c’est-à-dire notre meilleur rapport qualité-prix

La collaboration Borexino, Agostini, M, Altenmüller, K et al Preuve expérimentale des neutrinos produits dans le cycle de fusion CNO dans le Soleil
Nature 587, 577? 582 (2020) https: // doiorg / 101038 / s41586-020-2934-0

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Nature

ISSN 1476-4687 (online)

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Etoile, Neutrino, Nuclear fusion, cycle CNO, Borexino, Cœur solaire, Détecteur de neutrinos, Soleil, Réaction en chaîne proton-proton

News – FR – Preuve expérimentale de neutrinos produits dans Cycle de fusion CNO au soleil
Associated title :
Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun
Les scientifiques font une percée majeure pour découvrir pourquoi le Soleil brille
La détection historique de neutrinos pourrait nous dire de quoi est réellement fait le Soleil

Source: https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0

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