Auringon neutriinofysiikka on rauhoittunut viimeisen vuosikymmenen aikana. Vaikka ne ovat vaikeasti havaittavissa, ne tarjoavat aurinkoytimen suorimman koettimen. Kun tähtitieteilijät oppivat havaitsemaan ne ja ratkaisemaan aurinko-neutriino-ongelman, he pystyivät vahvistamaan ymmärryksensä auringon päävoiman pääydinreaktiosta, protoni-protoni (pp) -reaktiosta. Mutta nyt, tähtitieteilijät ovat havainneet ensimmäistä kertaa toisen, paljon harvemman ydinreaktion, protoni-elektroni-protoni (pep) -reaktion, neutriinoja.
Tietyllä hetkellä useat erilliset fuusioprosessit muuntavat Auringon vedyn heliumiksi, luomalla energiaa sivutuotteena. Pääreaktio vaatii deuteriumin (vedyn ylimääräisen neutronin kanssa ytimessä) muodostumisen ensimmäisenä vaiheena tapahtumasarjasta, joka johtaa stabiilin heliumin syntymiseen. Tämä tapahtuu tyypillisesti kahden protonin fuusion avulla, joka työntää positronin, neutriinin ja fotonin. Ydinfyysikot kuitenkin ennustivat vaihtoehtoisen menetelmän tarvittavan deuteriumin luomiseksi. Siinä protoni ja elektroni sulautuvat ensin muodostaen neutronin ja neutrinoon, ja sitten ne liittyvät toiseen protoniin. Aurinkoenergiamallien perusteella he ennustivat, että vain 0,23% kaikista deuteriumista syntyy tällä prosessilla. Kun otetaan huomioon neutriinojen jo vaikeasti luonne, vähentynyt tuotantonopeus on tehnyt näistä pep-neutriinoista vielä vaikeamman havaita.
Vaikka pep-neutriinoja voi olla vaikea havaita, ne voidaan helposti erottaa pp-reaktion luomista. Tärkein ero on heidän kuljettamansa energia. Pp-reaktion neutrinoiden energia-alue voi olla korkeintaan 0,42 MeV, kun taas pep-neutriinoilla on hyvin valittu 1,44 MeV.
Näiden neutriinojen valintaa varten ryhmän oli kuitenkin puhdistettava huolellisesti kosmeettisten säteilyiskujen signaalitiedot, jotka luovat kuoneja, jotka voivat sitten olla vuorovaikutuksessa detektorin sisällä olevan hiilen kanssa, jolloin muodostuu neutriino, jolla on samanlainen energia, joka saattaa luoda väärän positiivisen. Lisäksi tämä prosessi loisi myös vapaan neutronin. Näiden poistamiseksi ryhmä hylkäsi kaikki neutriinisignaalit, jotka tapahtuivat lyhyessä ajassa vapaan neutronin havaitsemisesta. Kaiken kaikkiaan tämä osoitti, että ilmaisin vastaanotti 4 300 kuponia sen läpi päivässä, mikä tuottaisi 27 neutronia 100 tonnia detektorinestettä ja vastaavasti 27 vääriä positiivisia.
Poistamalla nämä havainnot, joukkue löysi silti signaalin neutriinoista, joilla oli sopiva energia, ja käytti tätä arvioimaan jokaisen neliösentimetrin läpi virtaavien peptidinsitriinojen kokonaismääräksi noin 1,6 miljardia sekunnissa, mikä heidän mukaansa on yhdenmukainen tehtyjen ennusteiden kanssa. standardimallilla, jota käytetään kuvaamaan Auringon sisätiloja.
Sen lisäksi, että tähtitieteilijät ymmärtävät auringon voimistavat prosessit edelleen, tämä havainto asettaa rajoituksia myös toiselle fuusioprosessille, CNO-syklille. Vaikka tämän prosessin odotetaan olevan vähäinen auringossa (jolloin se tuottaa vain ~ 2% kaikesta tuotetusta heliumista), sen odotetaan olevan tehokkaampi kuumemmissa, massiivisissa tähdissä ja hallitsevan tähtiä, joiden massa on 50% enemmän kuin aurinkoa. Tämän prosessin rajojen parempi ymmärtäminen auttaisi tähtitieteilijöitä selvittämään, kuinka nuo tähdet toimivat myös.
