Fyzika slunečních neutrin se za poslední desetiletí zklidnila. V minulosti to bylo pro vědce zdrojem velkého vzrušení a zmatení, když se snažili detekovat tyto nepolapitelné částice emitované fúzními reakcemi ve středu Slunce. Ačkoli je obtížné je detekovat, poskytují nejpřímější sondu slunečního jádra. Jakmile se je astronomové naučili detekovat a vyřešili Problém slunečních neutrin , byli schopni potvrdit své chápání hlavní jaderné reakce, která pohání Slunce, the proton-protonová (pp) reakce . Nyní však astronomové poprvé detekovali neutrina jiné, mnohem vzácnější jaderné reakce, reakce protonu, elektronu a protonu (pep).
V každém okamžiku několik samostatných fúzních procesů přeměňuje sluneční vodík na helium, čímž vzniká energie jako vedlejší produkt. Hlavní reakce vyžaduje vytvoření deuteria (vodík s neutronem navíc v jádře) jako první krok v řadě událostí, které vedou k vytvoření stabilního helia. To se obvykle děje fúzí dvou protonů, která vyvrhne pozitron, neutrino a foton. Jaderní fyzici však předpověděli alternativní způsob vytvoření potřebného deuteria. V něm se nejprve spojí proton a elektron, čímž vznikne neutron a neutrino, a poté se spojí s druhým protonem. Na základě solárních modelů předpověděli, že tímto procesem vznikne pouze 0,23 % veškerého deuteria. Vzhledem k již tak nepolapitelné povaze neutrin je kvůli snížené produkci těchto neutrin ještě obtížnější detekovat.
I když může být obtížné je detekovat, neutrina pep jsou snadno odlišitelná od neutrin vytvořených reakcí pp. Klíčovým rozdílem je energie, kterou nesou. Neutrina z reakce pp mají rozsah energie až do maxima 0,42 MeV, zatímco neutrina pep nesou velmi vybraných 1,44 MeV.
Aby však tým vybral tato neutrina, musel pečlivě vyčistit data od signálů ze zásahů kosmického záření, které vytvářejí miony, které by pak mohly interagovat s uhlíkem uvnitř detektoru a generovat neutrino s podobnou energií, která by mohla vytvořit falešně pozitivní výsledek. Kromě toho by tento proces také vytvořil volný neutron. Aby je tým odstranil, odmítl všechny signály neutrin, které se objevily během krátké doby od detekce volného neutronu. Celkově to znamenalo, že detektorem prošlo 4 300 mionů za den, což by generovalo 27 neutronů na 100 tun detektorové kapaliny a podobně 27 falešně pozitivních výsledků.
Po odstranění těchto detekcí tým stále našel signál neutrin s vhodnou energií a použil to k odhadu celkového množství neutrin pep protékajících každým čtverečním centimetrem na asi 1,6 miliardy za sekundu, což je podle jejich názoru v souladu s učiněnými předpověďmi. standardním modelem používaným k popisu vnitřního fungování Slunce.
Kromě dalšího potvrzení toho, že astronomové pochopili procesy, které pohánějí Slunce, toto zjištění také omezuje další fúzní proces, tzv. Cyklus CNO . I když se očekává, že tento proces bude na Slunci menší (produkuje pouze ~2 % veškerého vyrobeného hélia), očekává se, že bude účinnější u teplejších, hmotnějších hvězd a bude dominovat u hvězd s o 50 % větší hmotností než Slunce. Lepší pochopení limitů tohoto procesu by astronomům pomohlo objasnit, jak tyto hvězdy fungují.