捉摸不定卻又無處不在的粒子──微中子（二）

觀測星系時，科學家發現了「看不見的物質」

我們現在所看到的人類、太陽、星系以及星系群等等，所有東西都是由物質構成。「物質構成了宇宙的全部」這個概念長年以來深植於人類心中。

不過，後來我們了解到，宇宙中存在著許多我們人類看不到的物質，那就是「暗物質（dark matter）」。這個名稱聽起來很像科幻作品中的虛構物質，卻實際存在於宇宙中，而且暗物質在宇宙中的含量，遠多於我們看得到的「物質」。

1934 年，瑞士的天文學家茲威基（Fritz Zwicky，1898～1974）觀測「后髮座星系團」時，發現周圍星系的旋轉速度所對應的中心質量，與透過光學觀測結果推算的中心質量不符。

周圍星系的轉速明顯過快，推測存在 400 倍以上的重力缺損（missing mass）。

在這之後，美國天文學家魯賓（Vera Rubin，1928～2016）於 1970 年代觀測仙女座星系時，發現周圍與中心部分的旋轉速度幾乎沒什麼差別，並推論仙女座的真正質量，是以光學觀測結果推算出之質量的 10 倍左右。

到了 1986 年，科學家們觀測到了宇宙中的大規模結構，發現星系的分布就像是泡泡般的結構。若要形成這種結構，僅靠觀測到的質量是不夠的。

為了補充質量的不足，科學家們假設宇宙中存在「看不見的物質＝暗物質」。

看不到卻存在？暗物質究竟是什麼？

前面提到我們看不見暗物質，而且不只用可見光看不到，就連用無線電波、X 射線也不行，任何電磁波都無法檢測出這種物質（它們不帶電荷，交互作用極其微弱）。

因為用肉眼、X 射線，或者其他方法都看不到它們，所以稱其為「暗」物質。

不過，從星系的運動看來，可以確定「那裡確實存在眼見所及之上的重力（質量）」。這就是由暗物質造成的重力。

• 延伸閱讀：暗物質比先前認為的還要「暗」

看不到的能量：暗能量

事實上，科學家們也逐漸了解到，宇宙中除了暗物質之外，還存在「看不見的能量」。

原本科學家們認為，宇宙膨脹速度應該會愈來愈慢才對，不過，1998 年觀測 Ⅰa 型超新星（可精確估計距離）時，發現宇宙的膨脹正在加速中。這個結果證明宇宙充滿了我們看不到的能量「暗能量（dark energy）」。而且，暗能量的量應該比暗物質還要更多。

我們過去所知道的「物質」，以及暗物質、暗能量在宇宙中的估計比例，如下圖所示。 這項估計是基於 WMAP 衛星（美國）於 2003 年起觀測的宇宙微波背景輻射（CMB），計算出來的結果。

後來，普朗克衛星^＊（歐洲太空總署）於 2013 年起開始觀測宇宙，並發表了更為精準的數值。

歐洲太空總署（ESA）為了觀測距離我們 138 億光年的宇宙微波背景輻射（CMB）而發射至宇宙的觀測裝置（人造衛星）。可與 NASA 發射，廣視角、低感度的 WMAP 衛星互相對照。由 WMAP 衛星製成的 CMB 地圖，計算出宇宙年齡應為 137 億年左右，誤差在正負 2 億年內；普朗克衛星則製作出了更為詳細的 CMB 地圖，並以此推論出宇宙年齡應為 138 億年左右，誤差在正負 6000 萬年內，數字更為精準。  

暗物質的真面目，究竟是什麼？微中子嗎？

既然暗物質有質量，那會不會是由某種基本粒子構成的呢？也有人認為暗物質是在宇宙初期誕生的迷你黑洞（原始黑洞），而我也致力於這些研究，不過相關說明不在此贅述。

已知的基本粒子（共 17 種）以及其他未知粒子，都有可能是暗物質，在這些粒子當中最被看好的是微中子。

因為暗物質不帶電荷，不與其他物質產生交互作用，會輕易穿過其他物質。這些暗物質的特徵與微中子幾乎相同。而且，宇宙中也確實充滿了微中子。因此，微中子很可能是暗物質的真面目。

不過，目前的物理學得出的結論卻是「微中子不可能是暗物質的主要成分」。

為什麼微中子被撇除了呢？

這是因為，雖然微中子大量存在於宇宙中，質量卻太輕了。雖然科學家們現在還不確定微中子的精準質量是多少，不過依照目前的宇宙論，3 個世代的微中子總質量上限應為 0.3eV。如果暗物質是微中子，那麼 3 個世代的微中子總質量應高達 9eV 才對，兩者相差過大。

另一方面，暗物質中的冷暗物質（cold dark matter）的速度應該會非常慢才對。

宇宙暴脹時期會產生密度的擾動，進而產生暗物質的擾動（空間的擾動應與觀測到的 CMB 擾動相同），這種微妙的重力偏差，會讓周圍的暗物質聚集，提升重力，進一步吸引更多原子聚集，最後形成我們現在看到的星系。

相較於此，微中子過輕（屬於熱暗物質，hot dark matter），會以高速飛行。微中子無法固定在一處，這樣就無法聚集起周圍的原子，自然也無法形成星系。

熱暗物質、冷暗物質

這裡要介紹的是熱暗物質與冷暗物質。所謂的「熱暗物質」，指的是由像微中子那樣「以接近光速的速度飛行」的粒子組成暗物質的形式。

宇宙微波背景輻射（CMB）可顯示出宇宙初期的溫度起伏，因而得知存在相當微小，卻十分明顯的擾動，此擾動與暗物質的擾動相同。擾動中，物質會往較濃的部分聚集，並形成星系或星系團等大規模結構。

不過，如同我們前面提到的，科學家們認為以接近光速的速度運動的微中子，在程度那麼微弱的宇宙初期擾動下，很難形成現今的星系團。

於是，科學家們假設宇宙中還存在著速度非常慢的未知粒子「冷暗物質」。

冷暗物質的候選者包括「超對稱粒子（SUSY 粒子）」當中光的超伴子——超中性子（neutralino）、名為軸子（axion）的假設粒子；另外，也有人認為原始黑洞可能是「冷暗物質的候選者」，雖然黑洞並不是基本粒子。

在討論暗物質時，即使不假設這些未知粒子的存在，在標準模型的範圍內，微中子也是呼聲很高的候選者。

如同在討論熱暗物質時提到的，當我們認為微中子應該不是主要暗物質時，就表示基本粒子物理學需要一個超越標準理論的新理論，這點十分重要。

那麼，微中子真的完全不可能是暗物質嗎？

倒也並非如此。如果存在右旋的微中子，由於我們還不曉得它的質量以及存在量，所以「微中子是暗物質」的可能性還沒完全消失。不過，這樣就必須引入超越標準理論的理論才行。

在目前只有發現左旋、符合標準理論的微中子的情況下，一切都還未知。關於這點，我們將在《大人的宇宙學教室：透過微中子與重力波解密宇宙起源》第 6 章第 7 節詳細說明。

——本文摘自《大人的宇宙學教室：透過微中子與重力波解密宇宙起源》，2022 年 6 月，台灣東販，未經同意請勿轉載。

• 作者：林彥興｜EASY 天文地科小站主編、清大天文所碩士生，努力在陰溝中仰望繁星

你看過銀河嗎？

如果你在晴朗的夏日午夜旅行到沒有光害的山上，將會看到天上有一條淡淡的、若有似無的亮帶，好像一條薄薄的雲橫跨夜空，它正是我們所居住的星系 ── 銀河系（Milky Way）的盤面。在數位相機的加持之下，我們還能看到這薄薄的盤面上，其實布滿恆星、星雲、以及塵埃帶，複雜、深邃而美麗。

但如果，你有一雙能夠看到「伽瑪射線」的眼睛，你將看到兩個視角高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形「泡泡」，矗立於銀河盤面兩側。它們名為「費米泡泡 Fermi Bubbles」，是銀河系中巨大且神祕的結構之一。

費米泡泡的起源，以及存在的意義，一直是過去十多年來，天文學家相當關注的研究主題。

最近（2022 年 3 月），一篇刊登於《自然天文學》（Nature Astronomy）的研究顯示，壯闊的費米泡泡很可能源自兩百多萬年前，銀河系中心超大質量黑洞的一次能量爆發。

費米泡泡的發現

當我們一聽到「費米泡泡」這個詞，腦海中浮現的第一個問題往往是：

「費米是誰？這個泡泡跟他有什麼關係？」

在物理界，恩里科．費米（Enrico Fermi）這個名字可謂家喻戶曉。他是 20 世紀初最重要的物理學家之一，曾參與曼哈頓計畫，設計與建造世上第一個核子反應爐和原子彈；並且在量子力學、核子物理、粒子物理和統計力學都貢獻卓越。後世以他命名的物理概念、研究計畫不計其數。這之中，就包含「費米伽瑪射線太空望遠鏡 Fermi Gamma-ray Space Telescope」。

正如其名，費米是一座專門用於觀測伽瑪射線的太空望遠鏡，它於 2008 年發射升空，是軌道上最好的伽瑪射線太空望遠鏡之一。比起前輩們，費米擁有更大的視野、更高的靈敏度和空間解析度，可以看得更廣、更暗、更清楚。

它的主要任務，是不斷的掃視整片天空，繪製伽瑪射線的全天地圖（all sky map），研究黑洞、中子星、超新星等宇宙中最高能的天體。

費米太空望遠鏡升空短短兩年後，天文學家就從觀測資料中發現，如果我們將費米的全天伽瑪射線圖中已知的星體（比如銀河系的瀰散氣體、中子星、其他星系等）全部扣除，將會看到銀河中心的上下兩側，各有一對高 50 度、寬 40 度的巨大橢圓形區域，而這是從未發現過的銀河系新結構！

天文學家於是將它命名為「費米泡泡 Fermi Bubble」，以紀念費米太空望遠鏡的重要貢獻。

而除了在伽瑪射線看到的費米泡泡之外，天文學家也在微波和 X 射線波段看到了相似的結構。

在微波波段，威爾金森微波各向異性探測器（WMAP）和普朗克衛星（Planck）都在費米泡泡的位置觀測到兩片橢圓形的明亮區域，天文學家稱之為「微波薄霧 microwave haze」。而在 X 射線波段，2019 年才昇空的義羅西塔（eROSITA）衛星則發現了與費米泡泡相似，但是更大的泡泡狀結構，被稱為「eROSITA 泡泡」。

另外，在紫外線波段，雖然沒辦法直接看見泡泡狀的結構，但天文學家藉由遙遠天體通過費米泡泡中的稀薄氣體時產生的吸收譜線，可以計算出費米泡泡的膨脹速率，大約是每秒數百到數千公里的等級。

綜合以上資料，天文學家認為費米泡泡應該是源自數百萬至一千萬年前，銀河系中心的一次巨大爆炸。這場爆炸大約釋放了 10⁴⁸ – 10⁴⁹ 焦耳的龐大能量（相當於太陽終其一生釋放的能量，再乘以 10000 倍以上），並加熱了銀河系中心的氣體，使其以每秒數千公里的速度劇烈膨脹。百萬年後的今天，就成為了橫跨數萬光年巨大泡泡。

但是，這張錯綜複雜的拼圖，還缺少了最核心的一塊：

這麼龐大的能量，究竟是從何而來？

超新星爆發還是黑洞噴流？費米泡泡的身世之謎

費米泡泡剛被發現不久，天文學家就對驅動費米泡泡的核心引擎，提出了兩位候選人：

第一種觀點，認為銀河系中心在數千萬年前可能曾有大量的恆星形成，其中年輕的恆星由於壽命短暫，很快的就走完它的一生，並發生超新星爆炸，釋放出巨大的能量。

另一種觀點，則認為銀河系中心的超大質量黑洞在數百萬年前可能短時間內吃進了大量氣體，並在過程中將能量以噴流（jet）或外流（outflow）的形式釋放出來。

兩種說法聽起來都頗有可能，而且天文學家都有在其他星系看過類似的現象，那該怎麼知道哪邊才是對的呢？這時，天文學家們就兵分兩路，觀測學家們繼續對費米泡泡進行更多觀測，尋找更多可能的隱藏線索；理論學家則利用電腦模擬，嘗試在電腦中重現出觀測結果。

早年，兩派假說各有各的優勢，也有各自難以解釋的弱點。但隨著觀測資料的不斷累積，天文學家漸漸發現黑洞的噴流假說似乎更符合觀測結果，因此更具說服力。但即使如此，想要在電腦模擬中一次重現費米泡泡所有的觀測特徵，仍是相當困難的挑戰。

三個願望，一次滿足

然而今（2022）年三月，清大天文所楊湘怡教授利用三維磁流體力學電腦模擬（MHD Simulation），就一次重現了費米泡泡、義羅西塔泡泡與微波薄霧三個重要的觀測特徵。

他們假設銀河系中心的超大質量黑洞，在 260 萬年前曾經朝著銀河系盤面的上下兩側噴出兩道噴流。噴流帶有 10⁵⁰ 焦耳的強大能量，其中含有大量以接近光速運動的高能電子。當這些高能電子與低能量的光子碰撞時，電子會將能量傳遞給光子，就好像被保齡球打到的球瓶一樣，讓光子從低能量的可見光，變成高能量的伽瑪射線。這個被稱為「逆康普頓散射 Inverse Compton Scattering」的機制，讓我們能在伽瑪射線看到費米泡泡。

與此同時，這些高能電子在銀河系的磁場中運動時，會以「同步輻射 Synchrotron Radiation」的方式放出微波與無線電波，形成我們看到的微波薄霧。最後，強大的噴流在撞擊銀河系中的氣體時，會產生以每秒數千公里高速移動的震波（Shock Wave）。震波所到之處，受到壓縮而加溫的氣體就會釋放出 X 射線，成為我們看到的義羅西塔泡泡。而且氣體運動的速度，也與紫外線觀測的結果相符。

這個研究結果，將伽瑪射線、X 光、紫外線到微波的所有觀測結果，用黑洞噴流漂亮的一次重現，這無疑是我們對費米泡泡理解的一大進展。

未來展望

那麼，費米泡泡的身世之迷，就此蓋棺論定了嗎？

嗯⋯⋯還沒這麼快。

無論多麼精細的模擬，終究是對真實世界的近似與簡化，理論學家永遠可以繼續考慮更多的物理機制，計算出更精細的結果。觀測天文學家也會不斷拿出更多、更好的儀器，挑戰模擬的結果。

更宏觀的看，如果銀河系中心的超大質量黑洞在兩百多萬年前真的曾經如此活躍，它釋放出的龐大的能量，是否曾對銀河系造成其他的影響？我們是否能夠從中學到更多關於銀河系的歷史，以及黑洞跟星系間複雜的共同演化機制？這些都有待天文學家的持續探索。

費米泡泡的故事，仍未完結。

銘謝

感謝論文第一作者、清大天文所楊湘怡老師對本文的指導與建議。

參考資料（學術論文）

1. Fermi and eROSITA bubbles as relics of the past activity of the Galaxy’s central black hole | Nature Astronomy
2. Unveiling the Origin of the Fermi Bubbles – NASA/ADS
3. X-Ray and Gamma-Ray Observations of the Fermi Bubbles and NPS/Loop I Structures – NASA/ADS
4. Fermi Gamma-ray Space Telescope: High-Energy Results from the First Year

延伸閱讀（報導與科普文章）

1. 本次研究相關
   • Fermi and eRosita bubbles may originate from past activity of the Galactic black hole | Nature Portfolio Astronomy Community
   • 銀河系的巨大泡泡可能與中心的超大質量黑洞活動有關｜楊湘怡老師個人網頁
   • Massive bubbles at center of Milky Way caused by supermassive black hole | University of Michigan News
   • Giant Bubbles Above and Below Milky Way’s Center Caused by Galaxy’s Central Black Hole | Sci-News.com
   • Study says massive ‘bubbles’ in space might share origins – Taipei Times
   • Gigantic Bubbles at Center of Milky Way Caused by Powerful Jet of Energy From Supermassive Black Hole
   • Scientists Seek Origin of Mysterious Gigantic Bubble Structures In Our Galaxy
   • 百万度高温，横跨5万光年，银河系中心的巨大高能气泡 Tracing the Fermi bubble within our galaxy
2. 費米泡泡相關
   • 銀河系巨大費米泡-科學人雜誌
   • 銀河系黑洞吹泡泡,噴流留殘影- PanSci 泛科學
   • Was the Milky Way a Quasar?
3. 其他相關天文物理科普文章
   • 毀滅與新生：超大質量黑洞觸發的恆星形成- PanSci 泛科學
   • 宇宙「新」光──新星、超新星與千級新星- PanSci 泛科學
   • 電腦裡的小宇宙，重現絢麗的恆星爆炸！專訪陳科榮
   • 中研院天文所季報：多彩魅力的CHARMS

就在 2020 年 11 月 25 日，知名期刊《自然》（Nature）刊登了一篇別具意義的論文：義大利格蘭薩索國立實驗室（Laboratori Nazionali del Gran Sasso）的研究團隊Borexino Collaboration首度偵測到，來自太陽核融合過程中碳氮氧循環（carbon–nitrogen–oxygen cycle，CNO cycle）的微中子。

碳氮氧循環是在 1930 年代末期，由德國物理學家魏茨澤克（Carl von Weizsäcker，1912–2007）和德國、美國雙重國籍的猶太裔物理學家貝特（Hans Bethe，1906–2005）分別提出的概念。恆星在誕生初期，主要成分為氫，藉著兩種不同類型的核反應，將氫融合成氦並產生能量――碳氮氧循環即為其中之一。

恆星在進行核融合反應的時候，會產生無以計數的電中性微小粒子――稱為微中子（neutrino）；雖然人們於 1968 年就已測得太陽釋放出的微中子，但直到五十多年後的現在，來自碳氮氧循環的微中子才終於有了觀測證據――這不但是微中子實驗的重大突破，也帶來深遠的影響。

恆星的氫融合（Hydrogen fusion）

1920 年代初，人們對太陽如何發光、發熱毫無所悉；當時，知名天文學家愛丁頓（Arthur Stanley Eddington，1882–1944）提議，恆星可能是利用氫，核融合為氦，來產生能量。只不過，因為核反應相關理論還在發展當中，背後原理付之闕如，愛丁頓的假說尚未能有證據支持。

到了 1930 年代後半，伴隨核子物理的飛快進展，時任美國康乃爾大學（Cornell University）教授的貝特，發表了一系列共三篇論文，總結當時幾乎所有已知的核子物理知識――被戲稱為「貝特聖經」（Bethe’s Bible）。作為美國頂尖的理論物理學家之一，貝特受到其他學者針對太陽的研究成果啟發，又接續撰寫了兩篇論文，主題分別就是現今所知，氫核融合為氦的兩種核反應類型：一為質子–質子連鎖反應（proton–proton chain reaction，又稱質子–質子鏈反應），二為碳氮氧循環――也因為在「核反應理論的貢獻，尤其是關於恆星產生能量的發現」，貝特獨得1967年諾貝爾物理學獎。

太陽的主要反應——質子–質子連鎖反應

在貝特之後，科學家針對兩種類型的核反應，進行了更多的研究與補充；如今我們知道，恆星在形成初期主要由氫構成，其核心的高溫、高壓，促使氫進行核融合反應成為氦，連帶產生能量；在質量約莫等於太陽、或更小的恆星上，極大部分產出能量都來自質子–質子連鎖反應。

在質子–質子連鎖反應的第一階段，兩個氫原子核（即質子）融合成一個氘原子核（氫的同位素，由一個質子和一個中子組成），加上正電子和微中子――現實上這極難發生：太陽核心的每個質子，平均要等 90 億年才能夠藉由量子效應，成功和另一個質子融合，只是因為太陽的質子數目極多，所以此核融合反應才得以穩定進行；也幸虧這個反應相當困難，太陽才不至於一下子就耗盡了所有的氫。

緊接著，新形成的氘原子核會再和一個質子融合，產生氦的同位素氦-3 以及光子。最終，氦-3 會經由幾種不同的途徑（鋰、鈹、硼三種元素會在此過程中產生，又被消耗掉），成為氦-4，也就是最常見的氦原子核――而恆星的溫度與組成就會決定這些反應途徑的發生比例。

大型恆星主要反應——碳氮氧循環

除了質子–質子連鎖反應之外，還有另一種管道可以將氫融合成氦，稱為碳氮氧循環。除了貝特之外，1930 年代末於威廉大帝物理研究所（Kaiser Wilhelm Institute für Physik）擔任研究員的魏茨澤克，也對碳氮氧循環作出重要貢獻。

碳氮氧循環跟質子–質子連鎖反應一樣，能夠藉由多重的核融合途徑將氫融合為氦；只不過，碳氮氧循環需要利用恆星內部既有的碳、氮、氧元素（有時也牽涉到氟和氖）在中間做催化，其於核反應之中消耗，讓氫融合為氦，然後重生――整個淨反應不會牽涉到碳、氮、氧元素的增減。

碳氮氧循環和質子–質子連鎖反應的開始，以及兩者產出的能量，由恆星的核心溫度決定。相較於只要約絕對溫標 800 萬 K，就足以讓質子–質子連鎖反應持續發生，碳氮氧循環要到 1500 萬 K，反應才能夠不斷循環下去。以太陽為例，其核心溫度約 1570 萬 K，僅比 1500 萬 K 高一點，估計只有 1.7% 的氦-4 核融合產物來自碳氮氧循環。在質量為太陽 1.3 倍以上的恆星，碳氮氧循環才會是主要的能量來源。

在太陽觀測到碳氮氧循環的微中子！

不管是質子–質子連鎖反應還是碳氮氧循環，都會產生大量微中子。然而，因為牽涉到的中間過程不同，所以兩者產生的微中子，其流量和能量分布呈現相異的特徵――科學家便能據此，利用太陽產生的微中子，來得知太陽內部核融合反應的狀況。

為了避免宇宙射線的干擾，Borexino 實驗座落於義大利格蘭薩索山（Gran Sasso d’Italia）地底；偵測器主體由直徑4.25公尺的尼龍容器製成，裝滿了278公噸的液態閃爍體（liquid-scintillator）；當太陽微中子通過閃爍體時，有機會和其中的電子作用並產生光子――排列在周圍的光電倍增管（photomultiplier tubes）陣列便能補捉到這些光子訊號。

雖然從太陽產生的微中子多不勝數――差不多每秒就有一千億個太陽微中子穿越你的拇指指甲，但它們很難和其他物質作用，可以幾乎毫無阻礙地穿過整個地球；平均來說，每一百公噸的閃爍體每天只能和數十個微中子成功發生反應，來自碳氮氧循環的微中子就又更少了。

Borexino 團隊早在 2018 年就已針對質子–質子連鎖反應產生的太陽微中子發表過詳細的研究報告；這一次，他們利用 2016 年 7 月到 2020 年 2 月，總共運轉了 1072 小時的實驗數據，成功確認來自碳氮氧循環的太陽微中子――這並不表示團隊只要把儀器設置好就沒事了：一方面他們必須將來自碳氮氧循環的微中子，與質子–質子連鎖反應的微中子區分開來；二方面，還必須排除偵測過程中可能的雜訊――閃爍體、容器、甚至外在環境都含有的微量放射性元素，以及沒有完全排除的宇宙射線，都可能會造成假訊號。經過多年的努力與研發，實驗團隊才成功將雜訊壓低，讓碳氮氧循環微中子的偵測成為可能。

碳氮氧循環的微中子有助於理解太陽組成

本次實驗結果，不但肯定了魏茨澤克和貝特關於碳氮氧循環的研究，也確認了太陽核融合產生的能量，約有 1% 來自碳氮氧循環。因為碳氮氧循環的過程中，會使用到碳、氮和氧，以致這些元素在太陽核心的含量，會連帶影響到碳氮氧循環的反應速率、跟產生的微中子流量――所以，碳氮氧循環微中子還能拿來評估太陽內部碳、氮、氧元素的豐富程度。

以往，針對太陽金屬豐度（metallicity，比氦重的元素在天文學都稱為金屬）的研究，利用聲波在太陽上的傳遞現象（即日震學）所得到的結果，和標準太陽模型的預測一致；但是近來的光譜學測量，卻得到矛盾的結論。恆星的金屬豐度會影響光子在其內部傳遞的難易度，間接改變恆星的溫度、甚至演化過程――若能精確測量太陽的金屬豐度，將大幅提昇我們對太陽的認知。

儘管，現在對碳氮氧循環微中子的觀測結果，還不足以解決太陽金屬豐度的問題；但未來若能進一步提高實驗精確度，或許對此議題能夠有所發揮。另一方面，Borexino 團隊的成就，也讓我們對較重恆星產出能量的主要方式，即碳氮氧循環，擁有更全面性的理解――這無疑是微中子物理學的里程碑，也是實驗物理的階段性成就。

參考資料

1. The Borexino Collaboration, “Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun”. Nature 587, 577–582 (2020).
2. Maurizio Salaris and Santi Cassisi, “Evolution of stars and stellar populations”.  Hoboken, NJ, USA : J. Wiley (2005).
3. Gabriel D. Orebi Gann, “Neutrino detection gets to the core of the Sun”. Nov. 25 (2020).
4. Hamish Johnston, “Borexino spots solar neutrinos from elusive fusion cycle”. Physicsworld, Nov. 25 (2020).
5. Stellar nucleosynthesis – Wikipedia
6. Proton–proton chain reaction – Wikipedia
7. CNO cycle – Wikipedia
8. Hans Bethe – Wikipedia