Antineutrino électronique

Neutrinos
Propriétés générales
Classification	Leptons
Composition	élémentaires
Propriétés physiques
Masse	• νe : < 2,5 eV.c-2 • νμ : < 170 keV.c-2 • ντ : < 18 MeV.c-2
Charge électrique	0
Spin	½
Durée de vie	Stable

Le neutrino est une particule élémentaire du modèle standard de la physique des particules.

C'est un fermion de spin ½.

Longtemps sa masse fut supposée nulle. Toutefois, des expériences récentes (Super-Kamiokande) ont montré que celle-ci, bien que très petite, est différente de zéro.

L'existence du neutrino a été postulée pour la première fois par Wolfgang Pauli pour expliquer le spectre continu de la désintégration bêta ainsi que l'apparente non-conservation du moment cinétique.

Sommaire 1 Histoire 2 Caractéristiques physiques 3 Détecteurs de neutrinos 4 Expériences actuelles 5 Les télescopes à neutrinos 6 Les neutrinos au-delà du Modèle Standard 7 Vitesse des neutrinos 8 Voir aussi 9 Liens externes

Histoire

En 1930, confronté au problème du spectre en énergie de la désintégration β, Pauli invente le neutrino pour satisfaire le principe de conservation de l'énergie. Fermi lui donne le nom de neutrino en 1933 en l'incorporant dans sa théorie de l'interaction faible. Le neutrino est découvert expérimentalement en 1956, (en fait l'antineutrino électronique, ) par Frederick Reines et Clyde Cowan auprès d'un réacteur nucléaire. En 1962, le neutrino muonique (ν_μ) est découvert à Brookhaven. En 1990, le LEP, au CERN, démontre qu'il n'y a que trois familles de neutrinos. Le neutrino tau (ν_τ) est découvert en 2000 dans l'expérience DONUT.

Caractéristiques physiques

Les neutrinos sont des particules élémentaires appartenant aux leptons (fermions de spin ½ dénués de couleur, regroupés en 3 familles (saveurs)).

Il existe trois saveurs de neutrinos :

• le neutrino électronique ou neutrino-électron ν_e,
• le neutrino muonique ou neutrino-muon ν_μ,
• le neutrino tauique ou neutrino-tau ν_τ.

Ils sont appelés d'après le lepton qui leur est associé dans le modèle standard. Le neutrino a une charge nulle et son hélicité est gauche (le spin pointe dans la direction opposée au mouvement ; hélicité droite pour l'antineutrino) comme l'a démontré l'expérience de M. Goldhaber et ses collègues en 1958. Dans le modèle standard minimal, les neutrinos n'ont pas de masse. Or l'expérience SuperKamiokande en 1998 a apporté la preuve que les neutrinos sont massifs par la mise en évidence du mécanisme d'oscillation.

La masse des neutrinos est très faible, le plus lourd aurait une masse inférieure à 0,23 eV/c² d'après les résultats du satellite WMAP avec les modèles cosmologiques actuels combinés aux résultats des expériences d'oscillations.

Les neutrinos ne possédant pas de charge électrique ni de couleur ils interagissent uniquement par interaction faible (la gravité bien que présente est négligeable). Leur section efficace d'interaction (sa probabilité d'interagir) est donc très faible car il s'agit d'une force à courte portée.

L'une des interrogations majeures au sujet du neutrino concerne la nature de la relation entre le neutrino et l'antineutrino :

• si le neutrino est une particule de Dirac, comme le sont les autres fermions élémentaires du modèle standard, le neutrino et son antiparticule sont deux particules différentes ;
• si le neutrino est une particule de Majorana, le neutrino et l'antineutrino sont une seule et même particule.

Cette nature implique un certain nombre de conséquences importantes, par exemple au niveau de l'asymétrie matière-antimatière de l'Univers.

La section efficace d'un neutrino de 1 GeV comparée à celle d'un électron et d'un proton de même énergie est approximativement dans le rapport 10 ^{− 14} / 10 ^{− 2} / 1. Sur 10 milliards de neutrinos de 1 Mev qui traversent la Terre, seul un va interagir. Il faudrait une épaisseur d'une année-lumière de plomb pour arrêter la moitié des neutrinos qui la traversent. Les détecteurs de neutrinos contiennent donc typiquement des centaines de tonnes d'un matériau construit de telle façon que quelques atomes par jour interagissent avec les neutrinos entrant. Dans une supernova qui s'effondre, la masse volumique dans le noyau devient suffisamment élevée (10¹⁴grammes/cm³) pour que les neutrinos produits puissent être retenus un bref moment.

Des expériences récentes, notamment celle de Super-Kamiokande en 1998 (qui reçut le prix Nobel de physique 2002 à cette occasion) et celle menée à l'Observatoire de Neutrinos de Sudbury depuis 1999, ont montré que les neutrinos peuvent, par l'intermédiaire d'un phénomène appelé oscillation du neutrino, se transformer continuellement d'une forme de saveur (électronique, muonique ou tauique) en une autre. Ce phénomène n'est possible que si les neutrinos possèdent une masse et que celle-ci est différente pour chaque saveur. La découverte de ce phénomène a permis de fournir une solution au problème des neutrinos solaires.

Un autre problème en astrophysique qui concernait les neutrinos est celui de la matière sombre, la masse « manquante » de l'univers selon certaines théories. En effet, l'univers semble contenir beaucoup plus de matière que celle qui est détectable par le rayonnement qu'elle émet. Cette matière qui n'émet pas de lumière, d'où le terme matière sombre, est toutefois détectable par l'influence gravitationnelle qu'elle exerce sur la matière visible comme les étoiles et les galaxies, et, jusqu'à récemment, on pensait que si les neutrinos possédaient une masse ils pourraient peut-être constituer la matière sombre. Toutefois, selon les connaissances actuelles, la masse des neutrinos est bien trop petite pour que les neutrinos puissent contribuer à une fraction significative de l'hypothétique matière sombre.

D'après les connaissances actuelles, les neutrinos sont nés il y a environ 15 milliards d'années, peu après la naissance de l'univers. Depuis, l'univers n'a cessé de s'étendre, de se refroidir et les neutrinos ont fait leur chemin. Théoriquement, ils forment aujourd'hui un fond de rayonnement cosmique de température égale à 1,9 kelvin (-271,2 degrés Celsius). Les autres neutrinos que l'on trouve dans l'univers sont créés au cours de la vie des étoiles ou lors de l'explosion des supernovae.

La majeure partie de l'énergie dégagée lors de l'effondrement d'une supernova est rayonnée au loin sous la forme de neutrinos produits quand les protons et les électrons se combinent dans le noyau pour former des neutrons. Ces effondrements de supernova produisent d'immenses quantités de neutrinos. La première preuve expérimentale de ceci fut fournie en 1987, quand des neutrinos provenant de la supernova 1987a ont été détectés par les expériences japonaise et américaine Kamiokande et IMB.

Détecteurs de neutrinos

Il y a plusieurs types de détecteurs de neutrinos. Chacun est composé d'une grande quantité de matériel situé dans une caverne souterraine conçue pour la protéger du rayonnement cosmique.

• Les détecteurs au chlore furent les premiers employés et se composent d'un réservoir rempli de tétrachlorure de carbone (CCl₄). Dans ces détecteurs, un neutrino convertit un atome de chlore en un atome d'argon. Le fluide doit être purgé périodiquement avec du gaz hélium qui enlève l'argon. L'hélium doit alors être refroidi pour le séparer de l'argon. Ces détecteurs avaient le désavantage majeur qu'il leur était impossible de déterminer la direction du neutrino entrant. C'était le détecteur au chlore de Homestake, dans le Dakota du Sud, contenant 520 tonnes de liquide, qui détecta la première fois le déficit des neutrinos provenant du Soleil et qui conduisit au problème des neutrinos solaires.
• Les détecteurs au gallium sont semblables aux détecteurs au chlore mais sont plus sensibles aux neutrinos de faible énergie. Dans ces détecteurs, un neutrino convertit le gallium en germanium qui peut alors être détecté chimiquement. De nouveau, ce type de détecteur ne fournit aucune information sur la direction du neutrino.
• Les détecteurs à eau ordinaire, tels que Super-Kamiokande, contiennent un grand réservoir d'eau pure entouré par des détecteurs très sensibles à la lumière, des tubes photomultiplicateurs. Dans ces détecteurs, un neutrino transfère son énergie à un lepton qui se déplace alors plus rapidement que la lumière dans ce milieu, mais plus lentement que la lumière dans le vide, comme le prévoit la théorie de la relativité. Ceci produit une « onde de choc optique » connue sous le nom de rayonnement Cherenkov qui peut être détectée par les tubes photomultiplicateurs. Les avantages de ce détecteur sont de détecter la direction du neutrino, sa saveur et son énergie. Il permet également d'avoir un détecteur très volumique pour un coût minime, permettant d'augmenter le nombre de neutrinos détectés. C'est ce type de détecteur qui a enregistré le « sursaut » de neutrinos de la supernova 1987a.
• Les détecteurs à eau lourde emploient trois types de réactions pour détecter les neutrinos : la même réaction que les détecteurs à eau légère, une réaction impliquant la collision d'un neutrino avec le neutron d'un noyau de deutérium, ce qui libère un électron, et une troisième réaction dans laquelle le neutrino casse un noyau de deutérium en proton et neutron sans lui-même changer de nature. Les résultats de ces réactions peuvent être détectés par des tubes photomultiplicateurs et des détecteurs de neutrons. Ce type de détecteur est en fonction dans l'observatoire de neutrinos de Sudbury.
• Les détecteurs à liquide scintillant, tels ceux des expériences Double Chooz et Kamland, permettent de détecter des neutrinos d'énergie de l'ordre du MeV. Ils sont en général pour cette raison utilisés pour détecter les neutrinos en provenance de centrales nucléaires. Le liquide scintillant permet de détecter très précisément l'énergie du neutrino, mais ne donne pas d'information quant à sa direction.
• Le détecteur à film photographique Opera, installé dans le tunnel du Gran Sasso en Italie, détecte les neutrinos émis par un faisceau généré au CERN par une technique originale : des couches photographiques sont alternées avec des feuilles de plomb, afin de détecter l'oscillation du neutrino muonique en neutrino tauique. Le développement des films photographiques permet de reconstruire la topologie de l'interaction, afin d'identifier le tau issu de l'interaction du neutrino tauique.
• Les détecteurs de double désintégration bêta : ils permettent de détecter le spectre de la double désintégration béta avec émission de 2 neutrinos, afin de chercher l'existence d'une double désintégration bêta sans émission de neutrinos, ce qui prouverait que le neutrino et l'anti-neutrino sont une seule et même particule (neutrino de Majorana, par opposition au neutrino classique, de Dirac). Ils sont de deux types : calorimétrique tels GERDA et CUORE, ils détectent seulement l'énergie totale de la double désintégration bêta pour reconstruire fidèlement le spectre d'énergie; trajectographe-calorimètre pour l'expérience NEMO3 et le projet SuperNEMO, qui détectent le spectre en énergie et la trajectoire des deux électrons afin de rejeter le plus de bruit de fond possible.

Expériences actuelles

En 2009, différentes expériences de physique des particules cherchent à améliorer les connaissances sur l'oscillation des neutrinos. Outre les neutrinos créés par les réactions nucléaires dans le Soleil et ceux venant de la désintégration bêta dans les centrales nucléaires, les physiciens étudient également des neutrinos créés dans les accélérateurs de particules.

L'avantage de ce type d'expérience est de contrôler le flux et le moment où les particules sont envoyées. De plus, on connaît leur énergie et la distance qu'elles parcourent entre leur production et leur détection. On peut ainsi se placer aux extremums des oscillations où la mesure des paramètres d'oscillation est la plus précise.

Ainsi, en 2010, plusieurs expériences devraient débuter :

• T2K, situé au Japon, utilise un faisceau de neutrinos créé par l'accélérateur JPARC à Tokai. A la manière de son prédécesseur K2K, il détecte le flux de neutrinos par un ensemble d'appareils complémentaires à 280m du point de création du faisceau, puis observe les neutrinos interagissant à 295km de là dans Super-Kamiokande, le célèbre détecteur Cerekov à eau. En mesurant l'apparition de neutrinos électroniques dans ce faisceau de neutrinos muoniques, il compléterait pour la première fois la matrice d'oscillation des neutrinos (cf Oscillation de neutrinos).
• Double CHOOZ, situé en France, utilisera le réacteur nucléaire de Chooz afin d'en détecter les neutrinos électroniques. Un détecteur proche et un lointain permettront de mesurer la différence de flux et ainsi mesurer une disparition de ces neutrinos, disparition caractéristique du phénomène d'oscillation. L'objectif est donc similaire à celui de l'expérience T2K, mais par des méthodes complémentaires.
• KATRIN, installé en Allemagne, cherche à mesurer directement la masse du neutrino, par l'étude du spectre de désintégration bêta du tritium.

Les télescopes à neutrinos

Notre ciel a toujours été observé à l'aide des photons à des énergies très différentes allant des ondes radios aux rayons gamma. L'utilisation d'une autre particule pour observer le ciel permettrait d'ouvrir une nouvelle fenêtre sur l'Univers. Le neutrino est pour cela un parfait candidat :

• il est stable et ne risque pas de se désintégrer au cours de son parcours ;
• il est neutre et n'est donc pas dévié par les champs magnétiques. Il est donc possible de localiser approximativement la direction de sa source.
• il possède une très faible section efficace d'interaction et peut ainsi s'extirper des zones denses de l'univers comme les abords d'un trou noir ou le cœur des phénomènes cataclysmiques (il faut préciser que les photons que nous observons des objets célestes ne nous proviennent que de la surface des objets et non pas du cœur).
• il n'interagit que par interaction faible et transporte ainsi des informations sur les phénomènes nucléaires des sources, contrairement au photon qui est issu de processus électromagnétiques.

Une nouvelle astronomie complémentaire est ainsi en train de se créer depuis une dizaine d'années.

Un des principes possibles pour un tel télescope est d'utiliser la Terre comme cible permettant d'arrêter les neutrinos astrophysiques. Lorsqu'un neutrino muonique traverse la Terre, il a une faible chance d'interagir et ainsi d'engendrer un muon. Ce muon, s'il a une énergie au-delà d'une centaine de GeV, est aligné avec le neutrino et se propage sur une dizaine de kilomètres dans la Terre. S'il a été créé dans la croûte terrestre, il va pouvoir sortir de la Terre et se propager dans la mer où seraient installés les télescopes à neutrinos. Ce muon allant plus vite que la vitesse de la lumière dans l'eau, il engendre de la lumière Tcherenkov, l'équivalent pour la lumière du bang supersonique. Il s'agit d'un cône de lumière bleutée. Ce type de télescope à neutrinos est constitué d'un réseau tridimensionnel de détecteurs de photons (des photomultiplicateurs) qui permet de reconstruire le cône Tcherenkov, et donc la trajectoire du muon et du neutrino incident, et ainsi la position de la source dans le ciel. La résolution angulaire actuelle est de l'ordre du degré.

Ces télescopes à neutrinos sont déployés dans un grand volume d'eau liquide ou de glace pour que la lumière émise par le muon soit perceptible. Des dimensions de l'ordre du kilomètre cube pour avoir une sensibilité suffisante aux faibles flux cosmiques. Ils doivent être placés sous des kilomètres d'eau pour, d'une part, être dans l'obscurité absolue, et, d'autre part, pour avoir un blindage aux rayons cosmiques qui constituent le bruit de fond principal de l'expérience.

Les télescopes à neutrinos, ces immenses volumes situés aux fonds des eaux et regardant sous nos pieds, constituent une étape majeure dans le développement de l'astrophysique des particules et devrait permettre de nouvelles découvertes en astrophysique, cosmologie, matière noire et oscillations de neutrinos.

Les neutrinos au-delà du Modèle Standard

Depuis que l'on sait que les neutrinos ont une masse, les théoriciens ont développé de nombreuses théories dites "au-delà" du Modèle Standard afin d'expliquer cette masse. Un des modèles les plus prometteurs est le modèle du "see-saw", ou "balançoire" en français. Dans ce modèle on introduit dans la théorie des neutrinos de chiralité droite (on étend donc le contenu en particules du Modèle Standard d'où l'appellation "au-delà") que l'on suppose très massifs (bien au-delà de l'échelle électrofaible). Cette dernière hypothèse est justifiée par le fait que l'on ne les ait jamais observés jusqu'à présent et par des considérations de symétrie. Ainsi, on arrive à expliquer la faible masse des neutrinos gauches, ceux que l'on observe jusqu'à présent. Il existe en effet un lien très fort entre la masse des neutrinos gauches et celle des neutrinos droits : elles sont inversement proportionnelles. Donc plus les neutrinos droits sont lourds, plus les neutrinos gauches sont légers. Ce modèle repose sur le fait que l'on considère les neutrinos comme des particules de Majorana, fait qui sera infirmé ou confirmé dans les prochaines années par l'expérience NEMO étudiant la double désintégration β sans neutrino. L'un des attraits de ce modèle est qu'il pourrait permettre d'expliquer l'asymétrie (plutôt dire dissymétrie puisqu'on parle de "brisure de symétrie", selon le langage de Prigogine) matière/antimatière de notre Univers. En effet, on se demande toujours pourquoi l'Univers contient (plutôt) de la matière, sans (presque aucune) antimatière. Des processus issus de la désintégration des neutrinos droits dans des périodes où l'Univers était très jeune permettent de comprendre ce phénomène. Les processus impliqués sont appelés la leptogénèse et la baryogénèse.

(Géométrie non-commutative et grande unification : La géométrie non-commutative, dans le formalisme d'Alain Connes, permet de reformuler également de façon élégante la plupart des théories de jauge avec brisure spontanée de symétrie. Dans cette optique, R. Wulkenhaar s'est intéressé au modèle 141#141 de grande unification et a obtenu ainsi de manière naturelle le lagrangien de Yang-Mills couplé au secteur des Higgs. Ce modèle, où tous les fermions font partie d'une même représentation irréductible contient obligatoirement des neutrinos massifs. Une contrainte naturelle, provenant du formalisme utilisant la géométrie non-commutative, permet de fournir une prédiction pour la masse de ces particules).

Vitesse des neutrinos

Le principal moyen de détection des neutrinos est l'effet Čerenkov produit par les particules créées lors de l'interaction des neutrinos avec la matière. Cet effet a lieu lorsqu'une particule chargée se déplace plus vite que la vitesse de la lumière dans un milieu. Ceci ne doit en aucun cas être interprété comme une violation de la relativité restreinte, qui interdit de dépasser la vitesse de la lumière : en fait, la vitesse des neutrinos et des particules émises est supérieure à celle de la lumière dans l'eau, mais inférieure à celle de la lumière dans le vide.

Voir aussi

• Oscillation de neutrinos ;
• Problème des neutrinos solaires ;
• Problème des neutrinos atmosphériques ;
• Fond cosmologique de neutrinos.

Liens externes

• [pdf](en)Caractéristiques des neutrinos (Particle Data Group)
• Dossier : le neutrino, élusive particule
• Le neutrino de sa découverte à ses applications

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