La chasse aux Neutrinos 1


Article écrit suite à une conférence sur les Neutrinos, faite au local du CAW par le Dr Stephan Hundertmark le 4 Mars 2008 et publié dans la revue PROCYON du CAW.

 

Introduction
Je ne prétends pas traiter tout sur le sujet concernant les Neutrinos, je veux simplement donner quelques indications sur leur découverte, sur leur nature, sur leur type et enfin sur le pourquoi de leur recherche.
La conférence du Dr Stephan Hundertmark a servi de point de départ à cet article et les autres informations ont été trouvées sur Internet.

Définition des Neutrinos
Avant d’aller plus loin, il est nécessaire d’essayer de définir ce que sont ces fameux Neutrinos.
En effet, après beaucoup de travail, d’erreurs et « de sueur », les physiciens des particules ont bâti le « Modèle Standard », qui réduit à 12 le nombre de particules : 6 quarks, 6 leptons.

©http://lappweb06.in2p3.fr/neutrinos/nkes.html

Cette figure présente ces 12 particules : à chaque lepton chargé (électron, muon, tau ou tauon !) est associé un lepton neutre ou Neutrino ; on a ainsi le νe, le νμ, le ντ. De même les quarks sont aussi associés par paire : u pour up et d pour down, c pour charmed et s pour strange, t pour top et b pour bottom.
Dans le Modèle Standard, les 3 neutrinos « sont » de masse nulle, de charge nulle et de spin ½. Il faut préciser que toutes ces particules ont été mises en évidence expérimentalement, sauf le neutrino du tau ντ. Il faut encore préciser que les neutrinos ne sont concernés parmi les 4 interactions (forte, faible, électro-magnétique, gravitationnelle) que par les interactions faibles, ce qui forcément va augmenter les difficultés pour les mettre en évidence. Entre parenthèses, le Modèle Standard repose sur l’existence du « Boson de Higgs », dont la chasse est toujours ouverte : sa découverte représenterait un grand pas en avant pour la physique des particules, mais ce ne serait pas le chapitre final ; on pense que le LHC (Large Hadron Collider) du CERN va le mettre en évidence dans les années qui viennent.
Un autre problème qui rend encore plus difficile leur mise en évidence est le fait qu’on suppose qu’ils peuvent osciller entre eux ! , comme le montre la figure :

©http://lappweb06.in2p3.fr/neutrinos/nkes.html

L’Histoire et La découverte des Neutrinos
On peut dire que l’histoire de la découverte des Neutrinos est une véritable « saga » dont je vais retracer quelques étapes. En fait tout a commencé en 1896 avec Henri Becquerel qui a découvert des rayonnements étranges provenant de sels d’uranium puis avec Pierre et Marie Curie, qui ont isolé le radium, plus radioactif que l’uranium.
En fait il existe trois sortes de radioactivités, comme l’a montré Rutherford : 1-le rayonnement alpha (un noyau d’Hélium s’échappe du noyau radioactif), 2-le rayonnement gamma (un photon de grande énergie s’échappe du noyau radioactif), 3-le rayonnement bêta (un électron s’échappe du noyau radioactif). L’électron du rayonnement bêta devrait avoir une énergie bien fixée ! Or ce n’est pas le cas : il a un spectre en énergie continu, donc on aurait un accroc à la loi de la conservation de l’énergie !
Niels Bohr y aurait pensé, mais Wolfgang Pauli vers 1930 a rétabli l’équilibre en supputant l’existence d’une particule, appelée Neutrino, de masse plus faible que l’électron, de spin ½ et interagissant si peu avec la matière qu’il peut traverser la terre entière sans dévier de sa trajectoire, et même il peut traverser une épaisseur d’une année lumière de plomb sans dévier.
Ceci fait que l’existence de cette particule va être difficile à prouver. Une des sources de neutrinos (on reviendra dans la suite sur les autres) est l’explosion atomique, dont la première a eu lieu en 1945, et ceci a donné l’idée à Frédéric Reines d’installer un détecteur auprès d’une explosion atomique ! Mais ceci est trop dangereux si bien qu’avec son ami Clyde Cowan, Reines décide d’utiliser comme source un réacteur nucléaire, celui de Hanford, dans l’état de Washington.
En 1953 les essais sont réalisés, mais les résultats ne sont pas convaincants ; les mesures sont reprises en 1956 sur un autre réacteur, à Savannah River et là les deux chercheurs mettent en évidence le signal d’un neutrino, d’un anti-neutrino en fait !

©Dr Stephan Hundertmark

La figure ci-dessus montre le détecteur de 1953 ainsi que la réaction d’un neutrino (en 1956) qui produit d’autres particules. En fait le principe de l’expérience consiste à utiliser une cible de 400 litres d’eau mélangée à du chlorure de cadmium ; l’anti-neutrino produit par le réacteur interagit avec un proton de la cible, ce qui donne naissance à un positron et à un neutron ; le positron s’annihile en donnant 2 photons simultanés et le neutron ralentit avant d’être éventuellement capturé par le cadmium, ce qui provoque l’émission de photons environ 15 microsecondes après ceux du positron ; ces photons détectés et l’écart de 15 microsecondes identifient l’interaction d’un neutrino, ici un neutrino de type électronique (νε).
Reines doit retourner à Los Alamos, son laboratoire d’origine, mais la  quête du Neutrino ne va pas s’arrêter après cette confirmation. De 1957 à 1962, un autre neutrino va être découvert par Lee  et Yang : il s’agit du neutrino du muon νμ.

©Dr Stephan Hundertmark

La figure ci-dessus présente l’expérience : la chambre à étincelles (un ensemble de 10 tonnes rempli de néon) met en évidence des étincelles sur le parcours du neutrino νμ.
Vers 1977 Martin Perl découvre le troisième neutrino, le neutrino du tau ντ en théorie mais ce dernier est très difficile à visualiser. J’arrête là l’histoire pour parler des sources de neutrinos et des dernières expériences (1980 à nos jours).

Les sources de Neutrinos
Les sources des neutrinos sont diverses, et trois « fleuves » se distinguent : les neutrinos de l’espace, les neutrinos de la Terre et les neutrinos de l’activité humaine.

©Dr Stephan Hundertmark

La figure ci-dessus les classe en fonction de leur énergie et de leur nombre (le flux).

Mais arbitrairement, on peut les classer en 5 catégories :

  • les neutrinos solaires : ils naissent lors des processus de fusion thermonucléaires d’une étoile, leur énergie est faible, quelques MeV (1 Ev = un électron-volt=1 ,6 10-19 joules);
  • les neutrinos des hommes, soit à haute énergie ( -> 100GeV) produits par des accélérateurs de particules, soit à basse énergie produits par les réacteurs nucléaires ou les hommes eux-mêmes;
  • les neutrinos de la terre, environ 6 106 par seconde et par cm2 provenant surtout de la radioactivité naturelle ;
  • les neutrinos des rayons cosmiques ;

– les neutrinos du Big-Bang, qui forment un fond diffus à la température de 1,9°Kelvin, de très faible énergie, environ 0.0004eV, mais nombreux (330 par cm3).

Enfin, d’autres sources de neutrinos existent, comme les cataclysmes violents de l’univers (explosions de supernovæ, fusions entre étoiles à neutrons). Dans ce sens on peut parler des neutrinos comme des « messagers de l’univers », car ils vont tout droit et si on peut les « intercepter », on a des informations sur leur origine comme le montre la figure.

©Dr Stephan Hundertmark

Les détecteurs de Neutrinos

L’étude des neutrinos se fait dans plusieurs hauts lieux, comme le CERN à Genève, le Fermilab aux Etats-Unis, ou bien maintenant le Pôle Sud.

Les détecteurs sont de plusieurs types :

– souterrains, comme Gallex (pour le soleil), SNO (Sudbury Neutrino Observatory), SAGE (Soviet American Gallium Experiment), SuperKamiokande (au Japon), etc

– placés auprès des accélérateurs de particules, comme NOMAD (Neutrino Oscillation Magnetic Detector), CHORUS, etc

– placés auprès des réacteurs nucléaires, comme CHOOZ dans les Ardennes en France, MUNU à Bugey,

– placés sous la mer, comme DUMAND (Deep Undersea Muon and Neutrino Detector), ANTARES, etc

– placés dans la glace, comme AMANDA (Antartic Muon and Neutrino Detector) et AMANDA 2, RAND (Radio Array Nutrino Detector).

 

On va détailler quelques uns de ces détecteurs :

 

GALLEX

Ce détecteur se trouve en Italie, dans les Abruzzes. Il s’agit d’une enceinte contenant 12,2 tonnes de Gallium 71 en solution. Lors d’une interaction avec un neutrino solaire, le Gallium se transforme en Germanium 71, radioactif, avec une demi-vie de 11,43 jours. Le Gallium 71 est filtré avec un système chimique qui permet d’isoler les atomes de Germanium 71, donnant ainsi le nombre d’interactions. Les résultats de mai 91 à septembre 93 donnent un déficit de 40% en neutrinos !, ceci provenant certainement de l’oscillation des neutrinos dont on a parlé avant.

 

HOMESTAKE

Il s’agit aussi d’un détecteur des neutrinos solaires, qui se trouve dans une mine d’or à Homestake, dans le Dakota du sud, USA. Ce détecteur contient 615 tonnes de tétrachloroéthylène. En cas d’interaction avec un neutrino, le Chlore 37 se transforme en Argon 37, avec une demi-vie de 35 jours. On isole ensuite les atomes d’argon 37 et on mesure leur taux de radioactivité. Là aussi de 1969 à 1993 on met en évidence un déficit en neutrinos de 69%. Selon l’expérience de détection, les neutrinos solaires détectés n’ont pas la même énergie ! L’explication est certainement la même que précédemment (oscillation).

 

AMANDA 1 et 2 et IceCube

La détection des neutrinos de l’espace, à grande énergie, mais peu nombreux, peut se faire dans la profondeur de la glace, et le pôle Sud est un endroit idéal. En effet l’épaisseur de glace, qui est de 3 km en moyenne, et l’isolement du lieu sont pratiques pour construire un détecteur géant, d’environ un kilomètre cube !



La figure ci-dessus montre l’emplacement de l’expérience : IceCube se trouve à la droite de l’image, mais dans la glace.

L’implantation des détecteurs se fait selon des axes verticaux creusés dans la glace : 4800 détecteurs au total. Cette implantation n’est pas encore terminée et on attend à la fin environ 30 000 neutrinos dans une année. L’expérience Amanda 2 du même style a enregistré 4282 neutrinos, sans fournir une source astrophysique localisée de neutrinos. IceCube devrait fournir ses premiers résultats d’ici 2 à 3 ans.

 

Les Conclusions au stade actuel

Aujourd’hui, les trois questions d’il y a 56 ans restent ouvertes:
Sa masse est-elle nulle ?
Possède-t-il un moment magnétique ?
Est-il lui-même sa propre anti-particule ?

Spin Masse Moment magnétique
Section efficace sur Nucléon a 1 GeV
ve 1/2 < 2.8 eV < 5.8 10-20 MeV/T environ 10-38 cm2
νμ 1/2 < 170 keV < 4.3 10-20 MeV/T environ 10-38 cm2
ντ 1/2 < 18.2 MeV < 3.1 10-17 MeV/T environ 10-38 cm2

Ce tableau résume ce qu’on sait finalement sur les neutrinos en 1996 ; actuellement on n’en sait pas plus ! La seule chose qui semble sûre, c’est qu’ils ont certainement une masse, non nulle, sinon l’oscillation ne serait pas possible : on pense que cette masse serait de l’ordre de 1 million de fois moins que celle de l’électron.

Une expérience est actuellement en cours en Allemagne, à Karlsruhe, sous le nom de KATRIN, basée sur un spectromètre géant : elle doit permettre d’ici quelques années de connaître enfin cette masse.

 

Remerciements

Je remercie le Dr Stephan Hundertmark de l’Institut Franco-Allemand de Saint-Louis pour toute l’aide qu’il m’a apportée pour la réalisation de cet article et aussi pour sa conférence qui a servi de point de départ.

 

Bibliographie

La conférence du Dr Hundertmark au CAW

 

Webographie

LE NEUTRINO: QU’EST-CE QUE C’EST ?

WIKIPEDIA

le site du CERN

Le site de Gérard Villemin


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