Les neutrinos, particules énigmatiques...

Les neutrinos sont les fantômes de la physique. A la fois partout et invisibles, ces particules ont de grandes influences sur notre Univers malgré leur discrétion. Ce dossier présente les neutrinos, décrit l'historique de leur découverte et les énigmes qui les entourent.

La lettre "nu", le symbole des neutrinos:


L'auteur de ce dossier est Alexandre Gaudon, un grand merci à lui. Vous pouvez le contacter à cette adresse: [email protected]

Introduction

Les neutrinos sont des particules élémentaires appartenant au modèle standard. Ce dernier est depuis les années soixante-dix un cadre théorique qui décrit les particules élémentaires et leurs interactions. Celles-ci se repartissent en deux catégories, les particules de matière ou fermions et les particules de force ou bosons. Cette distinction étant liée à leur spin (ou moment cinétique intrinsèque).
Mis à part le neutrino tauique (ut) toutes les particules de matière, leptons ou quarks, ont été mises en évidence expérimentalement, grâce aux accélérateurs de particules ou aux chambres à bulles.




Les neutrinos appartiennent à la famille des leptons c'est a dire qu'ils ne subissent pas l'interaction forte, c'est à dire celle qui assure la cohésion des noyaux des atomes. Il faut savoir de plus qu'à chaque lepton chargé (électron, muon, tau) ont associe un lepton neutre ou neutrino (ue ,um ,ut).

Au sein du modèle standard, les neutrinos sont de masse nulle, de charge nulle et de spin ½.

Cependant de nombreuses questions restent encore posées au niveau expérimental:
- sa masse est-elle réellement nulle ou seulement très faible ?
- possède-t-il un moment magnétique ?

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 de même. Ils forment aujourd'hui, théoriquement, un rayonnement de fond cosmique de température égale à 1,9 kelvin (cependant du fait de la très faible section efficace avec la matière des neutrinos ce rayonnement fossile n'a pas encore put être mis en évidence expérimentalement). Quelques autres sont crées au cour de la vie des étoiles et lors de l'explosion des supernovae.

Les neutrinos sont nés dans l'esprit des hommes à la suite d'un problème expérimental: pour vérifier le principe de conservation de la matière, l'électron qui s'échappe du noyau radioactif lors d'un rayonnement beta aurait du avoir une énergie bien fixée. Or James Chadwick montre en 1914 que le spectre en énergie de cet électron est continu.



Pour " sauver " le principe de conservation de la matière Wolfrang Pauli postule en 1930 l'existence de particules neutres de spin ½, de masse inférieure à 0,01 fois la masse du proton, obéissant au principe de l'exclusion, mais différentes des photons parce qu'elles ne se déplacent pas à la vitesse de la lumière, qu'il nomme neutrons. Le spectre beta serait alors compréhensible si l'on suppose que, pendant la désintégration beta, avec chaque électron est émis un neutron, de manière que la somme des énergies du neutron et de l'électron soit constante.

En 1932, J. Chadwick découvre le neutron, mais ces neutrons sont lourds et ne correspondent donc pas à la particule de Pauli. Pour distinguer les neutrons de Pauli des neutrons lourds, Enrico Fermi propose en 1933 le nom de neutrinos.

Dés lors la recherche expérimentale des neutrinos peut commencer. Cependant cette recherche va très vite s'avérer difficile. En effet dés 1934, Hans Bethe et Rudolf Peierls montrent que la section efficace (c'est à dire la probabilité d'interaction) entre les neutrinos et la matière doit être extrêmement faible: cette particule interagit si peut qu'elle peut traverser la terre entière sans subir le moindre choc. C'est pourquoi jusqu'à la fin des années 40 aucune détection directe des neutrinos n'est en vue car il faudrait une source abondante et un détecteur très sensible ou très massif.

Cette source abondante de neutrinos ce sont les premiers réacteurs nucléaires qui vont la fournir. En 1952 Frédéric Reines et Clyde Cowan ont l'idée d'installer un détecteur prés du réacteur nucléaire de Hanford, dans l'état de Washington. Leur expérience est proposée en février 1953, réalisée au printemps et leurs résultats sortent durant l'été 1953. Mais le signal n'est pas convaincant. Ils recommencent leur expérience en 1956, de façon plus méticuleuse, auprès du réacteur de Savannah River, en Caroline du Sud. Les améliorations apportées, notamment vis à vis du bruit de fond, leur permettent d'aboutir: le neutrino est là. Sa signature est nettement visible dans le détecteur, largement au-dessus des bruits de fond comme celui du aux rayons cosmiques.

Le principe de leur expérience consistait a utiliser comme cible environ 400 litres d'un mélange d'eau et de chlorure de cadmium. L'anti-neutrino provenant du réacteur nucléaire interagit avec un proton de la cible, donnant naissance a un positron et un neutron.



Le positron s'annihile en donnant deux 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 sont détectés et ces 15 microsecondes identifient le "neutrino".

Ce neutrino que l'on a réussit a mettre en évidence a l'aide de cette expérience est un neutrino de type électronique (ue) car, dans la désintégration beta, il est émis avec un électron. Une question se posa alors: ce ue est-il diffèrent du neutrino muonique (um) associable au muon, autre particule que l'on observe dans les rayons cosmiques.

En 1962, une équipe américaine dirigée par Léon Lederman, Melvin Schwarz et Jack Steinberg identifie, à l'aide de l'accélérateur de Brookhaven, le um associable au muon et différent du ue.

Principe de l'expérience:
L'accélérateur fournit un faisceau de um provenant de la désintégration du Pion:



On observe alors la réaction:



Mais pas:



Ce qui prouve que um est différent de ue.

En 1977 Martin Perl découvre le tau auquel on associe de façon théorique le troisième type de neutrino le ut. Cependant ce dernier n'a toujours pas été mis en évidence de façon expérimentale.

Enfin en 1989, dés les premiers mois de prises de données du LEP, le nouveau collisionneur du CERN, l'étude de la durée de vie du boson Z (un des médiateurs de l'interaction faible) permet de montrer qu'il n'existe que trois familles de neutrinos (de masse faible ou nulle).

En effet plus une particule se désintègre rapidement, plus sa masse est indéterminée. On dit que sa distribution de masse possède une certaine largeur. Et cette largeur augmente avec le nombre de possibilités de désintégrations de la particule. Le Z, qui ne vit en moyenne que 10E-23 seconde, peut se désintégrer en paires (neutrino, anti-neutrino). Plus la largeur de sa distribution de masse est grande, plus il y a de familles de neutrinos.

Malgré les nombreuses expériences réalisées sur le sujet nous ne savons encore que très peu de choses sur les neutrinos.

Ces quelques chiffres résument ce que l'on sait sur les neutrinos:

Les neutrinos possèdent-ils une masse ?

Le principal problème posé par les neutrinos est de déterminer s'ils possèdent une masse. Au sein du modèle standard leur masse est nulle mais rien ne permet de l'affirmer. C'est pourquoi, depuis leur mise en évidence expérimentale la recherche de la masse des neutrinos est l'une des principales préoccupations des physiciens des particules.

Cependant aucune expérience n'a encore abouti et tout ce que l'on est en mesure de donner c'est des majorations de cette masse sans pouvoir préciser si ils sont massifs ou non:
La masse du ue, est mesurée depuis plus de 50 ans principalement grâce a l'étude de la désintégration beta. Le spectre continu de l'électron se termine a une énergie maximale dépendant du noyau émetteur et de la masse du neutrino. La mesure de ce spectre et la mesure (très délicate) du mouvement de recul du noyau émetteur permet d'accéder à la masse du neutrino. Les mesures les plus fines sont réalisées pour la désintégration beta du tritium. D'après ces mesures, nous savons aujourd'hui que la masse du neutrino ue est inférieure a 5.1 eV.

La masse du um peut être obtenue par l'étude de la désintégration du pion en muon. A ce jour, ce genre de mesure est la plus précise et a donne une masse inférieure a 160 keV.

La masse du ut est obtenue par l'étude de la désintégration du tau ou grâce aux expériences de hautes énergies comme Aleph au CERN qui, par l'étude d'un canal de désintégration du Z en tau a permis en 1995 d'abaisser à 24 MeV la limite supérieure sur la masse du ut.

Le déficit de neutrinos solaires

Depuis 1975 et surtout depuis 1995, les physiciens savent avec certitude que les neutrinos en provenance de notre soleil sont beaucoup moins nombreux que prévu. La théorie, qui rend compte par ailleurs avec une remarquable précision du fonctionnement du soleil, prévoit environ 64 milliards de neutrinos par seconde et par cm2, sur terre. Les détecteurs comme Gallex ou Sage n'en observent pas plus de 40 milliards. Ou sont passé les neutrinos manquant ?...

On peut raisonnablement émettre deux hypothèses: soit le modèle décrivant le fonctionnement du soleil, pourtant par ailleurs si valable, est erroné, soit quelque chose empêche les neutrinos d'arriver sur terre ou d'être détectés.

Si les neutrinos avaient une masse, ils pourraient osciller et ces oscillations pourraient expliquer le déficit en neutrinos solaires. En effet les quarks ne sont pas indépendants les uns des autres, il existe un certain "mélange quantique" entre eux. De même, les neutrinos ue, um et ut, s'ils étaient massifs, pourraient être mélangés quantiquement: un neutrino voyageant dans l'espace serait alors un peu ue, um et ut.

Cette oscillation entre familles de neutrinos qui permettrait d'expliquer le déficit observé dans le flux de neutrinos en provenance du soleil pourrait être une excellente signature expérimentale de la masse des neutrinos. De nombreuses expériences auprès des réacteurs nucléaires ou des accélérateurs de particules ont tenté cette voie depuis plus de 20 ans, en vain jusqu'à présent.

Les neutrinos possèdent-ils un moment magnétique ?

Le moment magnétique est une quantité mesurable représentant le spin (c'est à dire le moment cinétique intrinsèque) de la particule. Le moment cinétique intrinsèque étant relié à la vitesse de rotation de la particule sur elle-même.

Les mesures du moment magnétique du neutrino ont été faites principalement auprès des réacteurs nucléaires comme l'expérience de Reines en 1976, en observant la diffusion des neutrinos sur les électrons des atomes. Aucun résultat positif n'a été obtenu pour l'instant, seulement une limite supérieure de 5,8*10E-20 MeV/T pour le ue. Les limites sur le moment magnétique pour le um et le ut sont obtenues indirectement à partir des mesures auprès des accélérateurs de particules ou par des considérations d'astrophysique. Cependant rien ne permet encore de dire si les neutrinos possèdent ou non moment magnétique.

Il y a deux types principaux d'expériences qui sont réalisées autour des neutrinos.

Les expériences tentant de détecter les neutrinos solaires

Le but de ces expériences est de déterminer la quantité de neutrinos émise par le soleil afin de pouvoir la comparer avec les prévisions théoriques.

Principe général

Ces expériences utilisent comme détecteurs de grandes citernes (plusieurs centaines de tonnes) d'eau (Kamiokande) ou de gallium (Gallex) et tentent de déterminer le nombre de neutrinos solaires reçu.

Il y a pour cela deux méthodes distinctes:
- le contage d'atomes ayants interagit avec les neutrinos solaires (Gallex et Sage).
- la détection du rayonnement Cerenkov produit dans l'eau par les électrons ayants étés frappés par les neutrinos solaires (Kamiokande et Superkamiokande).

Définition du rayonnement Cerenkov: dans l'eau, la vitesse de la lumière est (c/1,45) où 1,45 est l'indice de réfraction de l'eau. Les électrons frappés par les neutrinos vont à une vitesse supérieure à (c/1,45) et émettent alors de la lumière: c'est le rayonnement Cerenkov.

Protocoles opératoires et résultats

Il faut noter que les différentes expériences décrites ci-dessous ne détectent pas des neutrinos solaires de même énergie. Donc les résultats de ces expériences ne sont donc pas forcément incompatibles.


Expérience Gallex: elle se déroule sous la montagne du Grand Sasso entre la France et l'Italie.

Une enceinte contenant 12,2 tonnes de Gallium 71 en solution, qui, lors d'une interaction avec un neutrino solaire, se transforme en Germanium 71, lequel est radioactif avec une demi-vie de 11,43 jours. La totalité du Gallium 71, plus les quelques atomes éventuels de Germanium 71, est filtrée par un système chimique permettant de récupérer avec une grande efficacité et une grande pureté les atomes de Germanium 71, dont on détecte ensuite la radioactivité. On compte ainsi le nombre d'atomes de Germanium formés, donc le nombre d'interactions neutrinos qui se sont produites. On en déduit alors le flux de neutrinos solaires.

Résultats: les données prisent de mai 1991 à septembre 1993 donnent une moyenne de 79 (± 11) SNU tandis que la théorie prédit 132 SNU (1 SNU = 1 interaction neutrino par seconde pour 10E+36 atomes cibles). Soit un déficit en neutrinos de 40%.


Expérience Homestake: elle se déroule dans la mine d'or de Homestake, dans le Dakota du Sud, USA.

Le détecteur construit en 1967 au laboratoire de Brookhaven, contient 615 tonnes de tétrachloroéthylène. Par interaction avec un neutrino, le Chlore 37 se transforme en Argon 37, qui est radioactif avec une demi-vie de 35 jours. Comme dans l'expérience Gallex, l'argon 37 est isole et l'on mesure son taux de radioactivité. Autant d'atomes d'argon 37 détectés, autant d'interactions neutrinos dans la cuve de chlore.

Résultats: les données prises de 1969 a 1993 (24 ans!!) donnent une moyenne de 2.5 (± 0,2) SNU tandis que la théorie prédit 8 SNU. Soit un déficit en neutrinos de 69%.


Expérience SuperKamiokande: elle se déroule au Japon et utilise un immense détecteur Cerenkov à eau.

Résultats: un déficit de 50% de neutrinos.

Conclusion

Toutes les expériences concluent sur un déficit important de neutrinos par rapport à la théorie. Ce déficit n'est a l'heure actuelle pas encore expliquée, mais deux hypothèses principales se dégagent:
- Les neutrinos s'ils sont massifs peuvent osciller, or les expériences précédantes ne sont capables de détecter que certains types de neutrinos (par exemple elles ne détectent pas les ut). Donc l'oscillation des neutrinos pourrait permettre d'expliquer ce déficit apparent. Reste donc à déterminer si les neutrinos sont massifs ou non.
- Une autre explication est possible: nos modèles décrivants le fonctionnement du soleil sont erronées.

Les expériences tentant de détecter les oscillations des neutrinos

Le but de ces expériences est de mettre en évidence l'oscillation des neutrinos. S'il advenait que l'une d 'elle obtienne des résultats positif cela prouverait que les neutrinos sont massifs et expliquerait le déficit en neutrinos solaires.

Ces expériences se divisent en deux catégories distinctes. Les expériences auprès des centrales nucléaires et celles auprès des accélérateurs de particules.


Les expériences auprès des réacteurs nucléaires

Nous étudierons pour illustrer cette catégorie le cas de l'expérience Chooz.

Celle-ci a lieu dans les Ardennes (en France), près de la centrale de Chooz, à 100 mètres sous terre, dans un ancien tunnel désaffecté.

Les centrales nucléaires émettent des anti-neutrinos de type électronique ue et Chooz qui se place à 1 km de la centrale, tout en s'isolant le plus possible de la radioactivité naturelle et des rayons cosmiques, tente de voir si elle détecte moins de neutrinos que prévu. Si c'est le cas, étant donné que l'on sait très bien comment fonctionne le cœur de la centrale et donc prédire le nombre de neutrinos que l'on devrait détecter, on peut dire que probablement il y a eu oscillation, c'est à dire que certains anti-ue, durant leur trajet de 1km depuis la centrale jusqu'au détecteur, se sont transformés en anti-um ou en anti-ut.

Le détecteur est composé de 300 litres de scintillateur liquide dopé au gadolinium. L'anti-ue réagit avec un proton et donne un neutron et un anti-électron (ou positron e+).



Le positron s'annihile avec un électron et donne ainsi deux photons g. Le neutron est absorbé par du Gadolinium et Chooz détecte les photons g crée lors de cette absorption grâce à des photomultiplicateurs.

Toutes les expériences essayant de détecter les oscillations de neutrinos issus de centrales nucléaires (Bugey, Chooz...) utilisent en fait le même principe que l'experience de Reines et Cowan en 1956, mais avec des montages plus performants ou des techniques de détection plus efficaces.

Les expériences auprès des accélérateurs de particules

Nous étudierons pour illustrer cette catégorie le cas de l'expérience NOMAD.

L'experience NOMAD (Neutrino Oscillation Magnetic Detector) à lieu au CERN en suisse.

Le but de NOMAD est d'observer l'apparition de ut dans un faisceau de um. Si tel est le cas, le résultat obtenu permettra d'affirmer que les neutrinos sont massifs avec tout ce que cela implique. De plus il s'agira là de la première mise en évidence directe du ut (l'existence du ut est pour le moment prouvée de façon indirecte par l'énergie qui manque dans les processus où intervient son lepton associé, le tau).

Si aucun ut n'est observé, NOMAD repoussera les limites de la recherche sur les oscillations comme l'ont fait de nombreuses expériences ces dernières années.

Le faisceau de neutrinos est produit à partir de protons de 450 GeV extraits du synchrotron du CERN (SPS). Les protons interagissent dans une cible de béryllium et produisent des hadrons pions ou kaons qui se désintègrent essentiellement en muon et um. A la position de NOMAD, 940m plus loin, le faisceau est constitué de um à 93,9% (27 GeV d'énergie moyenne), d'anti-um (5,3%) d'une petite contribution de ue (0,7%) et d'anti-ue (0,2%). Les ut y sont pratiquement absents (proportion calculée de 10E-7). L'observation éventuelle d'interactions de ut dans le détecteur signerait donc forcément une oscillation.

Les neutrinos interagissent, 1 km après la cible qui les à produits, avec les détecteurs NOMAD. On cherche alors a bien reconnaître l'interaction pour dire si c'est un ut ou un autre type de neutrinos qui a interagit.

Si l'on peut reconnaître une interaction comme:



Alors on saura que le um à oscillé en ut.

En fait la preuve est statistique car le faisceau de um est contaminé dés le départ en ut, il faudra donc observer plusieurs interactions de ut pour être certains de la présence d'oscillations.

La grande différence avec les expériences comme Chooz, c'est que l'on voit tout: aussi bien le neutrino qui n'aura pas oscillé que celui résultant de l'oscillation.

Résultats:

Le faisceau de neutrino du CERN fonctionne depuis avril 1994. Durant 1994 le détecteur a commencé à être installé et testé. En 1995, le détecteur était complet au mois d'août et environ 300 000 interactions de um ont été enregistrées. NOMAD devrait prendre des données au rythme de 500 000 interactions par an en 1996 et 1997.

Cependant l'analyse des résultats et leur interprétation prendra du temps, en effet on ne peut raisonnablement s'attendre à observer au plus que quelques ut pendant toute la durée de l'experience parmi les millions de um observés (rien ne prouve d'ailleurs que l'on va en observer ).

On s'aperçoit finalement que malgré les investissements (aussi bien au niveau humain qu'au niveau économique) réalisés pour essayer de mieux cerner cette particule énigmatique qu'est le neutrino cette dernière reste toujours aussi mystérieuse.

La principale énigme des neutrinos est leur masse qui ne peut toujours pas être précisée si tenté qu'elle n'est pas nulle. Pourtant la détermination de cette masse pourrait résoudre de nombreux problèmes:

Il y a tout d'abord le problème de la matière noire dans l'univers: Depuis plus de 20 ans, un phénomène intrigue les astrophysiciens. Les mesures de la vitesse de rotation des étoiles dans les galaxies ont donne des résultats inattendus. Les étoiles à la périphérie des galaxies tournent plus vite que prévu. On mit parfois en doute la loi de la gravitation, on tenta d'inventer une hypothétique cinquième force... rien ne parvint a expliquer simplement cette vitesse trop élevée. Une autre explication est qu'il existe de la matière invisible, ou matière noire, orbitant autour et dans les galaxies et que l'on ne détecte qu'à travers ses effets gravitationnels. Si le neutrino était massif, il serait un bon candidat a la matière noire, car il remplit l'univers a raison de 330 neutrinos par cm3. En effet si la masse moyenne des neutrinos était de 10 eV alors la densité de l'univers atteindrait juste la densité critique pour laquelle l'expansion de l'univers est infinie dans le temps mais tend vers une vitesse nulle.

Il y a ensuite le problème du déficit des neutrinos solaires: Le déficit en neutrinos solaires est maintenant un fait établit, si les neutrinos sont massifs leur oscillation peut expliquer déficit, si par contre il s'avère que les neutrinos ne sont pas massifs il faudra certainement revoir toutes nos théories qui expliquent le fonctionnement du soleil. Les enjeux sont donc considérables.


Les neutrinos et plus exactement la physique des neutrinos pourrait également résoudre le problème posé par les rayons cosmiques de très haute énergie:

Depuis une trentaine d'années, un phénomène, dont la source est encore inconnue et que l'on nomme les rayons cosmiques, garde son mystère. Les rayons cosmiques de grande énergie sont des particules venues de l'univers et qui créent une immense gerbe de particules (pions, kaons, muons, électrons, neutrinos, photons...) en percutant notre atmosphère. Certains des rayons cosmiques détectés ont plus d'énergie qu'une balle de tennis au service, soit environ une dizaine de Joules, c'est à dire 10E20 eV. Cela fait beaucoup pour une seule particule. Si la particule devenait une balle de tennis, elle aurait alors une énergie de 10E46 eV, soit 10E27 Joules, c'est à dire 10 fois l'énergie que rayonne le soleil tout entier a chaque seconde. A l'heure actuelle, aucun phénomène cosmique connu n'est capable d'accélérer des particules jusqu'à de telles énergies. Certains physiciens pensent que ces particules de très haute énergie pourraient être des neutrinos. Mais de ou viennent-elles et comment font-elles pour avoir une telle énergie ? Mystère.

Enfin il faut noter qu'a coté de la physique du neutrino qui consiste à mesurer les paramètres essentiels encore inconnus, il est apparu une nouvelle branche de la physique: " l'astronomie neutrino ".

Après le développement spectaculaire de la radio astronomie, les neutrinos qui nous parviennent du cœur des étoiles, sont des nouveaux témoins de la structure de notre univers. Voir le ciel à l'aide des neutrinos veut donc dire avoir accès à des informations fondamentales et supplémentaires sur le destin et la formation de notre univers.

En définitive, la physique des neutrinos est devenue en 50 ans une branche majeure de la physique des particules mais son rayonnement est tel que de nombreux domaines de la physique (telle l'astronomie) subissent son influence.