Neutrino - Définition

Caractéristiques physiques

Les neutrinos sont des particules élémentaires appartenant aux leptons (fermions de spin ½). Il en existe donc trois saveurs, une pour chaque famille de leptons :

• 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.

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.

Section efficace d'interaction

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.

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, un seul va interagir avec les atomes constituant la terre. Il faudrait une épaisseur d’une année-lumière de plomb pour arrêter la moitié des neutrinos de passage.

Les détecteurs de neutrinos contiennent donc typiquement des centaines de tonnes d’un matériau et sont 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.

Masse

Dans le modèle standard minimal, les neutrinos n’ont pas de masse. Mais des expériences récentes, notamment celle de Super-Kamiokande en 1998 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.

La masse des neutrinos est très faible, le plus lourd aurait une masse inférieure à 0,23 eV/c² d’après les contraintes cosmologiques apportées par le satellite WMAP et les modèles cosmologiques actuels, combinées aux résultats des expériences d’oscillations.

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.

Naissance

D’après les connaissances actuelles, les premiers neutrinos seraient apparus 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. 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.