mise à jour le 27 Octobre 2006

 

     

CONFÉRENCE SUR
"L'UNIVERS DES NEUTRINOS"

Par Thierry LASSERRE du CEA Gif s/Yvette  groupe APC

Organisée par la SAF

À l'Institut Océanographique  195 rue St Jacques, Paris

 

Le Mercredi 25 Octobre 2006 à 20H30

 

 

Photos : JPM pour l'ambiance. (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement)

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur qui est disponible aussi sur ma liaison ftp (attention 30MB).

La présentation PPT complète est en principe sur le site de la SAF quelques jours après

 

 

BREF COMPTE RENDU

 

 

 

 

 

Thierry Lasserre est un jeune chercheur du CEA qui fait partie du DAPNIA (laboratoire de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers) et du groupe APC (Astroparticules  et Cosmologie) nouvellement crée et dont nous avons relaté ici le baptême à la BnF.

 

Il nous parle ce soir de cet animal exotique qu'est le neutrino.

 

Le neutrino est une particule élémentaire de spin ½ c'est donc un fermion ; il appartient à la famille des leptons (particules légères) c'est à dire qu'il n'est sensible qu'à l'interaction faible (cause de la désintégration bêta) et à la gravitation; et aux dernières nouvelles il serait de masse non nulle.

Son interaction avec la matière est TRÈS FAIBLE, les neutrinos traversent tout en étant très peu freinés.

Il faudrait une épaisseur de Plomb de une année lumière pour arrêter la moitié des neutrinos!!!!!

 

 

 

Signalons qu'il existe aussi trois sortes de neutrinos, chacune ayant une saveur (flavor en anglais) différente : les neutrinos basés sur l'électron, le muon et le tau, ces deux dernières particules étant plus lourdes que l'électron.

 

 

 

LA DÉCOUVERTE DU NEUTRINO.

 

L'orateur nous convie à un voyage au cœur de la matière en nous donnant des échelles de distances pour comprendre la relativité des choses. Quelques valeurs :

 

 

 

L'Univers	La galaxie	Le syst. solaire	Notre Terre	L'Homme	molécules d'ADN	L'atome	noyau de l'atome	Les quarks
1026 m	1021 m	1013 m	107 m	100 m	10-8 m	10-10 m	10-14 m	10-15 m

 

 

 

Les neutrinos sont liés à la radioactivité et en particulier à la radioactivité bêta.

(voir ce film de 3 minutes sur la radioactivité par le cité des sciences pour vous remémorer ce phénomène)

 

La radioactivité bêta posait un problème, un électron était éjecté du noyau avec une énergie variable ce qui semblait prouver qu'une certaine quantité d'énergie était émise (conservation de l'énergie, une grande loi de la physique) mais non détectée.

 

 

Un noyau (A,Z) se transforme en un noyau (A,Z+1) avec émission d'un électron, mais on ne trouvait pas de trace d'une autre particule.

 

Le problème semblait si insoluble que certains physiciens imaginèrent même que l'énergie pouvait n'être conservée qu'en moyenne et non dans chaque phénomène physique (Bohr se trompe).

 

 

 

 

C'est Wolfgang Pauli, célèbre physicien Autrichien, qui en 1930 émit l'hypothèse qu'une particule neutre devait être émise en même temps que l'électron. Cette particule, il l'appelle d'abord….neutron, mais quelques temps plus tard James Chadwick découvre la particule neutre qui compose le noyau, et qu'il va appeler neutron, alors cette nouvelle particule non encore détectée est baptisée par Enrico Fermi neutrino (petit neutre).

C'est d'ailleurs Fermi qui élabore la théorie de la désintégration bêta qui est le résultat de la transformation d'un neutron en un proton (ou d'un proton en un neutron pour la bêta moins).

 

 

La question se pose alors de la détection de telles particules insaisissables, peut on vraiment les détecter?

 

En effet à l'époque on calcule la section efficace (probabilité de rencontre) des neutrinos : une année lumière de plomb (soit approx 10.000 milliards de km!), comment va t on faire; il faudrait une quantité énorme de neutrinos pour en faire interagir un seul.

 

C'est en 1956 que Reines et Cowan montèrent une expérience pour détecter des neutrinos, c'est l'époque des premiers réacteurs nucléaires et nos deux physiciens pensèrent qu'un important débit de neutrinos devait être produits à l'occasion de ces réactions nucléaires (désintégration bêta qui suit tout le processus de désintégration et qui émet des neutrinos, en fait des anti neutrinos).

 

(voir dessin © IN2P3)

 

Ces anti neutrinos vont (très faiblement) interagir avec des protons pour donner naissance à des neutrons qui eux vont interagir avec les atomes de Cd du chlorure de Cadmium ajouté par nos expérimentateurs, le Cd est un grand absorbeur de n et devient radioactif en émettant des gamma qui vont être détectés.

 

 

 

 

Le labo IN2P3 propose aussi une animation de la réaction obtenue dans le réacteur de Savannah River.

 

 

L'expérience est un succès, on détecte 4 neutrinos par heure quand le réacteur est en fonctionnement et seulement un à l'arrêt.

 

 

 

LE NEUTRINO ET LE MODÈLE STANDARD.

 

Le modèle standard de la physique des particules (en abrégé "modèle standard") est la théorie actuelle qui permet d'expliquer tous les phénomènes observables à l'échelle des particules.

 

On va s'apercevoir peu à peu qu'il existe plusieurs types de neutrinos.

Les faisceaux de neutrinos permettent en 1963 la détection d'un deuxième type de neutrinos, celui associé au méson mu, on dira qu'il existe une deuxième "saveur" au neutrino.

Plus tard en 2000 au Fermilab, on trouvera le troisième type le neutrino associé au méson tau.

 

 

	Voilà comment se placent les particules de matière (et d'anti matière) définies dans le modèle standard. Le neutrino n'est sensible qu'à l'interaction faible et à la gravitation.
	Là ce sont les 4 interactions principales de la physique actuelle. Ces forces interagissent par l'intermédiaire d'un vecteur de force, qui est pour la force électromagnétique le photon bien connu.

 

 

 

 

LES SOURCES DE NEUTRINOS.

 

Tableau des différentes sources de neutrinos ainsi que l'ordre de grandeur de leur énergie et les distances mises en jeu.

 

LES RÉACTEURS NUCLÉAIRES E < 10 MeV   10 à 106 m	LE SOLEIL E < 20 MeV   1,5 1011 m
LES ACCÉLÉRATEURS E ~GeV    10 à 105 m	LES SUPER NOVA E < 50 MeV   1,5 1021 m (pour la SN1987)
LA TERRE (CROÛTE) E < 3 MeV   105 m	ACCÉLÉRATEURS ASTRO E ~TeV    redshift z=5
ATMOSPHÈRE E ~GeV   104 à 107 m	LE BIG BANG E = 0.0004 eV  Ils sont partout

 

 

Sans oublier notre propre corps qui à cause des différentes expériences nucléaires contient 20mg de Potassium 40 (K40) ce qui nous permet d'émettre de l'ordre de 340 millions de neutrinos par jour.

 

 

 

 

L'ÉNIGME DES NEUTRINOS SOLAIRES.

 

Tout le monde le sait, le Soleil est une boule de gaz qui transforme l'Hydrogène en Hélium (la fusion).

 

Il se produit de nombreuses réactions chimiques dont la résultante peut s'écrire comme suit :

 

   + énergie

 

Ces équations étant parfaitement connues, le nombre de neutrinos émis (leur flux) est connu, mais l'énigme est que l'on détecte bien moins que ce qui est prédit par la théorie.

 

Depuis plus de trente ans, les physiciens détectent moins de neutrinos solaires sur terre que le nombre prédit par les modèles du Soleil qui estiment l'émission de ces neutrinos dans la région nucléaire centrale.

Ce désaccord constitue l'énigme des neutrinos solaires, une des plus grandes énigmes de la Physique Moderne

 

 

 

 

 

Les premières expériences ont lieu à Homestake, mine d'or du Dakota du Sud, on trouve un tiers des neutrinos seulement.

Puis c'est l'expérience Gallex à partir de 1991, qui se déroule sous la montagne du Grand Sasso entre la France et l'Italie et qui confirme le déficit des neutrinos.

 

Et c'est la fameuse expérience du Kamiokande et super Kamiokande au Japon, elle consiste en une immense cuve de 40m de diamètre et remplie d'eau, elle est située au fond d'une mine sous une montagne près du village de Kamioka d'où son nom, le NDE à la fin signifiant Neutrino Detection Experiment. Sa situation la protège des rayons cosmiques, principalement des muons.

50.000 tonnes d'eau et les parois recouvertes de plus de 10.000 détecteurs type PM (Photo Multiplicateurs).

 

Elle met en jeu l'effet Tcherenkov (ou Cerenkov) dans l'eau : dans l'eau la vitesse de la lumière est plus faible que c car divisée par l'indice de réfraction, mais les électrons frappés par les neutrinos vont à une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière (dans l'eau) émettant alors une lumière bleue, un peu comme le bang d'un avion passant le mur du son.

(photo © Kamioka Observatory / ICRR (Institute for Cosmic Ray Research) / The University of Tokyo)

 

Cette expérience permet contrairement aux autres de détecter deux types de neutrinos les mu et les électroniques et met aussi en évidence la carence de neutrinos solaires.

 

 

 

Plus récemment les expériences SNO (Sudburry Neutrino Observatory) située à 2 kilomètres sous terre, dans une mine de nickel du Canada, est entrée en action. SNO ressemble à Super Kamiokande, la différence : l'eau ordinaire (H2O) est remplacée par de l'eau lourde (D2O). Le détecteur contient 1000 tonnes de D2O contenues dans une immense sphère d'acrylique de 12 mètres de diamètre.

 

 

(photo SNO)

 

On détecte de l'ordre de 1 neutrino par heure!

On met au jour le neutrino tauique.

 

Ceci met les scientifiques sur la voie de la solution :

 

 

 

Les neutrinos produits par les réactions nucléaires au cœur du Soleil sont du type électronique; ils se transforment au fil de leur voyage vers la Terre, et à leur arrivée, ils ont à la fois la forme des neutrinos électroniques et des deux autres types.

Ils changent ainsi de saveur.

 

C'est ce qu'on appelle l'oscillation des neutrinos solaires.

 

 

 

Toute cette théorie est confirmée par les nouvelles expériences de KamLAND et BOREXINO.

 

 

 

LES NEUTRINOS ATMOSPHÉRIQUES.

 

Les rayons cosmiques (principalement des protons) en pénétrant l'atmosphère terrestre interagissent et donnent naissance à des neutrinos muoniques et électroniques; il y a généralement deux fois plus du type n_m que du type _ne.

 

p + N (azote) à pions (p)