Fond cosmologique de neutrinos
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2008-04-23T00:18:44Z
Alain r
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/* Propriétés */
Le '''fond cosmologique de neutrinos''' représente l'ensemble des [[neutrino]]s qui ont été produits lors du [[Big Bang]]. Ils représentent en nombre et en énergie totale la très grande majeure partie des neutrinos de tout l'univers. L'énergie individuelle des neutrinos cosmologique est par contre très faible. Elle est du même ordre que celle des [[photon]]s du [[fond diffus cosmologique]], soit environ 0,2 milli[[électron-volt]] si leur masse est nulle. La détection du fond diffus cosmologique s'avère donc effroyablement difficile : il n'existe pas de moyen efficace permettant de faire intéragir des neutrinos aussi peu énergétiques avec un type de détecteur connu<ref>Voir par exemple {{en}} [[Leo Stodolsky]], ''Some neutrino events of the 21st century'', in ''Neutrino astrophysics'', comptes rendus du quatrième atelier SFB-375, [[château de Ringberg]], [[Allemagne]], 20-24 octobre [[1997]], page 178-181, astro-ph/9801320 [http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/9801320 Voir en ligne].</ref>.
== Propriétés ==
Le fond cosmologique de neutrinos représente les neutrinos formés lors du Big Bang. Aux tous premiers instants de l'histoire de l'univers, ceux-ci étaient en [[équilibre thermique]] avec la matière et le [[rayonnement électromagnétique|rayonnement]] environnant. La distribution d'énergie de ces neutrinos était donc celle d'un [[corps noir]], de [[température]] identique à celle du rayonnement. Alors que l'expansion de l'univers se poursuit, la température du rayonnement et des neutrinos baisse de concert. Vient l'époque où la température et la densité des neutrinos deviennent trop faibles pour que ceux-ci continuent à intéragir avec le reste de l'univers. Cette époque est appelée [[découplage des neutrinos]], et s'est produite alors que la température était de l'ordre de 1 [[MeV|mégaélectronvolt]] (10 milliards de degrés). Peu après, lors que la température descend en dessous de 0,5 MeV, l'équilibre qui existait entre [[électron]]s et [[positron]]s est rompu, et toutes les paires électrons-antiélectron disponibles s'annihilent. C'est l'[[annihilation électrons-positrons]]. Cette annihilation se fait presque exclusivement par production de [[photon]]s<ref>Dans environ un pourcent des cas, elle se fait par création d'une paire neutrino-antineutrino, voir Robert E. Lopez, [[Scott Dodelson]], Andrew Heckler, [[Michael S. Turner]], ''Precision Detection of the Cosmic Neutrino Background'', ''[[Physical Review Letters]]'' '''82''', 3952 ([[1999]]), astro-ph/9803095 [http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/9803095 Voir en ligne].</ref>. De l'énergie est donc injectée par ce processus dans le rayonnement et non dans les neutrinos. Ainsi, ceux-ci voient leur température non affectée par ces annihilations, alors que celle du rayonnement est augmentée d'un facteur que l'on sait calculer<ref>Ce calcul classique résulte du fait que l'[[expansion de l'univers]] se fait à [[entropie]] constante. Voir [[Annihilation électrons-positrons]] pour plus de détails.</ref>, <math>\left(\frac{11}{4}\right)^\frac{1}{3}</math>. Ainsi, la température du fond diffus cosmologique qui est aujourd'hui mesurée à 2,726 [[kelvin|K]], implique que la température actuelle du fond cosmologique de neutrinos est environ 0,7138 fois plus faible, soit de l'ordre de 1,95 kelvins. Cette estimation reste cependant inexacte si les neutrinos on une masse, auquel cas le concept de température n'est plus approprié, mais doit être remplacé par celui de [[densité d'énergie]] (voir [[Fond cosmologique de neutrinos#Neutrinos cosmologiques et matière noire|Neutrinos cosmologiques et matière noire]] ci-dessous).
En terme de densité d'énergie, le fond cosmologique de neutrinos contribue <math>\frac{7}{8}\left(\frac{4}{11}\right)^\frac{4}{3}\sim 0,\!6813</math> fois moins que les photons à la densité totale de l'[[univers primordial]]<ref>Voir encore [[Annihilation électrons-positrons]] pour les détails.</ref>. Ce facteur est néanmoins largement suffisant pour leur faire jouer un rôle mesurable dans la [[nucléosynthèse primordiale]].
Les neutrinos cosmologiques étant émis plus tôt que les photons du [[fond diffus cosmologique]], ils proviennent d'une région très légèrement plus éloignée que ces photons. Pour les photons du fond diffus cosmologique, la région d'émission vue depuis la [[Terre]] est appelée [[surface de dernière diffusion]], pour les neutrinos cosmologique, on parle plus généralement de [[neutrinosphère]].
== Neutrinos cosmologiques et nucléosynthèse primordiale ==
Le fond cosmologique de neutrinos exerce cependant une influence majeure sur l'[[expansion de l'univers]] dans les premiers milliers d'années qui suivent le Big Bang. En particulier, il détermine le [[taux d'expansion]] de l'univers lors de la [[nucléosynthèse primordiale]] et par suite joue un rôle dans l'[[abondance des éléments légers]] observée aujourd'hui. Ce type d'étude a ainsi permis de montrer qu'il existait trois familles de neutrinos, en anticipation des résultats plus directs obtenus au début des [[années 1990]] au collisionneur [[Large Electron Positron|LEP]] du [[CERN]].
== Neutrinos cosmologiques et matière noire ==
Le fond cosmologique de neutrinos a un temps été considéré comme étant la source de la [[matière noire]] : si les neutrinos possèdent une masse faible mais non nulle, alors leur grand nombre pourrait leur donner une masse totale suffisante pour jouer le rôle de matière noire. Cette hypothèse séduisante jusqu'au début des [[années 1990]], a par la suite été abandonnée quand les observations ont révélé que la matière noire devait nécessairement être « froide », c'est-à-dire non relativiste, depuis très longtemps (voir [[Formation des grandes structures]]). Or les neutrinos, pour rendre compte de la matière noire, devaient avoir une masse de l'ordre que quelques dizaines d'électronvolts, trop faible pour leur assurer d'avoir été non relativiste suffisamment tôt dans l'histoire de l'univers. Il demeure possible que les neutrinos aient une masse suffisante pour contribuer légèrement à la matière noire. Le [[modèle standard de la cosmologie]] met cependant désormais des contraintes très fortes sur la masse totale des neutrinos par cette méthode : la masse totale des trois type de neutrinos connus est ainsi contrainte (2006) à être inférieure à 0,68 électronvolt <ref>Voir [[David N. Spergel]] ''et al.'', ''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe ([[WMAP]]) Three Year Results: Implications for Cosmology'', à paraître dans ''[[Astrophysical Journal]]'', astro-ph/0603449 [http://fr.arxiv.org/abs/astro-ph/0603449 Voir en ligne], en particulier paragraphe 7.2, page 47 et suivantes.</ref>.
== Détection directe du fond cosmologique de neutrinos ==
La détection directe du fond diffus cosmologique de neutrinos représente un défi technologique quasi-insurmontable du fait de l'extrême faiblesse des interactions entre neutrinos et matière ordinaire. Parmi les méthodes réalistes envisagées, la plus prometteuse, quoique encore indirecte fait utilisation des [[rayon cosmique de ultra haute énergie|rayons cosmiques de ultra haute énergie]] (UHECR). Si une particule UHECR est un neutrino suffisamment énergétique (plus de 10{{exp|21}} électronvolts, soit une énergie macroscopique de l'ordre de l'[[énergie cinétique]] d'une [[Tennis#Les balles|balle de tennis]] propulsée à 200 [[kilomètre|km]]/[[heure (temps)|h]] !), alors il est possible qu'elle intéragisse avec un neutrino cosmologique pour former un [[boson Z]]. Celui-ci, instable et d'une durée de vie très courte, se désintègrera rapidement sous la forme d'une gerbe de [[particule élémentaire|particules élémentaires]] dont la composition résultera de la nature du boson Z initial. Cette gerbe de particule pourra alors être détectée sur [[Terre]] dans la haute [[Atmosphère (Terre)|atmosphère]] par les détecteurs d'UHECR tels que l'[[observatoire Pierre Auger]]. Les calculs indiquent que si l'intéraction initiale entre l'UHECR et le neutrino cosmologique se produit à moins de 50 [[mégaparsec]]s de la Terre, alors la gerbe résultante, qui poursuivra sa route le long de la trajectoire initiale de l'UHECR, n'aura pas le temps de s'étaler sur une zone suffisamment large pour échapper aux détecteurs terrestres<ref>Voir [[Thomas J. Weiler]], ''Cosmic Ray Neutrino Annihilation on Relic Neutrinos Revisited: A Mechanism for Generating Air Showers above the Greisen-Zatsepin-Kuzmin Cut-off'', ''[[Astroparticle Physics]]'' '''11''', 303 ([[1998]]), hep-ph/9710431 [http://fr.arxiv.org/abs/hep-ph/9710431 Voir en ligne].</ref>.
== Voir aussi ==
* [[Neutrino]]
* [[Découplage des neutrinos]]
* [[Annihilation électrons-positrons]]
* [[Nucléosynthèse primordiale]]
* [[Fond diffus cosmologique]]
* [[Formation des grandes structures]]
* [[Matière noire]]
* [[Modèle standard de la cosmologie]]
== Références ==
* Voir [[Ouvrages spécialisés sur la cosmologie]]
== Notes ==
<references/>
{{portail cosmologie}}
[[Catégorie:Cosmologie]]
[[Catégorie:Contenu matériel de l'univers]]
[[en:Cosmic neutrino background]]
[[es:Fondo cósmico de neutrinos]]
[[fi:Kosminen neutriinotausta]]