Neutrino
1722366
31709317
2008-07-19T16:33:03Z
92.104.211.74
/* Détecteurs de neutrinos */
{{Particule |
nom=Neutrinos |
classification=[[Lepton]]s |
composition=''élémentaires'' |
masse=
• ν<sub>''e''</sub> : < 2,5 [[Électron-volt|eV]].[[Vitesse de la lumière|c]]{{exp|-2}}<br />
• ν<sub>μ</sub> : < 170 keV.c{{exp|-2}}<br />
• ν<sub>τ</sub> : < 18 [[Électron-volt|MeV]].c{{exp|-2}} |
charge_électrique=0 |
spin=½ |
durée_vie=''Stable''
}}
Le '''neutrino''' est une [[particule élémentaire]] du [[modèle standard (physique)|modèle standard]] de la [[physique des particules]].
C'est un [[fermion]] de [[spin]] ½.
Longtemps sa masse fut supposée nulle. Toutefois, des expériences récentes ([[Super-Kamiokande]]) ont montré que celle-ci, bien que très petite, est différente de zéro.
L'existence du neutrino a été postulée pour la première fois par [[Wolfgang Pauli]] pour expliquer le [[spectre électromagnétique|spectre]] continu de la [[désintégration bêta]] ainsi que l'apparente [[loi de conservation|non-conservation]] du [[Moment angulaire|moment cinétique]].
==Histoire==
En [[1930]], confronté au problème du [[spectre]] en énergie de la [[désintégration]] <math>\beta</math>,
[[Pauli]] invente le neutrino pour satisfaire le principe de conservation de l'énergie.
[[Fermi]] lui donne le nom de neutrino en 1933 en l'incorporant dans sa théorie
de l'interaction faible. Le neutrino est découvert en [[1956]], (en fait <math>\overline{\nu_e}</math>)
par [[Frederick Reines]] et [[Clyde Cowan]] auprès d'un réacteur nucléaire. En 1962 le <math>\nu_{\mu}</math> est découvert
à Brookhaven. En 1990, le LEP, au [[CERN]], démontre qu'il n'y a que trois familles de neutrinos.
Le neutrino <math>\tau</math> <math>\nu_{\tau}</math> est découvert en 2000 dans l'expérience DONUT.
== Caractéristiques physiques ==
Les neutrinos sont des particules élémentaires appartenant aux leptons
(fermions de spin ½ dénués de couleur, regroupés en 3 familles (saveurs)).
Il existe trois genres, ou ''saveurs'' de neutrinos :
* le neutrino électronique ou neutrino-[[électron]] <math>\nu_e</math>,
* le neutrino muonique ou neutrino-[[muon]] <math>\nu_{\mu}</math>,
* le neutrino tauique ou neutrino-[[tauon|tau]] <math>\nu_{\tau}</math>.
Ils sont appelés d'après le [[lepton]] qui leur est associé dans le [[modèle standard (physique)|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.
Dans le [[modèle standard minimal]], les neutrinos n'ont pas de masse. Or l'expérience SuperKamiokande en 1998 a apporté la preuve que les neutrinos sont massifs
par la mise en évidence du mécanisme d'oscillation.
La masse des neutrinos est très faible, le plus lourd aurait une masse inférieure à {{unité|0,23|eV}}(/c²)
d'après les résultats du satellite WMAP avec les modèles cosmologiques actuels combinés aux résultats
des expériences d'oscillations.
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 <math>10^{-14}/10^{-2}/1</math>.
Sur 10 milliards de neutrinos de 1 Mev qui traversent la Terre, seul un va interagir.
Il faudrait une épaisseur d'une [[année-lumière]] de [[plomb]] pour arrêter la moitié des neutrinos qui la traversent.
Les détecteurs de neutrinos contiennent donc typiquement des centaines de tonnes d'un matériau 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 (10<sup><small>14</small></sup>grammes/cm³) pour que les neutrinos produits puissent être retenus un bref moment.
Des expériences récentes, notamment celle de [[Super-Kamiokande]] en 1998 (qui reçut le [[prix Nobel de physique]] 2002 à cette occasion) 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]].
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 [[gravitation]]nelle qu'elle exerce sur la matière visible comme les [[étoile]]s et les [[galaxie]]s,
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.
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 leur chemin. Théoriquement, ils forment aujourd'hui un fond de [[rayonnement cosmique]] de température égale à 1,9 [[kelvin]] (-271,2 degrés Celsius). 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 [[supernova]]e.
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 [[proton]]s et les [[électron]]s se combinent dans le noyau pour former des [[neutron]]s.
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.
== Détecteurs de neutrinos ==
Il y a plusieurs types de détecteurs de neutrinos.
Chacun est composé d'une grande quantité de matériel situé dans une caverne souterraine conçue pour la protéger du [[rayon cosmique|rayonnement cosmique]].
* Les détecteurs au chlore furent les premiers employés et se composent d'un réservoir rempli de [[tétrachlorure de carbone]] (CCl{{ind|4}}). Dans ces détecteurs, un neutrino convertit un [[atome]] de [[chlore]] en un atome d'[[argon]]. Le fluide doit être purgé périodiquement avec du gaz [[hélium]] qui enlève l'argon. L'hélium doit alors être refroidi pour le séparer de l'argon. Ces détecteurs avaient le désavantage majeur qu'il leur était impossible de déterminer la direction du neutrino entrant. C'était le détecteur au chlore de [[Expérience Homestake|Homestake]], dans le [[Dakota du Sud]], contenant 520 tonnes de liquide, qui détecta la première fois le déficit des neutrinos provenant du [[Soleil]] et qui conduisit au [[problème des neutrinos solaires]].
* Les détecteurs au gallium sont semblables aux détecteurs au chlore mais sont plus sensibles aux neutrinos de faible énergie. Dans ces détecteurs, un neutrino convertit le [[gallium]] en [[germanium]] qui peut alors être détecté chimiquement. De nouveau, ce type de détecteur ne fournit aucune information sur la direction du neutrino.
* Les détecteurs à eau ordinaire, tels que Super-Kamiokande, contiennent un grand réservoir d'eau pure entouré par des détecteurs très sensibles à la lumière, des tubes photomultiplicateurs. Dans ces détecteurs, un neutrino transfère son énergie à un [[lepton]] qui se déplace alors plus rapidement que la [[lumière]] dans ce milieu, mais plus lentement que la lumière dans le vide, comme le prévoit la [[théorie de la relativité]]. Ceci produit une « [[onde de choc]] optique » connue sous le nom de [[effet Tcherenkov|rayonnement Cherenkov]] qui peut être détectée par les tubes photomultiplicateurs. Les avantages de ce détecteur sont de détecter la direction du neutrino, sa saveur et son énergie. Il permet également d'avoir un détecteur très volumique pour un coup minime, permettant d'augmenter le nombre de neutrinos détectés. C'est ce type de détecteur qui a enregistré le « sursaut » de neutrinos de la supernova 1987a.
* Les détecteurs à [[eau lourde]] emploient trois types de réactions pour détecter les neutrinos : la même réaction que les détecteurs à eau légère, une réaction impliquant la collision d'un neutrino avec le neutron d'un noyau de deutérium, ce qui libère un électron, et une troisième réaction dans laquelle le neutrino casse un noyau de deutérium en proton et neutron sans lui-même changer de nature. Les résultats de ces réactions peuvent être détectés par des tubes photomultiplicateurs et des détecteurs de neutrons. Ce type de détecteur est en fonction dans l'[[observatoire de neutrinos de Sudbury]].
* Les détecteurs à liquide scintillant, tels ceux des expériences [[Double Chooz]] et [[Kamland]], permettent de détecter des neutrinos d'énergie de l'ordre du MeV. Ils sont en général pour cette raison utilisés pour détecter les neutrinos en provenance de centrales nucléaires. Le liquide scintillant permet de détecter très précisement l'énergie du neutrino, mais ne donne pas d'information quant à sa direction.
* Le détecteur à film photographique Opera, installé dans le tunnel du Gran Sasso en Italie, détecte les neutrinos émis par un faisceau généré au [[CERN]] par une technique originale : des couches photographiques sont alternées avec des feuilles de plomb, afin de détecter l'oscillation du neutrino muonique en neutrino tauique. Le développement des films photographiques permet de reconstruire la topologie de l'interaction, afin d'identifier le [[tauon|tau]] issu de l'interaction du neutrino tauique.
* Les détecteurs de double désintégration béta : ils permettent de détecter le spectre de la double désintégration béta avec émission de 2 neutrinos, afin de chercher l'existence d'une double désintégration beta sans émission de neutrinos, ce qui prouverait que le neutrino et l'anti-neutrino sont une seule et même particule (neutrino de Majorana, par opposition au neutrino classique, de Dirac). Ils sont de deux types : calorimétrique tels GERDA et CUORE, ils détectent seulement l'énergie totale de la double désintégration beta pour reconstruire fidèlement le spectre d'énergie; trajectographe-calorimètre pour l'expérience NEMO3 et le projet SuperNEMO, qui détectent le spectre en énergie et la trajectoire des deux électrons afin de rejeter le plus de bruit de fond possible.
== Expériences actuelles ==
En 2004, différentes expériences de physique des particules cherchent à améliorer les connaissances sur l'oscillation des neutrinos. Outre les neutrinos créés par les réactions nucléaires dans le Soleil et ceux venant de la désintégration beta dans les centrales nucléaires, les physiciens étudient également des neutrinos créés dans les [[accélérateur de particules|accélérateurs de particules]] (par exemple, l'expérience japonaise [[K2K]]). L'avantage de ce type d'expérience est de contrôler le flux et le moment où les particules sont envoyées. De plus, on connaît leur énergie et la distance qu'elles parcourent entre leur production et leur détection. On peut ainsi se placer aux extremums des [[oscillation du neutrino|oscillations]] où la mesure des paramètres d'oscillation est la plus précise.
== Les télescopes à neutrinos ==
Notre ciel a toujours été observé à l'aide des [[photons]] à des énergies très différentes allant des ondes radios aux rayons gamma. L'utilisation d'une autre particule pour observer le ciel permettrait d'ouvrir une nouvelle fenêtre sur l'Univers. Le neutrino est pour cela un parfait candidat :
* il est stable et ne risque pas de se désintégrer au cours de son parcours ;
* il est neutre et n'est donc pas dévié par les champs magnétiques. Il est donc possible de localiser approximativement la direction de sa source.
* il possède une très faible section efficace d'interaction et peut ainsi s'extirper des zones denses de l'univers comme les abords d'un [[trou noir]] ou le cœur des phénomènes cataclysmiques (il faut préciser que les [[photon]]s que nous observons des objets célestes ne nous proviennent que de la surface des objets et non pas du cœur).
* il n'interagit que par [[interaction faible]] et transporte ainsi des informations sur les phénomènes nucléaires des sources, contrairement au [[photon]] qui est issu de processus électromagnétiques.
Une nouvelle astronomie complémentaire est ainsi en train de se créer depuis une dizaine d'années.
Un des principes possibles pour un tel télescope est d'utiliser la Terre comme cible permettant d'arrêter les neutrinos astrophysiques. Lorsqu'un neutrino muonique traverse la Terre, il a une faible chance d'interagir et ainsi d'engendrer un [[muon]]. Ce [[muon]], s'il a une énergie au-delà d'une centaine de GeV, est aligné avec le neutrino et se propage sur une dizaine de kilomètres dans la Terre. S'il a été créé dans la croûte terrestre, il va pouvoir sortir de la Terre et se propager dans la mer où seraient installés les télescopes à neutrinos. Ce muon allant plus vite que la vitesse de la lumière dans l'eau, il engendre de la lumière [[effet Tcherenkov|Tcherenkov]], l'équivalent pour la lumière du bang supersonique. Il s'agit d'un cône de lumière bleutée.
Ce type de télescope à neutrinos est constitué d'un réseau tridimensionnel de détecteurs de photons (des [[photomultiplicateur]]s) qui permet de reconstruire le cône Tcherenkov, et donc la trajectoire du muon et du neutrino incident, et ainsi la position de la source dans le ciel. La résolution angulaire actuelle est de l'ordre du degré.
Ces télescopes à neutrinos sont déployés dans un grand volume d'eau liquide ou de glace pour que la lumière émise par le muon soit perceptible. Des dimensions de l'ordre du kilomètre cube pour avoir une sensibilité suffisante aux faibles flux cosmiques. Ils doivent être placés sous des kilomètres d'eau pour, d'une part, être dans l'obscurité absolue, et, d'autre part, pour avoir un blindage aux rayons cosmiques qui constituent le bruit de fond principal de l'expérience.
Les télescopes à neutrinos, ces immenses volumes situés aux fonds des eaux et regardant sous nos pieds, constituent une étape majeure dans le développement de l'astrophysique des particules et devrait permettre de nouvelles découvertes en astrophysique, cosmologie, matière noire et oscillations de neutrinos.
== Les neutrinos au-delà du Modèle Standard ==
Depuis que l'on sait que les neutrinos ont une masse, les théoriciens ont développé de nombreuses théories dites "au-delà" du Modèle Standard afin d'expliquer cette masse. Un des modèles les plus prometteurs est le modèle du "see-saw", ou "balançoire" en français. Dans ce modèle on introduit dans la théorie des neutrinos de [[chiralité]] droite (on étend donc le contenu en particules du Modèle Standard d'où l'appellation "au-delà") que l'on suppose très massifs (bien au-delà de l'échelle électrofaible). Cette dernière hypothèse est justifiée par le fait que l'on ne les ait jamais observés jusqu'à présent et par des considérations de symétrie. Ainsi, on arrive à expliquer la faible masse des neutrinos gauches, ceux que l'on observe jusqu'à présent. Il existe en effet un lien très fort entre la masse des neutrinos gauches et celle des neutrinos droits : elles sont inversement proportionnelles. Donc plus les neutrinos droits sont lourds, plus les neutrinos gauches sont légers.
Ce modèle repose sur le fait que l'on considère les neutrinos comme des particules de Majorana, fait qui sera infirmé ou confirmé dans les prochaines années par l'expérience NEMO étudiant la double désintégration β sans neutrino.
L'un des attraits de ce modèle est qu'il pourrait permettre d'expliquer l'asymétrie (plutôt dire dissymétrie puisqu'on parle de "[[brisure de symétrie]]", selon le langage de [[Prigogine]]) matière/antimatière de notre Univers. En effet, on se demande toujours pourquoi l'Univers contient (plutôt) de la matière, sans (presque aucune) antimatière. Des processus issus de la désintégration des neutrinos droits dans des périodes où l'Univers était très jeune permettent de comprendre ce phénomène. Les processus impliqués sont appelés la leptogénèse et la [[baryogénèse]].
(Géométrie non-commutative et grande unification : La géométrie non-commutative, dans le formalisme d'Alain Connes, permet de reformuler également de façon élégante la plupart des théories de jauge avec brisure spontanée de symétrie. Dans cette optique, R. Wulkenhaar s'est intéressé au modèle 141#141 de grande unification et a obtenu ainsi de manière naturelle le lagrangien de Yang-Mills couplé au secteur des Higgs. Ce modèle, où tous les fermions font partie d'une même représentation irréductible contient obligatoirement des neutrinos massifs. Une contrainte naturelle, provenant du formalisme utilisant la géométrie non-commutative, permet de fournir une prédiction pour la masse de ces particules).
===Confusion courante===
On entend parfois que les neutrinos se déplaceraient dans certains milieux ''plus vite que la lumière''. Cette phrase ne doit en aucun cas être interprétée comme une violation de la [[relativité restreinte]], qui interdit de dépasser la [[vitesse de la lumière]] : en fait, la vitesse des neutrinos dans l'eau est supérieure à celle de la lumière dans l'eau, mais inférieure à celle de la lumière dans le vide.
==Utilisation dans une théorie "exotique"==
En 1974, [[Olivier Costa de Beauregard]] a basé sur les neutrinos la théorie des [[transmutation|transmutations]] à faible énergie, à l'instigation de [[Corentin Louis Kervran]]. Au demeurant, cette théorie n'a pas eu d'écho chez les scientifiques, sinon le prix [[ig Nobel]] de physique en 1993.
==Voir aussi==
* [[Oscillation de neutrinos]] ;
* [[Problème des neutrinos solaires]] ;
* [[Problème des neutrinos atmosphériques]] ;
==Liens externes==
*{{PDF}}{{en}}[http://pdg.lbl.gov/2006/listings/s066.pdf Caractéristiques des neutrinos] ([http://pdg.lbl.gov Particle Data Group])
* [http://www.futura-sciences.com/comprendre/d/dossier602-1.php Dossier : le neutrino, élusive particule]
* [http://www.astrosurf.com/santerne/neutrinos.htm Le neutrino de sa découverte à ses applications]
{{Tableau particules}}
{{portail physique}}
[[Catégorie:Histoire de la physique]]
[[Catégorie:Neutrino|*]]
{{Lien AdQ|hu}}
[[ar:نيترينو]]
[[ast:Neutrín]]
[[bg:Неутрино]]
[[bs:Neutrino]]
[[ca:Neutrí]]
[[cs:Neutrino]]
[[da:Neutrino]]
[[de:Neutrino]]
[[el:Νετρίνο]]
[[en:Neutrino]]
[[eo:Neŭtrino]]
[[es:Neutrino]]
[[et:Neutriinod]]
[[fa:نوترینو]]
[[fi:Neutriino]]
[[gl:Neutrino]]
[[he:נייטרינו]]
[[hr:Neutrino]]
[[hu:Neutrínó]]
[[id:Neutrino]]
[[it:Neutrino]]
[[ja:ニュートリノ]]
[[ko:중성미자]]
[[lt:Neutrinas]]
[[lv:Neitrīno]]
[[ms:Neutrino]]
[[nl:Neutrino]]
[[nn:Nøytrino]]
[[no:Nøytrino]]
[[pl:Neutrino]]
[[pt:Neutrino]]
[[ro:Neutrino]]
[[ru:Нейтрино]]
[[scn:Neutrinu]]
[[simple:Neutrino]]
[[sk:Neutríno]]
[[sl:Nevtrino]]
[[sr:Неутрино]]
[[sv:Neutrino]]
[[uk:Нейтрино]]
[[vi:Neutrino]]
[[zh:中微子]]