Thierry Stolarczyk

Chasseur de particules cosmiques

Autres pages sur ce site

Particules

Gallex, observer le Soleil avec des neutrinos

Nomad, pour étudier l'oscillation des neutrinos

Antares, un télescope sous-marin à neutrinos.

CTA, observer les phénomènes cataclysmiques de l'Univers

Le détecteur de neutrinos solaires "Chlore", le premier à avoir permis la détection des neutrinos solaires au début des années 1970.

Désintégration β et neutrino

Dans une désintégration β au sein d'un noyau, un proton se transforme en proton et un électron et un anti-neutrino sont émis (ou bien un neutron se désintègre en proton avec émissons d'un anti-électron et d'un neutrino) :

p → n + e^- + ν_e
ou
n → p + e ⁺ + ν_e

En l'abscence de neutrino l'électron devrait avoir une énergie fixe correspondant à l'écart de masse entre le noyau final et le noyau initial (en supposant que les noyaux soient immobiles). Les expériences montrent au contraire que l'électron peut avoir toutes les énergies entre zéro et l'énergie maximale disponible, l'écart de masse entre les noyaux. Ceci peut s'expliquer par la présence d'une particule, le neutrino, avec laquelle l'électron partage l'énergie disponible.

Pour en savoir plus : Le neutrino, particule ordinaire ? (Les Petites Pommes du savoir n°101 Th. Stolarczyk, mars 2008)

Les neutrinos sont abondamment émis dans différents processus : au cœur du Soleil, lors de la fusion de l'hydrogène en hélium (neutrinos solaires); dans la radioactivité naturelle (émission béta); lors de l'interaction du rayonnement cosmique avec l'atmosphère (neutrinos atmosphériques); lors des réactions de fission dans les réacteurs nucléaires; dans les objets cosmiques comme les noyaux actifs de galaxie ou les restes de supernova lors de l'interaction des protons avec la matière ambiante. Ils sont également produits auprès des accélérateurs de particules où ils ont fait et font l'objet d'importantes études.

L’histoire du neutrino débuta en décembre 1930 lorsque Wolfgang Pauli postula le premier son existence pour expliquer que, dans un processus de désintégration β, le spectre en énergie des électrons est continu au lieu de se réduire à une raie, comme on l’observait déjà depuis le début du siècle.

Avant l’intervention de Pauli certains physiciens songeaient à abandonner le principe de conservation de l’énergie, manifestement violé, tout au moins dans les désintégrations β. Après un accueil mitigé, le « petit neutre » reçut son nom de baptême en 1932 d’Enrico Fermi, alors que celui-ci écrivait la « théorie de la désintégration β » qui porte désormais son nom. Il découvrait du même coup l’interaction nucléaire faible. C’est seulement en 1956 que C.L.Cowan et F.Reines apportèrent la preuve expérimentale de l’existence de cette particule en observant les interactions d’antineutrinos émis par un réacteur à fission nucléaire.

Les neutrinos, dépourvus de charge électrique, n'interagissent avec la matière que par interaction faible. Ainsi, un neutrino d'un GeV (1 milliard d'électron-Volts), l'énergie de la plupart des rayons cosmiques atteignant l'atmosphère terrestre, n'a environ qu'une chance sur 10 millions d'interagir en traversant la Terre.

Le modèle standard de la physique des particules élémentaires organise la matière en 6 quarks et 6 leptons répartis en trois familles, ou saveurs, electron (e), muon (μ) et tau (τ), asscoiés au neutrino-électron, neutrino-muon et neutrino-tau (respectivement ν_e, ν_μ et ν_τ). Les résultats obtenus ces dernières décennies dans le domaine expérimental, en particulier auprès du LEP à Genève valident le modèle standard de la physique des particules. Néanmoins, ce dernier ne prédit pas les masses des neutrinos et s'accommoderait fort bien du fait qu'elles soient nulles.

Or, les résultats accumulés jusqu'en 2001 sur l'oscillation des neutrinos prouvent sans ambiguïté que les neutrinos ont une masse non nulle.

A l'instar du rayonnement fossile de photons à 3K, l'Univers est totalement baigné de neutrinos à 2K correspondant à une énergie très faible de 10^-4 eV. Leur densité est d'environ 100 par cm³ et par espèce contre 10^-7 proton par cm³ en moyenne. Malgré cette omniprésence, on sait aujourd'hui que les masses des neutrinos sont insuffisantes pour expliquer le problème de la masse manquante de l'Univers. Avec une telle énergie, la probabilité d'interaction des neutrinos cosmologiques dans l'Univers est si faible qu'ils peuvent voyager sans être arrêtés sur des distance de 10³²... années-lumière !

Les différentes sources de neutrinos dans la nature (intensité du flux en fonction de l'énergie).