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Gallex, observer le Soleil avec des neutrinos
Le neutrino, une particule fantôme
Ce texte et les figures sont tirés de :
"Bruits de fond dans l'expérience Gallex de détection des neutrinos solaires",
Thèse de doctorat, Th.Stolarczyk, 1990.
Le flux de neutrinos solaires sur Terre est de 65 milliards par
centimètre carré et par seconde.
Nous connaissons mieux le Soleil que n'importe quelle autre étoile.
Nous connaissons sa masse, sa luminosité, la composition de sa surface
et son âge avec une précision incomparablement meilleure que
pour tous les autres soleils accessibles à nos observations.
Responsable de la vie sur Terre, il n'est pas seulement un objet de fascination pour les
hommes : c'est aussi une étoile "banale" puisqu'arrivée à une étape stable de
son évolution, nous permettant de déterminer son comportement avec bien plus de
facilité que les étoiles à évolution rapide ou violente.
Le Soleil est une étoile de la séquence principale, la plus peuplée dans le
diagramme luminosité/température de toutes les étoiles répertoriées (diagramme
de Hertzsprung-Russel). Son âge moyen est évalué à 4,5 milliards d'années. Il
est situé à 150 millions de kilomètres de la Terre.
Schéma du Soleil en coupe. On distingue
le cœur, la zone radiative, la zone convective, et enfin la photosphère,
entourée de son atmosphère complexe la chromosphère.
Les neutrinos sont produits au centre du Soleil et en sortent quasiment
sans interaction, contrairement aux photons qui mettent plus d'un million
d'années à passer du centre à la périphérie.
Les neutrinos sont par conséquent un moyen d'investigation unique
du centre du Soleil.
Carte d'identité du Soleil
- Age : 4,5 milliards d'années
- Longévité : 10 milliards d'années
- Volume : 1,41×1018 km3
- Masse : 2.1030kg
- Distance à la Terre : 150 millions de km
- Température au centre : 15 millions de degrés Celsius
- Température en surface : 6000 degrés Celsius
Le Soleil est en fait un gigantesque plasma, formé essentiellement d'hydrogène, que l'on divise
en quatre zones concentriques bien distinctes:
Au centre, un cœur, où la température atteint 15 millions
de degrés, siège de la combustion nucléaire lente
de l'hydrogène en hélium.
Ensuite, une zone dite radiative où les réactions
nucléaires sont plus rares, bien que la température y soit
encore d'au moins 2 millions de degrés. Elle absorbe et renvoie
l'énergie du cœur dans sa quasi-totalité et s'étend
jusqu'au trois quarts du rayon solaire.
Puis nous distinguons une zone turbulente dite convective dont la
partie la plus externe forme la surface solaire, la photosphère,
à 5500 degrés environ, mouchetée d'une multitude de
taches éphémères de quelques milliers de kilomètres
de dimension moyenne.
Enfin, le tout est surmonté d'une atmosphère complexe,
la chromosphère, qui laisse s'échapper perpétuellement
une partie des atomes ionisés qui la composent, formant ainsi le
vent solaire, une des composantes du rayonnement cosmique reçu sur
Terre.
Le modèle standard du Soleil, tel que l'ont imaginé
les astrophysiciens, s'articule autour de quatre hypothèses fondamentales
:
-
Les forces d'effondrement gravitationnelles sont exactement compensées
par les pressions de radiation et particulaire: autrement dit, le Soleil
est en équilibre hydrostatique. Cette hypothèse est
nécessaire pour expliquer son apparente stabilité.
- L'énergie est uniquement produite par les réactions nucléaires,
essentiellement la fusion de l'hydrogène en hélium au centre
du Soleil (98,4% de l'énergie totale) où température
et pression sont suffisantes pour vaincre la barrière coulombienne
opposant deux protons. On tient également compte de la très
faible contribution de la contraction gravitationnelle, ainsi que du léger
écart à l'équilibre dû à la combustion
nucléaire elle-même. Ces réactions nucléaires
sont à l'origine de neutrinos : les neutrinos solaires. Ceux-ci
peuvent nous apporter , de par leur très faible probabilité
d'interaction, une information directe sur le centre du Soleil, contrairement
aux photons de la même région qui mettent plus d'un million
d'années pour atteindre la surface de l'étoile et se propager
enfin "librement".
- Le transport de l'énergie, du centre vers l'extérieur du
Soleil, est réalisé soit par l'intermédiaire des photons
(dans la zone radiative), soit par phénomènes convectifs
(dans la zone convective). Les photons entrent en jeu au plus profond du
Soleil qui est également l'endroit d'importance pour les neutrinos
solaires.
- L'intérieur de l'étoile est supposé originellement
totalement homogène. C'est une des caractéristiques essentielles
des étoiles de la séquence principale. Les modifications
locales des abondances des différents isotopes sont supposées
n'être le fait que des seules réactions nucléaires
dans les régions du modèle convectivement stables.
La réaction permettant la fusion de l'hydrogène
en hélium est essentiellement :
p + p → 2H + e+
+νe
Cette réaction est très lente car elle fait intervenir un processus d'interaction faible : un proton
se désintègre par émission β
à proximité d'un autre proton pour former un état
lié, le deuton 2H, un positon et un neutrino (appelé
ici νpp). C'est la réaction fondamentale
qui régit la production de l'énergie au sein du Soleil.
Les réactions nucléaires se succèdent pour aboutir à la réaction
globale de fusion de l'hydrogène en hélium (Eν
représente la somme des énergies des neutrinos émis
):
4p + 2e- → He + 2νe + "26,7 MeV - Eν"
Les neutrinos n'emportent qu'une faible partie de l'énergie produite
(2%) au total. Le flux de neutrinos solaires sur Terre est de 65 milliards par
centimètre carrés et par seconde. Il est très contraint par la mesure de la luminosité (en photon) sur Terre.
Plus de détails sur la fusion de l'hydrogène →