La détection des neutrinos

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 


Etienne M. Drouin

00 225 565

 

 

 

Introduction à la physique des particules

PHY-10518

 

 

                                                                                                                                                                             

 

Le 25 avril 2003

Université Laval

Département de physique, de génie physique et d’optique

 


Table des matières

 

 

Introduction. 3

Les sources de neutrinos. 4

Réacteurs nucléaires et radioactivité naturelle. 4

Accélérateurs de particules. 4

De l’espace. 4

Solaires. 5

Historique. 5

Reines et Cowan. 5

Kamioka. 5

SAGE et GALLEX. 6

SNO. 6

Méthodes de détection. 7

Reines et Cowan. 7

Kamioka. 8

Effet Cerenkov. 8

Sage et Gallex. 9

SNO. 10

Derniers résultats. 11

Conclusion. 12

Bibliographie. 13


Introduction

 

Tout a commencé vers les années 1920, lorsque la technologie permis à l’homme de mesurer avec une précision acceptable, la masse et l’énergie cinétique des particules émises par les substances radioactives. À ce moment, toutes les réactions connues, où presque, arrivaient à satisfaire les lois de conservation établies ; conservation de l’énergie, conservation de l’impulsion, du nombre baryonique, etc. Un des problèmes qui se posèrent alors et qui allait plus tard suggérer l’existence de neutrinos par Pauli, fut celui de la désintégration bêta.

Considérons la réaction simple de la conversion d’un neutron libre en proton. Soit la réaction :

Avec nos connaissances actuelles, on voit bien que cette réaction ne peut pas avoir lieu comme elle est écrite, puisque le nombre leptonique total n’est pas conservé, mais à cette époque, cette règle de conservation n’était pas connue. Lorsqu’on fut en mesure de déterminer la masse et l’énergie cinétique de ces particules, nous avons pu constater qu’il « manquait » de l’énergie quelque part (i.e. la règle de conservation de l’énergie n’était pas respectée). C’est à ce moment, en 1931, que Pauli suggéra l’existence d’une particule supplémentaire qu’on ne pouvait pas détecter et ayant une masse très faible, mais qui transporterait, sous forme d’énergie cinétique, une partie de l’énergie « manquante ». Cette proposition ne fût pas très bien reçue par la communauté scientifique de l’époque, mais lorsqu’on se rendit compte que cette particule sauvait aussi la loi de la conservation de la quantité de mouvement (car le proton et l’électron n’étaient pas émis parfaitement à 180º de différence), ainsi que la loi de conservation du moment angulaire total (spin), on accepta mieux la théorie du neutrino de Pauli, et l’équation de la même réaction devint :

où ν représente le neutrino. Cette découverte donna ensuite lieu à la loi de conservation du nombre leptonique. Il y avait donc 4 raisons d’accepter l’existence du neutrino.

        

 

Pour respecter les différentes lois de conservation, cette nouvelle particule devait être sans masse (ou avec une masse extrêmement faible), sans charge et de spin ½. Aujourd’hui, on sait qu’il existe trois familles de neutrinos, soit électroniques, que l’on représente par νe muonique, par νµ ou tauiques par ντ.

 

Les sources de neutrinos

 

         Les neutrinos qu’il nous est possible de détecter sur Terre peuvent provenir en gros de quatre grandes sources que nous expliquerons ici.

Réacteurs nucléaires et radioactivité naturelle

         Un bon nombre de noyaux radioactifs existent déjà sur la Terre, et ce depuis sa création. Les neutrinos créés par la décompositions de ses noyaux seraient au nombre d’environ 6 millions par seconde par cm2. De plus, les être humains, depuis la découverte de la fission nucléaire, en créent plusieurs de par les réacteurs nucléaires. Ces derniers furent les premiers à être détectés, et sont extrêmement nombreux (une centrale nucléaire standard en produit plus de 5 x 1020 par seconde).

 

Accélérateurs de particules

         Il nous est aujourd’hui possible de construire des accélérateurs de particules, permettant de donner une grande énergie à des particules et de les faire entrer en collision. Cela permet de créer et d’observer plusieurs particules, dont les neutrinos, qui peuvent être créés de cette façon avec une énergie de plus de 100 GeV.

 

De l’espace

Les étoiles, mais de façon plus importante, les supernovae, émettent constamment  des neutrinos par les réactions de fusion nucléaire se produisant dans leur coeur. De plus, certains neutrinos de très faible énergie (0,0004 eV) serait présents, bien que personne ne les ai encore détectés, créant une sorte de radiation de fond diffuse depuis le big-bang, au tout début de l’univers, un peu comme pour les photons.

 

Solaires

En fait, cette catégorie pourrait certainement être englobée dans la dernière, mais le soleil étant beaucoup plus près de nous, les neutrinos qu’il nous envoie sont beaucoup plus nombreux (40 milliards par seconde et par cm2), et c’est pourquoi nous en ferons une étude plus détaillée. Les neutrinos provenant du soleil sont ceux qui sont le plus facilement observable, étant donné leur grande quantité, leur énergie qui, bien que peu élevée (quelques MeV), rend possible leur détection, et le fait qu’on a aucun besoin de les créer, puisqu’ils nous arrivent directement du soleil. La réaction qui produit ces neutrinos dans le soleil est la même que celle qui se produit dans la plupart des autres étoiles, c’est à dire, à 85%, par la formation d’hydrogène à partir de deux protons libres :

 

Historique

 

            Plusieurs expériences ont marqué l’histoire en ce qui a trait à la détection des neutrinos, depuis leur mise en évidence théorique. Voici un bref aperçu historique des principales expériences. Évidemment, la liste exhaustive est loin de s’arrêter aux expériences ici mentionnées.

 

Reines et Cowan

         En 1956, Reines et Cowan trouvèrent une évidence de l'existence des neutrinos grâce à un contrôle de radioactivité effectué près du réacteur nucléaire de Savannah River, en Caroline du Sud. L’utilisation, comme cible, d’environ 400 litres d'un mélange d'eau et de chlorure de cadmium leur a permis de démontrer l’interaction du neutrino avec un proton.

 

Kamioka

En revanche, l’expérience japonaise de Kamioka, en 1986, étudiait les neutrinos provenant du soleil. Elle a permis la détection de seulement la moitié du nombre théorique de neutrinos qui auraient dus être présents, c’est à dire près de 40 milliards par seconde par cm2. Avec ses 3000 tonnes d’eau légère très pure et ses 1000 tubes photo-multiplicatifs enfouis à plus de 1000 m sous la mine de Mozumi à Kamioka-cho au Japon, Kamioka n’a pas pu détecter non plus tous les neutrinos que nous le prédisait le modèle théorique.

 

SAGE et GALLEX

Les expériences SAGE et GALLEX, menées entre 1991 et 1997, ont permis de capter 60 à 70% des électrons théoriquement détectables. L’expérience Sage, située sous le « Baskan Neutrino Observatory » dans les monts Caucasus en Russie, ainsi que l’expérience italienne, GALLEX, dans le tunnel de Gran Sasso, sous les monts Abruzzi, sont toutes deux des expériences où la cible pour les neutrons était de larges cuves de Chlorure de Gallium.

 

SNO

Située dans la mine de Creighton, près de Sudbury, en Ontario, l’expérience SNO (Sudbury Neutrino Observatory) est certainement l’une des plus prometteuses. L’expérience de SNO utilise une cible de 1000 tonnes d’eau lourde, et a permis de détecter les neutrinos manquants, mais pas en neutrinos électroniques, comme le prédit l’équation que nous avons mentionnée plus haut, mais une quantité répartie quasi équitablement entre les 3 types de neutrinos.

 

 


Méthodes de détection

        

Reines et Cowan

Ce que Reines et Cowan ont compris, contrairement à d’autres avant eux, c’est que les centrales nucléaires produisent non pas des neutrinos électroniques, comme le soleil, mais des anti-neutrinos. En effet, la réaction en cause est la transformation d’un neutron en proton par l’équation :

Pour détecter ces anti-neutrinos, Reines et Cowan ont utiliser une cible composée de 400 litres d’une solution d’eau et de Chlorure de Cadmium. L’anti-neutrino à détecter doit interagir avec un proton de la cible, et donne alors naissance à un neutron et un positon comme suit :

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Le positron s'annihile ensuite avec un électron de la solution, en émettant deux photons simultanément en sens opposé.

 

 

 

Le neutron ralentit ensuite jusqu’à ce qu’il soit éventuellement capturé par un atome de Cadmium, ce qui provoquera l'émission d’un autre photon, environ 15 µs après l’émission des deux photons provenant de l’annihilation du couple positon-électron. Tous ces photons sont détectés et si deux photons de la bonne énergie sont détectés avec un délai de 15 µs, c’est qu’un neutrino a été identifié. Il est bien sûr primordial de calculer le taux de coïncidence fortuites et d’en tenir compte dans l’interprétation des résultats.

Kamioka

L’expérience de Kamioka étudiait les neutrinos venant du soleil (donc, pas des anti-neutrinos comme Reines et Cowan). La cible, c’est à dire l’endroit où les neutrinos doivent interagir avec la matière, était une grande cuve de 3000 tonnes d’eau légère. L’intérieur de cette cuve était tapissée de photomultiplicateurs et de détecteurs. Le principe de détection était basé sur l’effet Cerenkov.

 

 

 


Effet Cerenkov

L’effet Cerenkov se manifeste lorsqu’une particule chargée, souvent un électron, qui se propage dans un milieu diélectrique, l’eau par exemple, d’indice de réfraction n, le fait avec une vitesse plus grande que la vitesse relative de la lumière dans ce milieu (v>c/n).

Le passage d’une particule chargée dans un diélectrique, même si sa vitesse est inférieure, perturbe le champ électromagnétique du milieu. Les électrons des atomes dans ce milieu seront alors déplacés et polarisés par le passage de ce champ électromagnétique. Juste après son passage, les électrons reprennent leur position initiale, et comme le milieu est un diélectrique,il le font en émettant des photons.

Jusque là, pas d’effet Cerenkov, puisque ces photons interféreront de façon destructive, et ainsi, aucun signal n’est détecté. Par contre, si la perturbation (la particule chargée) se déplace plus vite que les photons eux-mêmes, ceux-ci interférerons de façon constructive, et on observera un cône de lumière dans l’ultraviolet et dans le bleu visible.

 

 

 

 

 

 


                  

Il est possible de déterminer la vitesse de la particule avec l’angle du cône de lumière sachant que :

Une analogie intéressante peu facilement être faite entre l’effet Cerenkov et l’onde de choc acoustique lorsqu’un objet dépasse la vitesse du son.

 


        

La détection d’un neutrino dans l’expérience de Kamioka se déroulait donc comme suit. Le neutrino doit interagir avec une molécule d’eau, pour en dégager un électron par collision élastique. L’électron acquiert ainsi une quantité d’énergie cinétique qui peut être très grande, et donc, peut avoir une vitesse supérieure à 0,75 fois la vitesse de la lumière dans le vide (n≈1,33 pour l’eau). De cette manière, l’effet Cerenkov se produit, et on a plus qu’à détecter le cône de lumière à l’aide des 1000 tubes photomultiplicatifs et des détecteurs qui tapissent l’intérieur du récipient. Avec l’angle du cône, on peut aussi retracer la vitesse de l’électron, et donc l’énergie du neutrino. Il est à noter que les trois saveurs de neutrinos peuvent être détectés de cette manière.

 

Sage et Gallex

Ces deux détecteurs fonctionne par la décomposition bêta du Gallium 71 en Germanium 71. Pour se faire, un des neutrons du 71Ga doit se transformer en proton, pour former le 71Ge. Pour que cette réaction se produise, il faut absolument l’interaction d’un neutrino selon la réaction :

Donc, pour compter le nombre de neutrinos, il n’y a qu’à compter le nombre d’atomes de Germanium, et comme le 71Ge est instable, on peut facilement mesurer le nombre de réactions de décomposition en 71Ga.

 

SNO

         Le « Sudbury Neutrino Observatory » observe les neutrinos selon trois principes, ce qui lui permet de détecter à la fois les neutrinos électroniques, muoniques, et tauiques. La cible, dans cette expérience, est un réservoir de 1000 tonnes d’eau lourde, c’est à dire d’eau dont les atomes d’hydrogènes sont remplacé par des atomes de deutérium, avec un noyau composé d’un proton et d’un neutron.

 

La première méthode de détection est la même que celle utilisée dans l’expérience de Kamioka au Japon, c’est à dire la diffusion d’un électron, qu’on détecte ensuite à l’aide de l’effet Cerenkov. On détecte de cette façon les trois saveurs de neutrino à la fois.

 

         La seconde technique est celle du courant chargé. C’est-à-dire qu’un neutrino électronique interagit avec le noyau de deutérium dans l’eau lourde, pour former une paire de protons et un électron selon l’équation suivante :

         En fait, par l’interaction d’un boson chargé entre le neutron et le neutrinos, ceux-ci se transforment en proton et en électron, et l’autre proton demeure inchangé.

 

 

 

 

 

 


         Il ne reste ensuite qu’à détecter l’électron émis à grande vitesse par l’effet Cerenkov, comme dans l’autre technique. Les énergies impliquées n’étant pas les mêmes, on peut connaître de quelle réaction provient l’électron par l’angle du cône.

         Finalement, la troisième technique est celle dite du courant neutre. Pour l’utiliser, cette technique nécessite l’ajout de NaCl dans l’eau lourde pure que contient la cuve. En effet, la réaction en cause dans cette détection est la dissociation du proton et du neutron dans le noyau de deutérium par la collision avec un neutrino de n’importe quelle saveur. Le NaCl est présent pour capter le neutron ainsi libéré en émettant un photon de 8 MeV qui peut ensuite être détecter par les parois de la cuve (les photomultiplicateurs et les détecteurs). Il est à noter que ce processus ne donne aucune information quand à l’énergie du neutrino en cause, outre le fait qu’elle est assez grande pour briser le noyau de deutérium.

 

         En combinant ces différentes techniques, il est d’abord possible de détecter plus de neutrinos, mais aussi de connaître le ratio entre les neutrinos électronique et les autres.

 

Derniers résultats

 

         Les recherches qui ont été menées jusqu’à présent nous montrent que les neutrinos changent très probablement de saveur à plusieurs reprises entre le soleil et la Terre, créant ainsi une « oscillation de saveurs ». De plus, bien qu’on n’ait pas encore déterminé si ces particules ont une masse ou non, ni même si elles ont un moment magnétique intrinsèque, des bornes supérieures ont pu être déterminées pour l’une et l’autre de ces quantités, et elles diminuent avec l’avancement des procédés de détection et de mesure. Les résultats en 1998 étaient les suivants :

 

 

Spin

Masse maximale

Moment magnétique

minimal

1/2

2.8 eV

5.8 10-20 MeV/T

1/2

170 keV

4.3 10-20 MeV/T

1/2

18.2 MeV

3.1 10-17 MeV/T

 


Conclusion

 

Depuis sa mise en évidence théorique par Pauli, le neutrino a causé beaucoup de maux de tête au physiciens, que ce soit au niveau théorique, ou au niveau de sa détection en pratique. En effet, le neutrino étant peut-être une particule de masse très faible, et de charge nulle, et donc qui n’interagit que très faiblement avec la matière, semblait être au départ un artifice créé de toutes pièces pour préserver les lois connues de  conservation, digne des épicycles de Ptolémé pour garder la Terre au centre de l’univers.

 

Par contre, les preuves théoriques se multipliant, le problème fût alors de les détecter expérimentalement. Les détecteurs ayant besoin que la particule interagissent directement ou indirectement avec eux, la détection de neutrinos semblait impossible. Néanmoins, l’histoire nous prouva le contraire, et les procédés de détection sont maintenant beaucoup plus avancés.

 

Par contre, le neutrino porte encore en lui plusieurs mystère, et sûrement plusieurs réponse à certaines questions de notre siècle, tel que la matière noire dans l’univers. En effet, le neutrino étant probablement la particule la plus nombreuse dans l’univers, si sa masse était non nulle, mais seulement très faible, cela pourrait très bien répondre au problème de la matière « manquante » dans l’univers. De plus, certains rayon cosmique d’énergie trop élevée pour être expliqués pourraient très bien l’être dans le futur par les neutrinos, lorsque ceux-ci seront mieux connus.

 


Bibliographie

 

         Asimov, Isaac, The Neutrino, Doubleday & Company inc., New-York, États-Unis, 1966

 

         Auteurs Divers, La physique du neutrino à haute énergie, Éditions du centre national de la recherche scientifique, Paris, France, 1975

 

         Chung Wook Kim et Aihud Pevsner, Neutrinos in Physics and Astrophysics, Harwood academic publishers, Langhorne, États-Unis, 1993

 

         Preparata, Giuliano et Aubert, Jean-Jacques, Probing Hadrons with Leptons, Plenum Press, New-York, États-Unis, 1980

 

         Verkindt, Didier, l’histoire des neutrinos, http://wwwlapp.in2p3.fr/neutrinos/neut.html

 

         Site officiel de l’observatoire de neutrinos de Sudbury, http://laurentian.ca/physics/SNO/SNO_FR.HTML

 

         Site officiel de l’observatoire de Kamioka, http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/kam/kamiokande.html

 

         Université de Washington, Nuclear Physics Laboratory 1996 Annual Report,  http://www.npl.washington.edu/npl/ar96/ch2_9.html

 

Université de Washington, SAGE, http://ewi.npl.washington.edu/SAGE/sage.html

 

         Laboratoire national de Gran Sasso, Institut national de physique nucléaire, Italie, http://www.lngs.infn.it/site/exppro/gallex/Gallexres.htm

 

         Physics News Update, The American Institute of Physics Bulletin of Physics News, http://www.aip.org/enews/physnews/1992/split/pnu084-1.htm

 

         Brookhaven national laboratory publications, http://www.bnl.gov/bnlweb/pubaf/pr/2000/bnlpr020400.html

 

         Wikipedia, The Free Encyclopedia, http://www.wikipedia.org/wiki/Cerenkov_radiation