L’observatoire de neutrinos de Sudbury

Par Guillaume Gagné


Introduction

Le neutrino

Qu’est-ce que le neutrino?

Production du neutrino

Phénomène de l’oscillation des neutrinos

Détection

Historique sur la détection des neutrinos

Détecteur de l’ONS (l’Observatoire de Neutrinos de Sudbury)

Historique du projet de l’ONS

But de l’ONS

La conception de l’ONS

Composantes du détecteur et principe de détection

Explication des principes de détection

Résultats importants obtenus à l’ONS

Conclusion

Médiagraphie



Introduction

            Depuis plusieurs années, de nombreux observatoires ont été conçus dans le but de détecter les neutrinos solaires. Cependant, ceux-ci soulevèrent ce que l’on appelle le problème des neutrinos solaires. C’est pourquoi, l’Observatoire de neutrino de Sudbury (ONS) fut construit pour tenter de résoudre ce problème. L’ONS est le sujet principal de ce texte. En fait, la discussion sur l’Observatoire de neutrinos de Sudbury portera sur son histoire, son but, sur la description du détecteur et de ces composantes et sur des explications sur les principes de détection des neutrinos. Mais auparavant, une section sur le neutrino sera faite pour le connaître d’avantage avant de parler de sa détection.

           

Le neutrino

Qu’est-ce que le neutrino?

            Le neutrino [1] fait partie des particules fondamentales qui ont construit l’univers. Cependant, il reste une particule des moins comprises. L’existence de cette particule fut proposée par Wolfgang Pauli en 1930 comme une solution à un problème frustrant du processus nucléaire de la décroissance bêta. Cependant, elle fut détectée seulement 26 ans après cette proposition.

            Le neutrino fait partie de la famille des leptons (particules insensibles à la force nucléaire forte). Elle a une charge électrique nulle, une masse approximativement nulle (incertain vu la complexité à la mesurer) et elle interagit avec la matière via les interactions faibles. Vu la faiblesse de ces interactions, la matière semble être, selon les neutrinos, presque transparente. Ainsi, puisqu’ils interagissent rarement, les neutrinos peuvent passer à travers le Soleil, la Terre et même nous sans encombre. La production de ces neutrinos est présentée plus bas.

            Il existe trois types de neutrinos connus. Chaque type ou «saveur» de neutrino est associé à une particule chargée dont le nom est donnée au neutrino. Ainsi, le neutrino électronique est associé avec l’électron. Les deux autres neutrinos sont associés avec des versions plus massives de l’électron, appelées muon et tau. Le tableau suivante montre la liste des neutrinos connus et leur partenaire électriquement chargé (soit la famille des leptons):

Neutrinos

ne

nm

nt

Particules associées

électron (e-)

muon (m)

tau (t)

Production du neutrino 

            Les principaux producteurs de neutrinos sont le Soleil et toutes les autres étoiles. Les neutrinos provenant de ces étoiles sont produits par la fusion nucléaire. Il existe d’autres sources de neutrinos comprenant l’explosion d’étoiles (supernovae), les ancien neutrinos (soit du début de l’univers) et la centrale énergétique nucléaire. À titre d’exemple, le Soleil produit plus de 200 trillions de neutrinos chaque seconde et l’explosion de la supernovae peut relâcher près de 1000 fois plus de neutrinos que notre Soleil aura produit durant sa vie soit 10 milliards d’années. Les réactions nucléaires de fusion [2] que l’on retrouve dans les étoiles et qui sont à la base de la production de neutrino sont :

   1H + 1H  ->    2H + e+ + n                    7Be + e ->    7Li + n

   41H   ->    4He + 2e+ + 2n                   8B   ->    8Be + e+ + n

Phénomène de l’oscillation des neutrinos

            Le phénomène de l’oscillation des neutrinos se définit, pour certaines conditions, comme étant la possibilité qu’un neutrino d’un type puisse se changer en un type différent. Cependant, l’oscillation ne serait pas permise si les trois neutrinos avaient une masse égale. Le terme d’oscillation des neutrinos fut inventé parce que la transition entre les types de neutrinos ne se fait pas dans un seul sens. En d’autres mots, un neutrino muonique qui se transforme en un type tauonique sera retransformé, et transformer de nouveau. Ce processus est une conséquence probabiliste de la mécanique quantique. Ainsi, un neutrino produit en un certain type deviendra un mélange de deux (ou trois) types. Pour les plus curieux, il existe une méthode mathématique rigoureuse basée sur la mécanique quantique expliquant l’oscillation des neutrinos (voir [1]). 



Détection

Historique sur la détection des neutrinos

            La détection des neutrinos provenant du Soleil est très enrichissante afin de caractériser son intérieur.  Le flux de neutrinos solaires a été mesuré par de précédentes expériences, cependant les résultats obtenus étaient inconsistants et douteux. Le pionnier de ces expériences est Ray Davis, qui conçut un réservoir contenant 600 tonnes de chlore construit dans la mine de Homestake, dans l’état du Dakota du Sud. Commencés en 1967, les essais radio-chimiques menèrent à la détection de seulement un tiers du nombre espéré d’événements. En 1986, l’utilisation d’eau légère, dans une expérience utilisant l’effet Cherenkov à Kamioka, Japon, fut une avancée dans la détection des neutrinos solaires. Grâce à cette technique, ils ont pu détecter la moitié du nombre espéré d’événements pour une partie du spectre des neutrinos auquel l’appareil était sensible. Récemment, deux détecteurs faits de gallium (SAGE et GALLEX), dont leur seuil d’énergie est plus bas, trouvèrent environ 60-70% de la valeur de flux de neutrinos espérée. Les résultats obtenus sont encore nettement inférieurs à la valeur réelle. Ce déficit serait causé par le fait que les détecteurs captent seulement ceux à différents niveaux d’énergie. Cependant, le soleil produit des neutrinos ayant différentes énergies (voir figure ci-dessous).

Spectrum of Solar Neutrinos

Figure 1 : Spectre d'énergie des Neutrinos Solaires (Bahcall SSM)

             

            Ainsi, durant ces dernières années, certains modèles théoriques portant sur le Soleil ont permis d’effectuer des calculs détaillés afin de déterminer le nombre de neutrinos émis par celui-ci. Plusieurs expériences, comme celles citées plus haut, ont détecté des neutrinos solaires, mais dont le flux était trop bas par rapport à celui espéré. Ce qui a conduit à ce que l’on appelle le «Problème des Neutrinos Solaires» (PNS). Ce problème est en fait que la quantité de neutrinos qui nous est possible de détecter apparaît être plus petite que ce que le Soleil est supposé émettre basée sur la connaissance de son émission d’énergie. C’est pourquoi, de nos jours, le monde mise beaucoup sur l’ONS (Observatoire de neutrinos de Sudbury) pour faire avancer les connaissances sur les interactions des neutrinos (premières mesures en 1999) et qui serait peut-être la solution au PNS. Celui-ci constitué d’un réservoir de 1000 tonnes d’eau lourde et est capable de détecter les trois types de neutrinos grâce au deutérium constituant l’eau lourde.



Détecteur de l’ONS (l’Observatoire de Neutrinos de Sudbury)

Historique du projet de l’ONS

            Dans le début des années 80, les progrès sur les théories de «Grande Unification» amenèrent la construction de plusieurs expériences servant à la désintégration des protons et tous les événements exotiques qui ont lieu naturellement. Les recherches sur ces phénomènes doivent être réalisées à l’aide de détecteurs souterrains de grande dimension. La profondeur de leur emplacement sert de bouclier contre les rayons cosmiques de haute énergie. La grande dimension des détecteurs vient compenser la rareté des événements.

            Ainsi, en 1983, le projet de la construction d’un laboratoire dans la mine de Creighton (appartenant à la compagnie INCO) située près de la ville de Sudbury en Ontario fut proposée. En 1984, Herb Chen de l’Université de Californie à Irvine présente un document montrant les avantages de l’utilisation d’eau lourde dans la détection des neutrinos. Suite à plusieurs discussions, la collaboration de l’ONS fut mise sur pied afin de développer un projet visant à la construction d’un détecteur de neutrinos solaires utilisant une quantité des réserves d’eau lourde canadiennes.  En 1985, NSERC a financé la collaboration dans le but d’étudier la faisabilité de ce projet. En 1986, l’excavation d’un tunnel d’exploration à 6800 pieds sous terre commença et permis de trouver un endroit où il serait possible de construire une cavité ayant 20 mètres de diamètre. En 1987, une proposition détaillée fut soumise au Conseil de Recherches Nationales ainsi qu’à NSERC. Cependant, elle fut techniquement révisée en juin 1988 par le Comité International de revue scientifique et technique, qui recommanda le financement proposé. Les engagements financiers provenant de NSERC et du département de l’Énergie des États-Unie, en 1989, ont permis à l’institut de l’ONS de prendre forme avec le professeur Art McDonald et l’Université Queen en 1990. La construction du laboratoire de l’ONS se fait de 1990 à 1998 pour un coût de 73 millions de dollars (canadiens).

But de l’ONS

            Le but de l'ONS est de détecter les différentes interactions du neutrino grâce à des propriétés uniques au monde. Grâce à son réservoir de 1000 tonnes d’eau lourde, l’ONS peut détecter séparément le nombre de neutrinos électroniques ainsi que le nombre de ceux de différentes saveurs. Ceci permet de déterminer de façon probabiliste les différentes oscillations qui se produisent. De plus, le taux de neutrinos et la forme du spectre d’énergie permettra d’obtenir de l’information sur la masse des neutrinos et de mieux comprendre la probabilité de mélange de saveurs pour un neutrino.

La conception de l’ONS

            La construction de la cavité utilisée par l’ONS nécessita des techniques avant-gardistes pour conserver la stabilité de la roche et pour extraire le matériel à la surface. Cette cavité se trouve à 6800 pieds (2070 m) en dessous de la terre empêchant ainsi d’autres particules (solaires par exemple) d’atteindre le détecteur. L’excavation de la cavité commença en mars 1990 et se termina en mai 1993.  Voici une image montrant l’emplacement de l’ONS :

Creighton mine profile

Figure 2 : Profil de la mine Creignton à Sudbury montrant l’emplacement de l’ONS

            Puisque l’exploitation minière dans le bassin de Sudbury est encore en fonction, l’ONS fut construit à plus de 200 m de la paroi où l’excavation se termine dans le but de minimiser les interférences causées par les explosions de roches. La sécurité à l’intérieur de cette cavité est très importante, car à cette profondeur la pression est de 50 Mpa (550 atmosphères ou 8000 psi) ce qui affecte la stabilité de la roche. C’est pourquoi la cavité est sous forme de tonneau et des stabilisateurs maçonnés dans 30 pieds de roche furent installés. De plus, des câbles-écrous et un grillage d'acier furent installés durant l'excavation pour être ensuite bétonnées à l'aide d'un système de projection.

Excavation finale de la cavité, ONS

Figure 3 : Excavation finale de la cavité, ONS

            Enfin, c’est dans des conditions «d’espace propre» que la construction du détecteur fut commencée au début de l’année 1995. De plus, le reste de la construction, incluant le remplissage du détecteur avec de l'eau lourde, a eu lieu dans des conditions propres et contrôlés, pour éviter toute contamination possible.

Composantes du détecteur et principe de détection

Figure 4 : Iinstallations du laboratoire de l’ONS [9]

            Les composantes que l’ont retrouves dans le détecteur de l’ONS sont :

§         Tubes Photo-Multiplicateurs (PMT)

§         Supports des photo-multiplicateurs (PSUP)

§         Réservoir en acrylique

§         Systèmes d’eau (H20 et D2O)

§         Systèmes de détection de courant neutre

Tubes photomultiplicateurs (PMT, Photo-Multiplicator Tubes)

            Les tubes photomultiplicateurs sont des détecteurs très sensibles à la lumière. En fait, ils sont capables de détecter la lumière provenant d’un simple proton et de produire par la suite une impulsion électrique qui ira au système d’acquisition de données. Le système de PMT est constitué de plaques de dynodes à haut-voltage placées à l’intérieur d’un réservoir de verre. Les photons de lumière interagissent avec une mince pellicule à l’intérieur du verre ce qui cause l’éjection d’un électron. Grâce à des plaques à haut voltage, l’électron est accéléré et occasionne une cascade d’électrons sous forme d’impulsion. L’ONS possède 10000 de ces PMT permettant d’emmagasiner le plus de photons possible à partir de la lumière Cherenkov due à la réaction des neutrinos.  

Phototubes dans les panneaux hexagonaux (pannneaux hex)

Figure 5 : Phototubes avec réflecteurs dans le panneau hex

Figure 6 : Tube photomultiplicateur [9]

            L’utilisation d’une enveloppe en forme de champignon était le meilleur choix pour les applications sous l’eau. De plus, sa détérioration à long terme sous l’effet de la pression de l’eau était la moindre.

            L’ONS utilise des tubes photomultiplicateurs Hamamatsu R1408. Ces PMT sont sensibles aux champs magnétiques faibles. Dans l’ONS le champ magnétique terrestre est d’environ 55 mT et est orienté à 15° par rapport à la verticale. Sous un tel champ, l’efficacité moyenne de la détection des photons de tous les PMT serait 82% de l’efficacité de détection s’il n’y avait pas de champ magnétique. Cependant grâce à 14 compensateurs de champ imbriqués dans les murs alimentés d’un courant approprié, le maximum du champ résiduel est de 19 mT dans cette région. Cela entraîne une diminution de l’efficacité à la détection des photons d’environ 2.5% par rapport à celle lorsque le champ est nul. [9]

Supports des photomultiplicateurs (PSUP)

            Une sphère de 18 mètres de diamètre entoure le réservoir qui contient l’eau lourde. Les 10 000 photomultiplicateurs de l’ONS sont placés sur cette sphère. Les structures de soutien des PMT furent créées et fabriquées par des scientifiques provenant du Laboratoire Berkeley en Californie. Puisque que la structure de soutien doit supporter plusieurs PMT, elle doit être très résistante et sa fabrication implique un mélange d’acier inoxydable prévenant la corrosion par l’eau. De plus, les PMT sont insérés dans un plastique ABS, appelé cellules hexagonales ou cellules hex, qui sont fixées ensemble à l’aide de boulons. Les cellules hex, développées par l’Université d’Oxford et celle de Colombie Britannique, a pour fonction première d’augmenter le taux d’acceptation de la lumière de chacun des PMT. Voici des photos intéressantes montrant l’imposante structure :


Final test assembly of the PSUP at LBL

Figure 7 : Test final sur l’assemblage de la structure

PSUP installed in mine

Figure 8 : La structure dans la cavité


            Voici un schéma d’un PMT dans une cellule hex :

Figure 9 : PMT monté dans une cellule ABS hexagonal, lequel concentre

la lumière. Les dimensions figurant sur le schéma son en cm. [9]

Le réservoir en acrylique

            Un réservoir fait en acrylique transparent ayant une épaisseur de 5 cm et un diamètre de 12 m se trouve dans la sphère sur laquelle se trouve les PMT. C’est dans ce réservoir que l’eau lourde est contenue. Pour ne pas obstruer les PMT et pour prévenir les déformations du réservoir pouvant être occasionnées pas des explosions de roches ou autres mouvement du sol, le réservoir est immergé dans de l’eau douce et il est suspendu par des cordes. Un col de 8 m de hauteur et de 2 m de diamètre permet l’accès à l’intérieur de la sphère.

            Les 125 panneaux pré-construits servant à la construction du réservoir furent conçus par la compagnie Polycast Inc. et transformés pour atteindre des standards de qualité sévères par Reynolds Polymer Technology. Ces standards permettent d’assurer que le matériel sera hautement transparent à l’ultraviolet et que la radioactivité provenant de ces panneaux soient à un niveau très bas. C’est en novembre 1997 que l’assemblage du réservoir en acrylique fut complété. Voici une photo et un schéma montrant le réservoir :

Image par ordinateur du réservoir d'acrylique

Figure 10 : Vue de dessous de l’intérieur de la sphère

Systèmes d’eau (H20 et D20)

            Le système d’eau est une partie importante de l’ONS, car celui-ci utilise de grande quantité d’eau. En effet, ce système doit être en mesure de maintenir un très grand volume d’eau avec un niveau d’impureté exceptionnellement bas, soit 10-14g/g d’eau, pour emplir le réservoir se trouvant au centre de l’ONS. En particulier, les éléments qui proviennent des chaînes radioactives d'uranium (U) et de thorium (Th) doivent être réduits à une concentration un million de fois plus petite que celle trouvée dans l'eau naturelle. La raison est la suivante : si une désintégration d’un élément radioactif se produit à l’intérieur ou très près du détecteur, le signal provenant de cet événement est assez grand pour que l’on ne puisse pas le distinguer d’un neutrino.

            L’eau douce se trouvant à l’extérieur du réservoir d’eau lourde a pour but d’absorber des rayons gamma et des neutrons qui sont les résultats des activités qui se déroulent à l’intérieur de la roche. Les 7000 tonnes d’eau douce utilisé par l’ONS ont aussi un niveau d’impureté très bas, soit inférieur à 10-13g/g d’eau. 

            Dans le but d’obtenir un niveau d’impureté radioactive très bas et un faible taux d’impureté au niveau de « l’émission de gaz », les matériaux du détecteur qui sont en contact avec l’eau furent choisis avec minutie. Le phénomène d’émission de gaz peut être représenté, par exemple, par le dégagement d’une odeur provenant des contenants en plastique.

            Malgré toutes ces précautions, l’eau est purifiée de façon continue par le système d’eau à un rythme de 100 litres d’eau par minute. Ce système de purification doit prévenir aussi tout activité biologique dans l’eau, car la transmission UV dans l’eau pourrait être compromise. Ce système est fait de plusieurs composants : des unités à haute pression à osmose inverse, un système d’ultrafiltration, un échangeur d'ion, un stérilisateur ultraviolet et un système de dégazage sous vide. Certains filtres spécialisés ainsi que des agents complexes ont été développés pour retirer certains éléments particuliers et diminuer les chances d’enregistrement de fausses informations dues aux impuretés. Par exemple, le thorium et l’uranium sont retirés par les filtres ronds de plomb et de MnO2

            Enfin, le système à au lourde à pour fonction majeure de permettre l’ajout et l’extraction d’un grand volume de sel. En effet, une quantité contrôlée de sel sera ajoutée au D2O comme partie intégrante du système de détection à courant neutre. Le système est en mesure de retirer 2.5 tonnes de sel en seulement quelques cycles, minimisant ainsi les temps de transitions du détecteur.

Explication des principes de détection     

La physique des interactions entre les neutrinos et l'eau lourde

                Le détecteur de l’ONS permet la mesure des flux des neutrinos électroniques (ne) d’une façon indépendante à celle des neutrinos muoniques (nm) et tauoniques (nt) dans le but de permettre la résolution du problème de neutrinos solaires et en particulier l’étude de l’oscillation des neutrinos. C’est pourquoi, l’ONS utilise de l’eau lourde qui permet de mesurer le flux et le spectre d’énergie des ne  (notée F(ne)) et le flux de tous les neutrinos (notée F(nx)). Ainsi, le flux des nm et nτ est donnée par F(nm et nt) = F(nx) - F(ne).

            L’ONS est capable de mesurer ces flux via différentes interactions entre les neutrinos et l’eau lourde que voici :

1.      Réaction à courant chargé

          Cette réaction est décrite par :

ne  + d --> p + p + e-

          Premièrement, une particule lourde chargée provenant de la force faible (appelée boson W) est échangée lorsque le neutrino s’approche du noyau de deutérium. Cela à pour effet de changer le neutron se trouvant dans le deutérium en proton et le neutrino en électron. L’électron ayant la plus petite masse acquerra la plus grande part de l’énergie provenant des neutrinos. Puisque l’énergie des neutrinos incidents est très grande, les électrons seront éjectés à une vitesse qui est plus grande que la vitesse de la lumière dans l’eau. Ce phénomène entraîne la formation d’une «onde de choc de lumière» émise lors de la décélération de l’électron. Cet éclair de lumière, dont la quantité de lumière est proportionnelle à l’énergie des neutrinos et que l’on appelle radiation Cherenkov et qui est détecté par les tubes photomultiplicateurs. Une déformation dans le spectre d’énergies des neutrinos nous informera qu’il y a une oscillation des neutrinos. Selon le modèle solaire standard, l’ONS peut observer environ 30 événements de courant chargé par jour.  Une représentation de la réaction se retrouve au bas de cette section. 

 

2.      Réaction à courant neutre

          Cette réaction est décrite par :

            nx  + d --> n + p + nx

nx reprèsente n’importe quelle saveur de neutrino.

          Cette réaction porte le nom de réaction à courant neutre, car la particule lourde échangée (appelée boson Z) provenant de la force faible n’est pas chargée. La réaction nette à pour but de briser le noyau du deutérium, ce qui entraîne que le neutron libéré terminera sa course dans l’eau dans laquelle il sera diffusé. L’énergie libérée de celui-ci est transférée progressivement au système jusqu'à ce que le neutron soit de nouveau capturé par un autre noyau. Le noyau qui capture ce neutron est peut être celui du deutérium ou du chlore (Cl) provenant du sel (NaCl) qui a été ajouté à l’eau lourde. C’est pourquoi, l’ONS développe deux systèmes pour améliorer la détection du courant neutre. La capture de ce neutron provoque l’émission de rayons gamma permettant ainsi la visualisation de la réaction. Ces rayons gamma vont diffuser des électrons qui produiront de la lumière de la lumière détectable via le processus Cherenkov.

            Ce type de réaction est sensible aux trois sortes de neutrinos et possèdent le même niveau de sensibilité pour tous. L’efficacité de la détection dépend de l’efficacité de la capture des neutrons et de la cascade de particules gamma résultante. Le modèle solaire standard prédit environ 30 neutrons pas jour à l’ONS. Une représentation de la réaction comprenant la capture du noyau par le chlore se retrouve au bas de cette section.

                               

3.      Diffusion d’électrons

          Cette diffusion est décrite par la réaction :

e- + nx -->  e- + nx

          Cette réaction n’est pas exclusive à ce détecteur. En effet, elle représente le mécanisme primaire pour les autres détecteurs se trouvant dans l’eau douce. Cette diffusion est observée par la détection de lumière Cherenkov. Ce type de réaction est sensible aux trois sortes de neutrinos. Cependant, le niveau de sensibilité des ne est plus élevé d’un facteur 6 par rapport aux autres. De plus, on obtient très peu d’information spectrale pour cette réaction, car l’énergie est partagée entre l’électron et le neutrino. L’ONS peut détecter environ 3 électrons diffusés par jour. Une représentation de la réaction se retrouve juste en dessous.

Figure 11 :  Réaction du courant chargé     Figure 12 :  Réaction du courant neutre   Figure 13 :  Diffusion d'électrons

Détection du courant neutre

            On a expliqué auparavant que la réaction de courant neutre libère un neutron dans l’eau lourde. À l’intérieur de l’eau lourde, le neutron sera thermalisé et capturé par un autre noyau. Le taux de courant neutre, après une correction de l’efficacité des captures, sera égal au nombre de neutrons qui se situent au-dessus du niveau du bruit de fond. L’efficacité du neutron thermique capturé par le deutérium n’est pas grande (seulement 25% des captures dans le volume de D2O). C’est pourquoi l’ONS possède deux systèmes pour augmenter l’efficacité du courant neutre :

1.      Compteur proportionnel à l’hélium-3

            Les détecteurs à courant neutre sont constitués de 800 mètres (parties d’au plus de 11 métres de long) de tubes compteur proportionnel à l’hélium–3 (3He) suspendus à un grillage à l’intérieur du réservoir de D2O. La grande section efficace transversale pour la capture des neutrons thermiques du 3He provoque la production d’une paire proton-triton très énergétique qui résulte en une impulsion électrique dans le fil de comptage. Compte tenu du large volume de tubes, les compteurs doivent être fabriqués à partir d’un matériel extrêmement propre et contenant des niveaux de thorium et d’uranium très bas.  Les détecteurs à courant neutre seront déployés en partie par le programme de l’ONS, en utilisant un véhicule submersible contrôlé à distance.

2.      Chlorure de sodium (NaCl)

            Pour utiliser ce procédé, il suffit d’ajouter plus de deux tonnes de sel à l’eau lourde. Le chlore (35Cl) possède un haut taux d’absorption pour les neutrons thermiques résultant en un pic de cascade de rayons gamma, d’environ 8 MeV. L’efficacité de capture des neutrons de ce procédé est d’environ 83%. Durant ce processus, un bruit de fond est causé par la production de neutrons qui engendreront des rayons gamma avec leur pic situé à 2.45 MeV et 2.63 MeV pour les chaînes de 232Th et de 238U. Pour éviter d’augmenter le bruit de fond, il faut que le sel ait un niveau de propreté le plus élevé possible.

            Voici un graphique (paru dans la publication [8]) montrant que l’efficacité de capture de neutrons dans l’eau lourde avec sel est meilleure que celle de l’eau lourde pure.

Radiation Cherenkov                                                                                                        

            La radiation Cherenkov est émise lorsqu’une particule traverse une matière avec une vitesse v excédant celle de la lumière dans le milieu. [4]

v > vm = c/n

                              où c = vitesse de la lumière dans le vide

                                   n = indice de réfraction du milieu

                                   vm = vitesse de la lumière dans le milieu

            En fait, la particule chargée (soit un électron dans le cas d’une réaction à courant chargé) excite la molécule qui retourne rapidement à son état fondamental, émettant ainsi de la radiation. La lumière émise forme un front d’onde cohérent si v > vm. La lumière Cherenkov est émise dans un angle constant δ par rapport à la trajectoire de la particule. Le lecteur pourra en connaître davantage en allant lire la page sous la référence [4].

Résultats importants obtenus à l’ONS

            C’est en 2001 que sont parus les premiers résultats de l’ONS [5]. Cette parution révéla que les neutrinos solaires provenant de la décroissance du 8B a été détecté à l’ONS à l’aide de la réaction du courant chargé (CC) et par la diffusion des électrons (DE). Le flux totale de neutrinos mesurés fut de (5.44±0.99)x106 cm-2s-1 qui est une valeur proche de celle prédit par le modèle solaire. En 2002 [6], l’ONS démontra l’évidence de la transformation de sorte des neutrinos électronique en utilisant la réaction du courant chargé. De plus, grâce à la réaction du courant neutre, le flux totale mesurer par l’ONS est (5.09±0.45)x106 cm-2s-1, qui est consistant avec la valeur du modèle standard du soleil. Durant la même année, l’ONS montra que le nombre d’événements durant le jour est plus petit que celui durant la nuit. C’est en 2003 [7] que l’ONS a déterminé précisément la totalité des neutrinos actif provenant de la réaction du 8B, soit (5.21±0.27)x106 cm-2s-1. En février 2005 [8], l’ONS trouvèrent que le flux de ne pour un spectre sans déformation est environ 1.68x106 cm-2s-1, le signal provenant de la diffusion d’électron est équivalent à un flux de ne d’environ de 2.35x106 cm-2s-1. Ces résultats sont en accord avec ce qui est attendues pour l’oscillation des neutrinos avec ce que l’on appelle «Large Mixing Angle Parameters» et aussi avec un spectre sans déformation. Le lecteur pourra en apprendre d’avantage en allant lire les publications [5], [6], [7], [8].



Conclusion 

            Ainsi, l’observatoire de neutrinos de Sudbury est l’observatoire qui a fait avancé le plus rapidement nos connaissance sur les neutrinos. En fait, comme il a été cité dans la partie sur les résultats obtenus de l’ONS, celui-ci a pu observer le processus d’oscillations des neutrinos et ce après quelques années seulement après le début des recherches à l’ONS. Cependant, le monde attend bien plus de l’ONS. Il attend que celui-ci fournisse de l’informations sur le centre du Soleil, qui s’avère être un projet très laborieux. Alors, pensez-vous que celui-ci pourra nous fournir cette information dans les prochaines années ? À mon avis, il faudra être patient.  

           



Médiagraphie

[1]   http://www.ps.uci.edu/~superk/neutrino.html

[2]   Introductory Nuclear Physics, KRANE Kenneth S., 1988, pp.534-538

[3]   http://laurentian.ca/physics/SNO/SNO_FR.HTML

[4]   http://rd11.web.cern.ch/RD11/rkb/PH14pp/node26.html#25

[5]   http://owl.phy.queensu.ca/sno/first_results/

[6]   http://owl.phy.queensu.ca/sno/results_04_02/

[7]   http://owl.phy.queensu.ca/sno/results_09_03/

[8]   http://owl.phy.queensu.ca/sno/papers/0502021.pdf

[9]   http://owl.phy.queensu.ca/sno/papers/nim_paper_99_2up.pdf