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1 Les neutrinos Histoire : suggestions théoriques et découvertes expérimentales. Propriétés des et leurs mesures directes : hélicité, nombre de saveurs,

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1 1 Les neutrinos Histoire : suggestions théoriques et découvertes expérimentales. Propriétés des et leurs mesures directes : hélicité, nombre de saveurs, masses individuelles (pas oscillation entre saveurs). Découverte du neutrino. Le neutrino dans le Modèle Standard Les sources de neutrinos. Oscillation des : les neutrinos atmosphériques, les solaires, les de réacteurs. Probabilité doscillation. Conclusions des résultats expérimentaux. Perspectives.

2 2 Un peu dhistoire : suggestions théoriques et découvertes expérimentales autour du : Becquerel découvre la radioactivité (prix Nobel 1903) : Expérience de Rutherford (diffusion sur feuille Au) atome = noyau 2Z p + Z e - et nuage e : Chadwick mesure spectre en énergie continu d émission (désintégration 210 Bi) : spin du noyau 14 Na mesuré = 1, or a priori composé par nombre impair de fermions (14 p + 7 e - ) ??? 1930 : Pauli propose une particule neutre de spin ½ dans le noyau, le neutron, de masse équivalente à m e. OK pour spin du 14 Na = 14 p + 7 e neutrons. Ce neutron est émis en même temps que le - lors de la désintegration : Chadwick observe expérimentalement le vrai neutron, beaucoup plus massif que le - (prix Nobel 1935) : Fermi appelle le neutron de Pauli neutrino. Il propose une théorie fondamentale de linteraction faible en tant quinteraction de contact (constante de Fermi G F ).

3 3 Théorie interaction faible de E. Fermi désintégration - : n p + e n p e GFGF constante de couplage de Fermi : G F = GeV -2 (incertitude ) << = 1/137 constante structure fine (électromagnétisme, s / faible s ) interaction de contact GFGF propagation dun boson chargé vecteur de linteraction faible W + tps de vie s force de couplage G F avec M W 80 GeV -

4 4 Un peu dhistoire ( 2) : Radioactivité + découverte par I. et F. Joliot-Curie : Majorana suggère = : Introduction du nombre leptonique par Alvarez : Reines (prix Nobel 1995) et Cowan découvrent le auprès dun réacteur nucléaire : Pontecorvo suggère lexistence doscillation par analogie avec K 0 K : Goldhaber démontre expérimentalement que le est une particule dhélicité gauche : Davis (prix Nobel 2002) montre expérimentalement que la réaction e + 37 Cl e Ar est impossible (corrobore la conservation du nombre leptonique) : Détection directe du par Schwartz, Steinberger et Lederman (prix Nobel 1988) (corrobore la conservation du nombre leptonique)

5 5 Un peu dhistoire (3) 1963 : Maki, Nakagawa et Sakata proposent loscillation entre saveurs e : Premières mesures du flux de par Davis montrent un déficit d1/ : LEP mesure le nombre de familles dans le M.S. (nbre de saveurs de avec m < m Z /2), il est de : Observation des oscillations X des atm par SuperKamiokande au Japon : Découverte par DONUT au FNAL : SNO au Canada détecte des non électroniques parmi les démontrant loscillation des : KamLand (Japon) trouve un flux déficitaire de de réacteurs nucléaires par rapport aux. -

6 6 Propriétés des neutrinos - - particule ponctuelle expérimentalement (actuellement). - interaction faible (>>> gravitation) : ( e + p n + e + ) (E /10) 2 cm 2 avec E en MeV << m p - - charge électrique q e =0 (q e ( ) < e par luminosité géante rouge) - - fermion spin ½ - masses des neutrinos << masses des leptons chargés. Nulle ?? - - moment magnétique du neutrino nul ?? (nul pour de Dirac de masse nulle) - diffusion e sur électrons des atomes : e < B (90 % C.L.) - considérations astrophysiques : ( ) < B (90 % C.L.) ( ) < B (90 % C.L.) - - moment dipolaire électrique nul ?? (d ( ) < e.cm pour 90 % C.L.) - - neutrino de Dirac ( ) ou de Majorana ( = ) ?? (expériences 0 ) - - CPT conservée ?? cest-à-dire m( ) == m( ) ? - CP dans le secteur des leptons ? /

7 7 Propriétés des neutrinos : hélicité Le noyau (de spin 0) recule par rapport au déterminée Durée de vie faible ( s) se désintègre en émettant des polarisés de 960 keV Mesure de polarisation du permet de déterminer lhélicité du Goldhaber : hélicité du négative avec degré de polarisation = 90 ( ) % précision trop faible pour contraindre les théories au-delà du M.S. - - hélicité gauche Expérience de Goldhaber (1957) : s. p hélicité du neutrino = transférée à un, particule détectable plus facilement |p| Capture électronique sur la couche K : e Eu e Sm * 152 Sm +

8 8 Propriétés des neutrinos : nombre de saveurs saveurs connues e,, (nombre mesuré en 1989) observées expérimentalement (depuis 2000) Accélérateur e + e - LEP : phase 1 ( ) avec s = M Z Z 0 f f collectés dans 4 détecteurs (ALEPH, DELPHI, L3, OPAL). - mesure des propriétés du boson Z - - mesure du nombre de saveurs de tels que m < m Z /2 par mesure de Z et des largeurs de désintégration partielles du Z 0 en leptons et quarks : 3 familles de fermions fondamentaux dans le M.S. - - recherche boson de Higgs, de particules au- delà du M.S., étude des quarks beaux et de CP. - / Preuve que 3 et seulement 3 neutrinos couplent au Z, nexclut pas la possibilité de neutrino hyper-lourd ou stérile.

9 9 Propriétés des neutrinos : masse du e - - Masse du e : spectre continu borné de lénergie de lélectron émis lors de la désintégration. Limite supérieure = f(masse du, noyau émetteur) Déterminer avec précision la borne supérieure + mesure (difficile) du recul du noyau émetteur. Sensibilité si bilan de la réaction Q : désintégration du Tritium m( e ) < 3 eV (95 % C.L.) N.B. : nous verrons en realité que les états propres de saveur ne sont pas états propres de masse…. limitation de la résolution du détecteur et m 0 ont le même effet ) futur espéré : 0.3 eV (Katrin)

10 10 Propriétés des neutrinos : masse du Propriétés des neutrinos : masse du - - Masse du : détermination de limpulsion du émis lors de la désintégration du (au repos ou en vol) Par exemple : bombardement cible avec p (590 MeV) production de + et -, les - sont absorbés par les noyaux, les + se désintègrent : m( ) 2 = m 2 + m m (m + p ) mesuré par spectromètre magnétique m( ) < 170 keV (90 % C.L., Assamagan et. al. 1996) Dautres expériences prévoient sensibilité future 8 keV (Brookhaven E952, désintégration du en vol)

11 11 m < 18.2 MeV (pour 95 % C.L., ALEPH 1998) limite obtenue avant mise en évidence expérimentale du !! Propriétés des neutrinos : masse du Propriétés des neutrinos : masse du - - Masse du : Par exemple étude désintégrations multi-hadroniques du lepton auprès de laccélérateur e + e - LEP (énergie dans le centre de masse s = M Z ) : e + e avec ou ou Description par décroissance en 2 corps : + h m 2 + m h 2 – m 2 2 m Dans R * (repos du ) : E * h = avec m h = masse inv. système hadronique Dans R labo (par T.Lorentz) : E h = (E * h + p * h cos ) avec = angle entre propagation du et système hadronique inconnu (car non détecté) E h inconnue. Par contre on sait E h max = (E * h + p * h ) E h min = (E * h – p * h ) donc pour m h mesurée et m donné 1 intervalle [E h min, E h max ] ou bien ce qui nous intéresse : pour 1 distribution mesurée = f(m h, E h ) on extrait une contrainte sur m par méthode statistique (maximum de vraisemblance) © J. Collot, IN2P3/LPSC Grenoble

12 12 Découverte du Découverte du Faisceau enrichi en : e 10 6 (classiquement) 20 p 800 GeV beam dump shielding emulsion target - - incertitude = B.R. (D s ) = 5 1 % - bruit de fond = désintégration de particules charmées ressemblent à désintégration du. détection = tranches démulsion, scanning automatisé 21/07/2000 : DONUT annonce observation de 5 candidats ! Expérience DONUT au Fermilab (Chicago). 4 candidats « longs » / 0.44 bruit de fond attendu 1 candidat « court » / 0.13 b.d.f. attendu (identification du lepton, D + )

13 13 DONUT : désintégration « longue »

14 14 DONUT : désintégration « courte »

15 15 Le neutrino dans le Modèle Standard Dans le M.S. il y a 3 doublets Left (= chiralité gauche) disospin faible SU(2) L et trois singulets Right : où = lepton chargé e, ou.,L,R - R + L - L + R - - L - L W-W-W-W-,L,L interaction faible chargée de type V-A, ne couple que les courants gauches Les neutrinos sont de masse nulle dans le M.S. Actuellement le M.S. ne prend pas en compte les découvertes récentes (oscillation entre saveur et masse non nulle). Notamment si masse==0, chiralité = hélicité.

16 16 * * Dans lespace : - Big-Bang : 300.cm -2 reliques (fin de labsorption par les p), équilibre thermique T = 1.9 K (source de e,,, e, et ). - Soleil : énergie produite par réactions nucléaires (interaction faible) source de e. Flux /s. Arrivant sur la Terre : cm -2.s -1 - Explosion de supernovae (source de e,,, e,, ) : émission de durant 1 seconde. * * Sur Terre : - radioactivité naturelle (roches, source de e et e ). - réacteurs nucléaires (source de e ). - désintégration de gerbes cosmiques dans latmosphère (source de e, e et ). - production dans des accélérateurs (source de e,,, e, et ). Les sources de neutrinos SN1987A (23/02/1987) Grand Nuage de Magellan années lumière

17 17 Intérêts des neutrinos Dans 1 cm 3 dunivers on trouve : 3x x10 -6 p 1000 la matière qui nous compose (p, n, e) nest vraiment pas majoritaire…. mais rassurez-vous, on ne sent rien ! les nous traversent généralement sans interagir. Intérêt du : information sur la source car traversent lespace (matière, champs E, B) sans interagir. Par exemple : seules particules donnant information sur lintérieur du soleil. Désavantage du : difficile à détecter nécessite de très grands volumes de détection et beaucoup de temps. Pour avoir une probabilité de 50 % darrêter les il faut une barrière de Pb dune A.L.

18 18 Détection des neutrinos - - Les sont produits dans les collisionneurs (LEP, Tevatron, futur LHC) mais ninteragissent pas dans les détecteurs. Ils sont identifiés par énergie manquante (collisions e + e - symétriques + conservation de la quadri-impulsion, E T pour collisionneurs hadroniques) dans le cadre du modèle standard. / - - La détection des nécessite de très grands volumes, beaucoup de neutrinos et des temps dacquisition importants. Les principaux principes de détection utilisés pour étudier les dépendent de E : - Effet Čerenkov dans très grands volumes deau ou de glace de la particule chargée créée par interaction avec matière. Sensible aux trois saveurs. e + e - e + e - (CC) X + e - (p,n) X + e - (p,n) (CN) X + e - (p,n) x - + e (n,p) (CC)

19 19 Détection des neutrinos (suite) - - Radiochimie : transformation dun atome (Chlore, Gallium) en atome radioactif détecté chimiquement. - Détection de avec PM : absorption du n et annihilation du e + dans réaction e + p e + + n. - Trajectographie : identification topologique des particules issues de linteraction du avec la matière (le dans DONUT, deux traces dos-à-dos de 0.

20 20 Neutrinos atmosphériques (500 MeV 100 GeV) atmosphère Super-K zénith direction du neutrino R R zénith km 25 km flux isotropique de rayons cosmiques symétrie up-down du flux pour E > qq GeV rayon cosmique primaire : p, He, … + + e+e+e+e+ e atmosphère taux / e 2 pour E < qq GeV -

21 21 Résultats de Super-Kamiokande PM, 50 ktonnes eau pure, 40x40 m 2, 1km sous terre. - - Čerenkov : séparation -like / e-like mesure direction + impulsion - événements descendant / montant (interaction avec roche entourant le détecteur) - - évt descendant : Fully Contained / Partially Contained - - évt montant (vertex toujours extérieur) : stopping / through going e-like : consistant avec pas doscillation à 10 % près. -like : fort déficit avec L (cos ) et avec E (stop / through) montant descendant Terre détecteur x x descendant PC descendant FC montant stopping

22 22 Les neutrinos solaires p + p 2 H + e + + e pp p + e - + p 2 H + e pep (raie) p + 2 H 3 He + 3 He + 3 He 4 He + 2p 3 He + p 4 He + e + + e hep 3 He + 4 He 7 Be + 7 Be + e - 7 Li + e 7 Be (raie) 7 Li + p 4 He + 4 He 7 Be + p 8 B + 8 Be + e + + e 8 B 8 Be + e + + e 8B8B 8 Be 4 He + 4 He Réactions nucléaires au sein du soleil sources de neutrinos. Le cycle pp (98 % de lénergie émise par le soleil) : e de différentes énergies (raies et spectres continus) et avec des abondances très variées % 0.4 % 85 % 15 % << 1 % 99.9 % 0.1 %

23 23 Spectre en énergie des Spectre en énergie des 20 MeV

24 24 Lénigme des neutrinos solaires Différents déficits du flux de e du soleil mesurés par trois types dexpériences : - - Gallium : déficit de 56 6 % e + 71 Ga e Ge * - - Chlore : déficit 33 6 % e + 37 Cl e Ar - - Eau : 47 9 % e + e - e + e - Non observation des raies du 7 Be par les expériences au Gallium, alors que le neutrino du 8 B est vu par SuperKamiokande (eau). mise en évidence de lorigine solaire des e observés par Super-Kamiokande (Japon)

25 25 Lexpérience SNO 1 ktonne eau lourde (puis eau salée NaCl) 2 km sous Terre 12 m diamètre 9600 PM

26 26 Les résultats de SNO C.C. : e + n p + e - Flux déficitaire en e N.C. : X + p (n) p (n) + X Flux des 3 saveurs de conforme aux prédictions (confirme modèle solaire) E.S. : X + e - X + e - Il existe des non électroniques sortant du soleil ! (Flux X – Flux e 0)

27 27 Les neutrinos des réacteurs Exemple : KamLand (Japon) détecte e provenant de plus de 25 réacteurs (20 % de la puissance nuclaire mondiale) en moyenne distance 180 km. e + et de capture du neutron (dans réaction e + p e + + n) détectés par scintillateurs + PM PM, 1 ktonne liquide de scintillation events/0.425 MeV Prédiction flux de e du réacteur = P th / 4 L 2 avec P th = puissance thermale du réacteur Disparition de e observée, compatible avec oscillation - centrale CHOOZ KamLand

28 28 Bilan expérimental : oscillation de neutrinos Déficit de neutrinos observé par plusieurs expériences : - atm : déficit de = f(L,E) (Kamiokande, Super-Kamiokande, Soudan-2, Macro, IMB) - : déficit de e = f(E) (Gallex, Sage, GNO, Homestake, Kamiokande, Super- Kamiokande) - reacteur : déficit de e Désintégration du ? Difficile dexpliquer f(L,E) et f(E) par la désintégration. Par exemple exclu 95 % C.L. par les résultats de KamLand. Oscillation entre saveurs ? Données compatibles avec oscillation : e pour les solaires et les réacteurs pour les atmosphériques Plusieurs schéma doscillation proposés, effet doscillation dans la matière (LMA = large mixing angle, SMA = small mixing angle, LOW = low m 2 ), oscillation dans le vide (QVO = quasi vacuum oscillation, VO = vacuum oscillation) certaines solutions favorisées. Oscillation nécessite masse non nulle des neutrinos. Autre chose ? Interaction non standard ? -

29 29 Probabilité doscillation 1 cos -sin e 2 sin cos = matrice de mélange orthogonale (2 familles, ici pour lexemple du calcul) états propres physiques (masse) états propres interaction faible (saveur) t=0 : e = f( 1, 2 ) crée en x avec p défini évolution temporelle : 1 (x,t) = 1 (0) exp(-iE 1 t) exp(ipx) 2 (x,t) = 2 (0) exp(-iE 2 t) exp(ipx) e (x,t) cos sin cos -sin exp(-iE 1 t) exp(ipx) 0 e (0) (x,t) -sin cos sin cos 0 exp(-iE 2 t) exp(ipx) (0) = Hypothèse e (0) = 1 et (0) = 0. Probabilité de trouver un au temps t ? P(,x,t) = | < (x,t)| e (0) | 2 = sin 2 cos 2 | exp(-iE 2 t) – exp(-iE 1 t) | 2 = ¼ sin 2 2 | exp(-iE 1 t) ( exp(-i Et) – 1) | 2 avec E = E 2 - E 1 = ½ sin 2 2 ( 1 – cos Et) = sin 2 2 sin 2 ( Et/2)

30 30 Probabilité doscillation (suite) or E = (m p 2 ) - (m p 2 ) p (1 + m 2 2 /2p 2 – 1 – m 1 2 /2p 2 ) car m 1,2 /p << 1 (m 2 2 –m 1 2 ) / 2p P(,x,t) sin 2 2 sin 2 ( m 2 t / 4p) avec m 2 = m 2 2 – m 1 2 Hypothèse : relativiste x = t (distance entre la source et lobservation) P(,x,t) sin 2 2 sin 2 (x m 2 / 4E) sin 2 2 sin 2 (1.27 x (km) m 2 (eV 2 ) / E (GeV) ) N.B. : Si t = 0 on a E défini à la place de p défini : 1 (x,t) = 1 (0) exp(-iEt) exp(ip 1 x) et on aboutit au même résultat car E << m et donc p 2 -p 1 m 2 / 2E La probabilité dobserver un dune saveur différente de la saveur du produit dépend de la distance à la source x, de lénergie E du et de la différence m 2 des masses carrées des deux saveurs considérées. Lamplitude sin 2 2 (la visibilité) de loscillation dépend du mélange entre les saveurs. amplitude (angle de mélange) oscillation

31 31 Probabilité doscillation (suite) Exemple : sin 2 2 = 0.7

32 32 Oscillation dans la matière Lorsque les se propagent dans la matière : interaction Courant Neutre (commune aux 3 saveurs) et Courant Chargé (plus importante pour les e ) : X, X - - p, n, e - e -,p,n e-e- e,n,p x, x x -, x + e-e- e e temps espace rajoute un terme dénergie potentielle V = f(densité électronique du milieu) au Hamiltonien H faible qui régit les états propres de saveur V + H faible nest diagonal ni dans ( 1, 2 ) ni dans ( e, ) nouvelles valeurs propres : masse effective et m 2 effectif existant lors de la propagation du dans la matière même si m 2 nul dans le vide. Effet damplification de loscillation dans la matière = effet MSW (Mikheyev, Smirnov, Wolfenstein) : effet jour/nuit (le traverse la Terre en plus du soleil). Z W W -

33 33 Conclusion expérimentale Matrice de mélange P-MNS : 6 paramètres = 2 m angles + 1 phase pour 3 familles cf. CKM + 2 phases de Majorana éventuelles m 2 23 = (2.4 ± 0.4) eV 2 sin > % C.L. 13, phase CP et signe( m 2 32 ) : encore inconnus (+ phases éventuelles Majorana) ajustement global : sin < % C.L. mesurés Super-Kamiokande ( atm ) m 2 12 = (8.2 ± 0.6) eV 2 tan 2 12 = 0.40 ± 0.8 mesurés SNO, KamLand ( et reacteur ) W+W+ + m UmUm état propre de masse / - conservation de CPT : Proba ( ) = Proba ( ) - conservation de CP : Proba ( ) = Proba ( ) - -

34 34 Conclusion expérimentale (suite) En réalité : résultats controversés de LSND (accélérateur) m eV 2. Nécessite lexistence dune 4 ième stérile (cf. LEP) et implique 6 schémas de niveaux possibles avec 4. Problème qui sera résolu avec résultats de MiniBoone. Deux cas de figure possibles :

35 35 Conclusion expérimentale (suite)

36 36 Les perspectives Questions à résoudre : Dirac / Majorana Mesures directes des masses (oscillation m 2 ) Hiérarchie des masses Infirmer / confirmer LSND CP dans le secteur des leptons Mesure des éléments de la matrice de P-MNS /


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