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

Un peu d’histoire : suggestions théoriques et découvertes expérimentales autour du n. 1896 : Becquerel découvre la radioactivité (prix Nobel 1903). 1913 : Expérience de Rutherford (diffusion a sur feuille Au)  atome = noyau 2Z p + Z e- et nuage e-. 1914 : Chadwick mesure spectre en énergie continu d’ émission b (désintégration 210Bi). 1928 : spin du noyau 14Na 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 me. OK pour spin du 14Na = 14 p + 7 e- + 7 neutrons. Ce neutron est émis en même temps que l’e- lors de la désintegration b. 1932 : Chadwick observe expérimentalement le vrai neutron, beaucoup plus massif que l’e- (prix Nobel 1935). 1933 : Fermi appelle le neutron de Pauli neutrino. Il propose une théorie fondamentale de l’interaction faible en tant qu’interaction de contact (constante de Fermi GF).

Théorie interaction faible de E. Fermi - n - désintégration b- : n  p + e- + n GF p e constante de couplage de Fermi : GF = 1.17.10-5 GeV-2 (incertitude 10-11) << a = 1/137 constante structure fine (électromagnétisme, t  10-17 s / faible t  10-8 s ) interaction de contact propagation d’un boson chargé vecteur de l’interaction faible W+ tps de vie  10-25 s force de couplage  GF avec MW  80 GeV GF

Un peu d’histoire (2) - - - - 1934 : Radioactivité b+ découverte par I. et F. Joliot-Curie. 1937 : Majorana suggère n = n. 1953 : Introduction du nombre leptonique par Alvarez. 1956 : Reines (prix Nobel 1995) et Cowan découvrent le n auprès d’un réacteur nucléaire. 1957 : Pontecorvo suggère l’existence d’oscillation n  n par analogie avec K0  K0. 1959 : Goldhaber démontre expérimentalement que le n est une particule d’hélicité gauche. 1959 : Davis (prix Nobel 2002) montre expérimentalement que la réaction ne + 37Cl  e- + 37Ar est impossible (corrobore la conservation du nombre leptonique). 1962 : Détection directe du nm par Schwartz, Steinberger et Lederman (prix Nobel 1988) (corrobore la conservation du nombre leptonique). - - - -

Un peu d’histoire (3) 1963 : Maki, Nakagawa et Sakata proposent l’oscillation entre saveurs ne  nm. 1968 : Premières mesures du flux de n par Davis montrent un déficit d’1/3. 1989 : LEP mesure le nombre de familles dans le M.S. (nbre de saveurs de n avec mn < mZ/2), il est de 3. 1998 : Observation des oscillations nm  nX des natm par SuperKamiokande au Japon. 2000 : Découverte nt par DONUT au FNAL. 2001 : SNO au Canada détecte des n non électroniques parmi les n démontrant l’oscillation des n. 2002 : KamLand (Japon) trouve un flux déficitaire de n de réacteurs nucléaires par rapport aux n. -

Propriétés des neutrinos - particule ponctuelle expérimentalement (actuellement). - interaction faible (>>> gravitation) : s(ne + p  n + e+)  9.10-41 (En/10)2 cm2 avec En en MeV << mp charge électrique qe=0 (qe(n) < 2.10-14 e par luminosité géante rouge) fermion spin ½ - masses des neutrinos << masses des leptons chargés. Nulle ?? moment magnétique du neutrino nul ?? (nul pour n de Dirac de masse nulle) - diffusion ne sur électrons des atomes : m(ne) < 1.0.10-10 mB (90 % C.L.) - considérations astrophysiques : m(nm) < 6.8.10-10 mB (90 % C.L.) m(nt) < 3.9.10-7 mB (90 % C.L.) moment dipolaire électrique nul ?? (d (nt) < 5.2.10-17 e.cm pour 90 % C.L.) neutrino de Dirac (n ≠ n) ou de Majorana (n = n) ?? (expériences bb0n) CPT conservée ?? c’est-à-dire m(n) == m(n) ? - CP dans le secteur des leptons ? - - - - /

Propriétés des neutrinos : hélicité hélicité gauche Expérience de Goldhaber (1957) : s . p hélicité du neutrino L = transférée à un g, particule détectable plus facilement |p| Capture électronique sur la couche K : e- + 152Eu  ne + 152Sm*  152Sm + g Le noyau (de spin ≠ 0) recule par rapport au n  L déterminée Durée de vie faible (3.10-14 s)  se désintègre en émettant des g polarisés de 960 keV Mesure de polarisation du g permet de déterminer l’hélicité du n Goldhaber : hélicité du n négative avec degré de polarisation = 90 (+10 -20) % précision trop faible pour contraindre les théories au-delà du M.S.

Propriétés des neutrinos : nombre de saveurs 3 saveurs connues ne, nm, nt (nombre mesuré en 1989) observées expérimentalement (depuis 2000) Accélérateur e+e- LEP : phase 1 (1989-1995) avec √s = MZ 16.106 Z0  f f collectés dans 4 détecteurs (ALEPH, DELPHI, L3, OPAL). - mesure des propriétés du boson Z mesure du nombre de saveurs de n tels que mn < mZ/2 par mesure de GZ et des largeurs de désintégration partielles du Z0 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, n’exclut pas la possibilité de neutrino hyper-lourd ou stérile.

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

Propriétés des neutrinos : masse du nm détermination de l’impulsion du m émis lors de la désintégration du p (au repos ou en vol) p+  m+ + nm Par exemple : bombardement cible avec p (590 MeV)  production de p+ et p-, les p- sont absorbés par les noyaux, les p+ se désintègrent : m(nm)2 = mp2 + mm2 - 2 mp √(mm + pm) mesuré par spectromètre magnétique  m(nm) < 170 keV (90 % C.L., Assamagan et. al. 1996) D’autres expériences prévoient sensibilité future  8 keV (Brookhaven E952, désintégration du p en vol)

Propriétés des neutrinos : masse du nt Masse du nt : Par exemple étude désintégrations multi-hadroniques du lepton t auprès de l’accélérateur e+e- LEP (énergie dans le centre de masse √s = MZ) : e+ e-  t+ t- avec t+  2p+ p- nt ou 3p+ 2p- nt ou 3p+ 2p- p0 nt Description par décroissance en 2 corps : t+  h+ + nt - - - - mt2 + mh2 – mn2 Dans R* (repos du t) : E*h = avec mh = masse inv. système hadronique 2 mt Dans Rlabo (par T.Lorentz) : Eh = g (E*h + b p*h cos q) avec q = angle entre propagation du t et système hadronique inconnu (car nt non détecté)  Eh inconnue. Par contre on sait Ehmax = g (E*h + b p*h) Ehmin = g (E*h – b p*h) donc pour mh mesurée et mn donné  1 intervalle [Ehmin, Ehmax] ou bien ce qui nous intéresse : pour 1 distribution mesurée = f(mh, Eh) on extrait une contrainte sur mn par méthode statistique (maximum de vraisemblance) mn < 18.2 MeV (pour 95 % C.L., ALEPH 1998) limite obtenue avant mise en évidence expérimentale du nt !! © J. Collot, IN2P3/LPSC Grenoble

Découverte du nt nm,e  106 (classiquement)   20 nt Expérience DONUT au Fermilab (Chicago). nm,e Faisceau enrichi en nt :  106 (classiquement)   20 nt shielding emulsion target beam dump détection = tranches d’émulsion, scanning automatisé p 800 GeV - incertitude = B.R. (Ds  t nt) = 5  1 % - bruit de fond = désintégration de particules charmées ressemblent à désintégration du t. 21/07/2000 : DONUT annonce observation de 5 candidats nt ! 4 candidats « t longs » / 0.44 bruit de fond attendu 1 candidat « t court » / 0.13 b.d.f. attendu (identification du lepton, D+)

DONUT : désintégration « longue »

DONUT : désintégration « courte »

Le neutrino dans le Modèle Standard Les neutrinos sont de masse nulle dans le M.S. Dans le M.S. il y a 3 doublets Left (= chiralité gauche) d’isospin faible SU(2)L et trois singulets Right : - nℓ,L nℓ,R ℓ-R ℓ+L ℓ-L ℓ+R où ℓ = lepton chargé e, m ou t. W- ℓ-L interaction faible chargée de type V-A, ne couple que les courants gauches nℓ,L 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.

Les sources de neutrinos * Dans l’espace : - Big-Bang :  300 n.cm-2 reliques (fin de l’absorption par les p), équilibre thermique T = 1.9 K (source de ne, nm, nt, ne, nm et nt). - Soleil : énergie produite par réactions nucléaires (interaction faible) source de ne. Flux 2.1038 n/s. Arrivant sur la Terre :  6.4.1010 n cm-2.s-1 - Explosion de supernovae (source de ne, nm, nt, ne, nm, nt) : émission de n durant 1 seconde. * Sur Terre : - radioactivité naturelle (roches, source de ne et ne). - réacteurs nucléaires (source de ne). - désintégration de gerbes cosmiques dans l’atmosphère (source de ne, nm, ne et nm). - production dans des accélérateurs (source de ne, nm ,nt, ne, nm et nt ). - - - - - - SN1987A (23/02/1987) Grand Nuage de Magellan 160 000 années lumière - - - - - - -

Intérêts des neutrinos Dans 1 cm3 d’univers on trouve : 3x110 n 0.5x10-6 p 1000 g  la matière qui nous compose (p, n, e) n’est vraiment pas majoritaire…. mais rassurez-vous, on ne sent rien ! les n nous traversent généralement sans interagir. Intérêt du n : information sur la source car traversent l’espace (matière, champs E, B) sans interagir. Par exemple : seules particules donnant information sur l’intérieur du soleil. Désavantage du n : difficile à détecter nécessite de très grands volumes de détection et beaucoup de temps. Pour avoir une probabilité de 50 % d’arrêter les n il faut une barrière de Pb d’une A.L.

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

Détection des neutrinos (suite) - Radiochimie : transformation d’un atome (Chlore, Gallium) en atome radioactif détecté chimiquement. - Détection de g avec PM : absorption du n et annihilation du e+ dans réaction ne + p  e+ + n. - Trajectographie : identification topologique des particules issues de l’interaction du n avec la matière (le t dans DONUT, deux traces dos-à-dos de bb0n). -

Neutrinos atmosphériques (500 MeV  100 GeV) rayon cosmique primaire : p, He, … symétrie up-down du flux pour En > qq GeV direction du neutrino atmosphère zénith p+ q 25 km flux isotropique de rayons cosmiques m+ e+ Super-K nm q 10000 km R ne q zénith R q - nm atmosphère taux nm/ne 2 pour En < qq GeV

Résultats de Super-Kamiokande 13.103 PM, 50 ktonnes eau pure,  40x40 m2, 1km sous terre. - Čerenkov : séparation m-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 descendant FC nm q nm e-like : consistant avec pas d’oscillation à 10 % près. m-like : fort déficit  avec L (cosq) et  avec E (stop / through) m x descendant PC x détecteur m m montant stopping nm Terre montant descendant

Les neutrinos solaires Réactions nucléaires au sein du soleil sources de neutrinos. Le cycle pp (98 % de l’énergie émise par le soleil) : ne de différentes énergies (raies et spectres continus) et avec des abondances très variées. pep (raie) p + p  2H + e+ + ne p + e- + p  2H + ne pp 0.4 % 99.6 % p + 2H  3He + g 85 % << 1 % hep 15 % 3He + 3He  4He + 2p 3He + p  4He + e+ + ne 3He + 4He  7Be + g 7Be (raie) 99.9 % 0.1 % 7Be + p  8B + g 7Be + e-  7Li + ne 8B 8B  8Be + e+ + ne 7Li + p  4He + 4He 8Be  4He + 4He

Spectre en énergie des n 20 MeV

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

L’expérience SNO 1 ktonne eau lourde (puis eau salée NaCl) 2 km sous Terre 12 m diamètre 9600 PM

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

Les neutrinos des réacteurs KamLand centrale CHOOZ - Exemple : KamLand (Japon) détecte ne provenant de plus de 25 réacteurs (20 % de la puissance nuclaire mondiale) en moyenne distance 180 km. e+ et g de capture du neutron (dans réaction ne + p  e+ + n) détectés par scintillateurs + PM. - Prédiction flux de ne du réacteur = Pth / 4pL2 avec Pth = puissance thermale du réacteur 1879 PM, 1 ktonne liquide de scintillation events/0.425 MeV - Disparition de ne observée, compatible avec oscillation

Bilan expérimental : oscillation de neutrinos Déficit de neutrinos observé par plusieurs expériences : - natm : déficit de nm = f(L,E) (Kamiokande, Super-Kamiokande, Soudan-2, Macro, IMB) - n : déficit de ne = f(E) (Gallex, Sage, GNO, Homestake, Kamiokande, Super-Kamiokande) - nreacteur : déficit de ne Désintégration du n ? Difficile d’expliquer 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 : ne  nm pour les solaires et les réacteurs nm  nt pour les atmosphériques Plusieurs schéma d’oscillation proposés, effet d’oscillation dans la matière (LMA = large mixing angle, SMA = small mixing angle, LOW = low Dm2), 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 ? -

Probabilité d’oscillation n1 cosq -sinq ne n2 sinq cosq nm états propres interaction faible (saveur) états propres physiques (masse) = matrice de mélange orthogonale (2 familles, ici pour l’exemple du calcul) t=0 : ne = f(n1,n2) crée en x avec p défini évolution temporelle : n1(x,t) = n1(0) exp(-iE1t) exp(ipx) n2(x,t) = n2(0) exp(-iE2t) exp(ipx) ne(x,t) cosq sinq cosq -sinq exp(-iE1t) exp(ipx) 0 ne(0) nm(x,t) -sinq cosq sinq cosq 0 exp(-iE2t) exp(ipx) nm(0) = Hypothèse ne(0) = 1 et nm(0) = 0. Probabilité de trouver un nm au temps t ? P(nm,x,t) = | < nm(x,t)| ne(0)  |2 = sin2q cos2q | exp(-iE2t) – exp(-iE1t) |2 = ¼ sin22q | exp(-iE1t) ( exp(-iDEt) – 1) |2 avec DE = E2 - E1 = ½ sin22q ( 1 – cos DEt) = sin22q sin2(DEt/2)

Probabilité d’oscillation (suite) or DE = √(m22 + p2) - √(m12 + p2)  p (1 + m22/2p2 – 1 – m12/2p2) car m1,2/p << 1  (m22 –m12) / 2p P(nm,x,t)  sin22q sin2 (Dm2 t / 4p) avec Dm2 = m22 – m12 Hypothèse : n relativiste x = t (distance entre la source et l’observation) P(nm,x,t)  sin22q sin2(x Dm2 / 4E)  sin22q sin2(1.27 x(km) Dm2(eV2) / E(GeV) ) oscillation amplitude (angle de mélange) La probabilité d’observer un n d’une saveur différente de la saveur du n produit dépend de la distance à la source x, de l’énergie E du n et de la différence Dm2 des masses carrées des deux saveurs considérées. L’amplitude sin22q (la visibilité) de l’oscillation dépend du mélange entre les saveurs. N.B. : Si t = 0 on a E défini à la place de p défini : n1(x,t) = n1(0) exp(-iEt) exp(ip1x) et on aboutit au même résultat car E << mn et donc p2-p1  Dm2 / 2E

Probabilité d’oscillation (suite) Exemple : sin2 2q = 0.7

Oscillation dans la matière Lorsque les n se propagent dans la matière : interaction Courant Neutre (commune aux 3 saveurs) et Courant Chargé (plus importante pour les ne) : - - nX, nX nX, nX - x-, x+ nx, nx espace ne ne W Z W e- e- p, n, e- p, n, e- ne,n,p e-,p,n temps rajoute un terme d’énergie potentielle V = f(densité électronique du milieu) au Hamiltonien Hfaible qui régit les états propres de saveur  V + Hfaible n’est diagonal ni dans (n1,n2) ni dans (ne,nm)  nouvelles valeurs propres : masse effective et Dm2 effectif existant lors de la propagation du n dans la matière même si Dm2 nul dans le vide. Effet d’amplification de l’oscillation dans la matière = effet MSW (Mikheyev, Smirnov, Wolfenstein) : effet jour/nuit (le n traverse la Terre en plus du soleil).

Conclusion expérimentale ℓ+ pour 3 familles cf. CKM W+ Matrice de mélange P-MNS : 6 paramètres = 2 Dm2 + 3 angles + 1 phase Uℓm nm + 2 phases de Majorana éventuelles état propre de masse Dm212 = (8.2 ± 0.6).10-5 eV2 tan2q12 = 0.40 ± 0.8 mesurés SNO, KamLand (n et nreacteur) Dm223 = (2.4 ± 0.4).10-3 eV2 sin22q23 > 0.92 90 % C.L. q13, phase CP et signe(Dm232) : encore inconnus (+ phases éventuelles Majorana) ajustement global : sin22q13 < 0.09 90 % C.L. mesurés Super-Kamiokande (natm) / - - conservation de CPT : Proba (na  na) = Proba (na  na) conservation de CP : Proba (na  nb) = Proba (nb  na)

Conclusion expérimentale (suite) Deux cas de figure possibles : En réalité : résultats controversés de LSND (accélérateur) Dm2  0.1  10 eV2. Nécessite l’existence d’une 4ième n stérile (cf. LEP) et implique 6 schémas de niveaux possibles avec 4 n. Problème qui sera résolu avec résultats de MiniBoone.

Conclusion expérimentale (suite)

Les perspectives Questions à résoudre : Dirac / Majorana Mesures directes des masses (oscillation  Dm2) Hiérarchie des masses Infirmer / confirmer LSND CP dans le secteur des leptons Mesure des éléments de la matrice de P-MNS /