Le neutrino, une particule fantôme

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1 Le neutrino, une particule fantôme
Postulé par le calcul, découvert par l'expérience, puis objet d'analyse, le neutrino est encore aujourd'hui une énigme et un bon exemple de démarche scientifique. Cette conférence en images présente le neutrino, particule tout à fait singulière. En voici les principaux points : Quelles sont les propriétés du neutrino ? Comment et où les neutrinos sont-ils produits ? Comment les détecte-t-on ? Quels types d’expériences doivent être réalisées ? Comment voit-on l’Univers ? Ce cadre devrait permettre à chacun, s'il le souhaite, de traiter plus en détail l'une ou l'autre des expériences présentées ici et de montrer ainsi ce qui est mis en oeuvre pour tenter de résoudre l’énigme du neutrino.

2 Les dimensions caractéristiques du monde microscopique
Sur ce transparent sont reportées les dimensions caractéristiques du monde microscopique (au-delà du pouvoir séparateur de nos yeux). Remarquez que si, par un changement d'échelle, on amenait le rayon d'un atome à 1 km, celui d'un nucléon n'atteindrait qu'1 cm. Plus les objets étudiés sont petits, plus les appareils qui permettent d'en connaître la structure sont volumineux ! Pour examiner des molécules, un microscope électronique suffit, et il n'occupe que quelques m2. Pour étudier le noyau atomique, un cyclotron [ici AGOR(1)] tient dans un hall de quelques dizaines de m2. Mais, pour élucider la structure des composants du même noyau, l'accélérateur linéaire à électrons du SLAC(2) près de San-Francisco aux Etats-Unis a une longueur de 3,2 km pour atteindre une énergie de faisceau de 50 GeV. Enfin, pour traquer les constituants ultimes de la matière, il faut des énergies encore plus élevées obtenues par exemple aux accélérateurs du CERN(3). La photo en bas à droite représente une vue d'avion du site du CERN près de Genève. Le pointillé marque la frontière franco-suisse ; le petit cercle indique l'accélérateur SPS(4) (diamètre 2 km), tandis que le grand cercle indique le collisionneur LEP(5) dont le diamètre est de 9 km. La photo montre aussi, au premier plan, la piste de l'aéroport international de Genève-Cointrin, et les petites villes de Ferney-Voltaire et de Saint-Genis. Dans le lointain, on devine les premières pentes du Jura. Le LEP sera remplacé par une machine de même taille, le LHC(6), qui permettra d'atteindre des énergies de 14 TeV (14000 GeV) par collision en Un tel gigantisme implique des investissements financiers et humains importants. A chaque dimension caractéristique peut être associée une énergie typique, qui mesure la cohésion de l'objet étudié, ainsi qu'une température typique (par exemple, 1 MeV correspond à 10 milliards de degrés). C'est à ces domaines de longueur et d'énergie que s'intéresse l'IN2P3, l'institut du CNRS dans lequel nous travaillons. (1) Accélérateur Groningen-ORsay, cyclotron à aimants supra-conducteurs (2) Stanford Linear Accelerator Center (3) Laboratoire européen pour la physique des particules (anciennement Centre Européen de Recherche Nucléaire) (4) Super Proton Synchrotron (5) Large Electron-Positron Collider (6) Large Hadron Collider (T2)

3 Un neutrino pour quoi faire ?
1896 : 238 U Th + particule alpha Cette émission sera baptisée radioactivité alpha 1900 : mise en évidence de l’émission gamma (Paul Villard) 1914 : Chadwick mesure le spectre continu d’électrons radioactivité bêta 1930 : N N’+e N N’ + e +? (Pauli) 1933 : théorie proposée par Fermi pour n p + e + ve et beaucoup plus tard une théorie complète avec Un neutrino pour quoi faire ? Le caractère immuable de la matière a été remis en cause avec la découverte de la radioactivité il y a 100 ans. À la suite de cette découverte, l'étude des noyaux radioactifs et de leurs rayonnements a montré qu'il existait trois types de radioactivité suivant la nature de l'émission : a, b, g. • Dans le premier cas, un noyau d'hélium -édifice très stable- appelé particule a, est expulsé du noyau initial avec une énergie bien définie compensant l'énergie équivalente à la différence de masse entre le noyau initial et le noyau final (E = mc2) en vertu du principe de conservation de l'énergie. • Il en est de même lors de l'émission de rayons g : les photons sont émis à une ou plusieurs énergies bien définies (valeurs discrètes). • En revanche il en va différemment des rayons b, qui sont des électrons, découverts en 1897 par J.J. Thomson ( ). À la surprise des physiciens, pour ce rayonnement b, l'énergie d'émission des électrons s'étendait continûment de 0 à une valeur maximum correspondant à l'énergie totale disponible dans le noyau émetteur (spectre continu d'émission). Pour expliquer ce fait, une longue polémique s'ensuivit qui conduisit à "l'invention" du neutrino en 1930, puis à sa découverte expérimentale, en 1956. (T3)

4 Les acteurs Pauli invente le “ neutrino ” 1930 Fermi explique 1933
Reines et Cowan le découvrent en 1956 Puis dans une deuxième phase d’autres types de neutrinos sont produits avec des accélérateurs... dès Les acteurs La polémique sur la possibilité de non-conservation de l'énergie dans ce type de désintégration, fut alimentée par Niels Bohr ( ), qui suggéra des mécanismes différents à l'échelle subatomique, ne conservant l'énergie qu'en moyenne. C'est le physicien suisse, d'origine autrichienne (naturalisé américain par la suite) Wolfgang Pauli ( ), qui suggéra en 1930, pour sauver le principe de conservation de l'énergie, de faire intervenir une particule supplémentaire non observée, donc neutre et de masse faible (voire nulle) qu'il qualifie lui-même de "remède désespéré". Cette particule sera baptisée "neutrino" "le petit neutre" par Enrico Fermi ( ), par opposition au "neutrone" (le gros neutre) ou neutron (en français) que James Chadwick ( ) venait de découvrir. C'est au même Fermi que l'on doit, vers 1933, une explication complète de la désintégration b basée sur l'hypothèse que le couple électron-neutrino était produit par le noyau, alors que ni l'une ni l'autre de ces particules n'y préexistent, à la différence de la particule , quasiment préformée dans le noyau. Le neutrino ne laissant aucune trace dans les détecteurs existants, il devait en outre être insensible aux interactions électromagnétiques et nucléaires. Ceci explique pourquoi il s'écoulera environ 25 ans entre cette idée originale, et la mise en évidence de cette particule (1956) par Clyde Cowan ( ) et Frederick Reines, ce dernier ayant reçu le prix Nobel de physique en 1995 pour cette découverte . Ce rappel historique résume toute la spécificité du neutrino et son mystère ... Soixante ans de recherches opiniâtres menées par différents physiciens pour une "particule". C'est cette recherche que nous allons décrire à travers les questions qu'elle soulève et les expériences réalisées ou en projet. (T4) En 1968 R.Davis détecte pour la première fois des neutrinos issus du soleil En 1987 un détecteur géant détecte des neutrinos d’une supernova ! L’astronomie neutrino est en marche.....

5 Les constituants élémentaires de la matière
Le neutrino et les constituants élémentaires de la matière La matière à son échelle la plus élémentaire est composée de deux familles de particules, les leptons et les quarks. Chaque famille comprend six particules groupées en paires. En particulier les leptons comprennent : • l’électron et le neutrino électronique, • le muon et le neutrino muonique, • le tau et le neutrino tauique. Lorsque l’on découvre une particule, l’une des préoccupations des physiciens est d’en mesurer les paramètres essentiels. En outre, dans le cas du neutrino, où 25 ans séparent la suggestion de son existence et sa mise en évidence, le mystère peut sembler plus grand. Une liste de questions se posent ainsi à son propos : • Le neutrino a-t-il une masse ? Si oui, quelles en sont les conséquences ? À ce propos, il est intéressant de remarquer que toutes les briques élémentaires de la matière sont massives. • Le neutrino est-il stable ? • Le neutrino existe-t-il sous différentes espèces ? • Est-il à lui-même son antiparticule ? (T5) En particulier il existe un antineutrino associé à chaque espèce de neutrino : ne nm nt

6 La masse du neutrino e = 10-4 l’univers se recontractera !!!
Dès les premières secondes l'univers se remplit de neutrinos : Aujourd’hui il y en a 100 par cm3 et par espèce. Avec mn = e me La densité de l’univers en neutrinos est : 300 x 106 e me / m3 e = 10-4 l’univers se recontractera !!! Quelque soit mn non nulle le neutrino peut osciller La masse du neutrino ? Parmi toutes les questions importantes qui se posent au sujet de cette particule, nous avons choisi d'insister sur celle de sa masse, qui est sans doute celle qui a le plus mobilisé les physiciens. Si l'on mesure la masse de notre Univers, on lui trouve une densité que l'on compare à une densité dite "critique" en deçà de laquelle notre Univers est en expansion infinie selon la théorie de la relativité générale d'Einstein. On peut faire une analogie entre cette quantité et la vitesse de libération d'un objet propulsé vers le ciel, vitesse au-delà de laquelle l'objet échappe à l'attraction terrestre. Dans notre cas, la densité critique est estimée à quelques masses de proton par m3. En raison du très grand nombre de neutrinos présents dans l'Univers, leur masse peut jouer un rôle décisif. En effet : • Il suffit que la masse du neutrino soit un millionième (10-6) de la masse de l'électron, pour que l'Univers soit dominé par la masse des neutrinos. • si cette masse est un dix-millième (10-4) de la masse de l'électron, notre Univers arrêtera son expansion, il se recontractera. On voit bien dès lors l'importance que revêt l'existence d'une masse non nulle pour le neutrino. En effet, le neutrino est ainsi directement relié à la cosmologie puisque : • d'une part l'avenir de notre Univers en dépend, • d'autre part il peut résoudre, partiellement, la question non moins brûlante de la "masse manquante" de l'Univers. Il devient ainsi clair que les physiciens nucléaires, des particules et les astrophysiciens, sont intéressés à la problématique du neutrino. Pour tenter de mieux comprendre cette particule nous sommes amenés à nous poser d'autres questions : • Comment et où produit-on des neutrinos ? • Comment les détecte-t-on ? • Quels types d'expériences doivent être réalisées ? Certaines de ces expériences sont basées sur le phénomène d'oscillation du neutrino : si le neutrino a une masse, alors chaque "espèce" de neutrino peut se transformer continûment en une autre. Et, réciproquement, si un neutrino oscille, il a une masse non nulle ; c'est la raison pour laquelle plusieurs expériences tendent à mettre en évidence ce phénomène d'oscillation. Deux types d'expériences sont réalisées : • On tente de détecter sur la trajectoire d’un faisceau de neutrinos d'une espèce connue, des neutrinos d'une autre espèce. On dit que l'on a une expérience d'apparition. • A partir d’une source connue de neutrinos (un réacteur), on cherche à comparer le nombre de neutrinos encore présents dans un détecteur à celui de la source. C'est alors une expérience de disparition. (T6)

7 Les sources naturelles du neutrino
Les sources du neutrino Suivant le domaine d'énergie considéré, le neutrino se comporte de façon différente vis-à-vis de la matière qu'il rencontre. Il est donc commode de différencier les domaines d'énergie où il intervient. autour du meV (10-3 eV) : Dans la soupe primordiale de particules à très haute température, et dès les premiers centièmes de seconde de notre Univers, nous trouvons des neutrinos en très grand nombre (un milliard de fois plus que des protons). Ils sont produits suivant la réaction : e+ + e-  n + n. Ces neutrinos, reliques des premiers instants de l'Univers , ont suivi l'expansion en volume de l'Univers et leur énergie a diminué (la soupe s'est refroidie). Ils sont aujourd'hui dilués à raison de 100/cm3 et par espèce. Le domaine de physique concerné est la cosmologie. du keV au MeV (1 000 eV à eV) : Nous sommes dans le domaine de la physique nucléaire ou de l'astrophysique nucléaire. Ces énergies sont mises en jeu lors des réactions de fusion dans le Soleil (n solaires) ou dans certaines désintégrations b de noyaux radioactifs. Ces énergies sont aussi obtenues dans les centrales nucléaires après désintégration des produits de fission. au delà du GeV (un milliard d'eV) : C'est le domaine d'énergie des accélérateurs de particules ou des rayons cosmiques. Les neutrinos produits servent de sonde pour la matière ou de témoin de phénomènes violents qui ont lieu dans l'Univers. D'autre part, la méthode de production des neutrinos est souvent liée aux questions que l'on se pose et aux expériences que l'on projette. Les sources naturelles de neutrinos Dans les étoiles La fusion de deux protons dans le Soleil conduit à la production d'hydrogène lourd (deutérium) accompagné d'un positon et d'un neutrino. Cette réaction brûle lentement l'hydrogène (600 millions de tonnes par seconde !) et permet ainsi au Soleil de nous chauffer et à la vie de se développer sur Terre. Ceci constitue le cycle de production d'énergie (synthèse de l'hélium) dans le Soleil. Issus du Soleil, 65 milliards de neutrinos par seconde et par cm2, soit trois à quatre par cm3, nous transpercent, tels d'indolores fléchettes. Dans le coeur des supernovae, nous assistons à la photodissociation du fer en éléments plus légers : g + 56 Fe  13 a + 4n suivi de a + g  2p + 2n qui a pour conséquence les réactions de capture d’électrons par les protons : e- + p  n + ne Un peu plus tard dans l'évolution de l'étoile, on assiste aussi à des réactions du type production de paires neutrino-antineutrino. Dans l'atmosphère... Le neutrino est le produit de désintégration de particules instables, combinaisons de quark-antiquark appelées mésons p (pions) ou K (kaons), qui sont présents dans les rayons cosmiques. Lorsque les protons pénètrent dans l'atmosphère terrestre, ils produisent des pions et des kaons chargés qui se désintègrent selon le processus général suivant :  / K   +    e- + e +  +  e+ + e +  (T7) p + p  e+ + d + ne Les neutrinos émis par le soleil, témoins de la synthèse de l’hélium. d + p  3He + g 3He + 3He  4He + 2p Neutrinos issus des supernovae e- + p  n + ne et du cosmos e+ + e-  n + n

8 Trois sources artificielles de neutrinos
Des sources artificielles de neutrinos Les centrales nucléaires La centrale nucléaire de Chooz dans les Ardennes, d'une puissance de 2 x MWTh, représente fissions/s soit 6 fois plus de neutrinos. Le détecteur, situé à une distance de 1000 m de la centrale... Trois sources artificielles de neutrinos Sur notre planète Terre • par une bombe atomique du type Hiroshima (bombe A) qui produit des antineutrinos après fission, comme un réacteur nucléaire, ou par une bombe H qui produit des neutrinos par fusion nucléaire. À tel point que la première proposition pour détecter les neutrinos, dans les années 50, fut de placer un détecteur sur un site d'expérimentation militaire, où l'on faisait exploser des prototypes de bombe (Los-Alamos) ! • auprès des réacteurs : Les abondants fragments de fission, pour la plupart radioactifs, émettent des "antineutrinos" par radioactivité bêta. C'est la raison pour laquelle les premiers détecteurs ont été installés auprès des centrales de production d'énergie nucléaire. Ce fut le cas du projet "Poltergeist" (esprit frappeur) des physiciens Clyde Cowan et Frederick Reines. • Les accélérateurs : Ils sont aussi des sources de neutrinos (T8) Une bombe thermo-nucléaire ...est installé à une profondeur de 100 m

9 Le neutrino, un passe-muraille ?
Un neutrino peut parcourir km entre 2 collisions : Conséquence : Des milliards de milliards de neutrinos traversent la terre de part en part pour quelques uns qui s’y arrêtent. Le neutron libre vit en «moyenne» 15 minutes Le neutrino, un passe-muraille ? Etant donné l'importance de cette particule a priori sans masse et invisible, le physicien s'est rapidement posé la question de sa mise en évidence, autrement dit de la façon de la détecter. Mais l'interaction du neutrino avec la matière donne peu d'effets détectables, ce qui le rend particulièrement difficile à mettre en évidence. À tel point que Pauli lui-même disait qu'il avait inventé une particule que l'on ne pourrait jamais voir ! Nous emprunterons ici une explication due à Asimov pour illustrer la transparence de la matière vis-à-vis du neutrino. Le processus de radioactivité bêta : n  p + e- + e qui consiste en la désintégration d'un neutron (n) pour donner proton,électron, antineutrino, a lieu en moyenne en 15 minutes et donne un antineutrino d'énergie environ 1 MeV. A l'inverse si le neutron absorbe le neutrino dans la réaction apparentée suivante : e + n  p + e-, il lui faudra en moyenne 15 minutes, ou environ 1000 secondes, durée pendant laquelle le neutrino à la vitesse de la lumière parcourt environ kilomètres. Ceci, à condition qu'il passe sans cesse à côté de neutrons qui se touchent, ce qui suppose d'être dans une matière aussi dense que celle d'un noyau. Mais la matière ordinaire est pratiquement vide : elle est faite d'atomes qui se touchent, et la taille des atomes est environ fois plus grande que celle de leur noyau. Le neutrino ne rencontre donc, par unité de surface, que cent millions de fois (10 0002) moins de neutrons dans la matière ordinaire que dans la matière d'un noyau. Il doit donc y parcourir une longueur cent millions de fois plus grande pour rencontrer assez de neutrons et avoir une chance d'être absorbé, soit environ km. On dit alors que le neutrino agit peu ou "faiblement" pour garder une terminologie aussi proche que possible de la théorie (interaction faible) qui décrit sa production comme sa façon d'interagir. Par conséquent, aux énergies de la radioactivité (de l'ordre du MeV), l'Univers est quasiment transparent aux neutrinos. (T9)

10 Des expériences de détection des neutrinos
La mise en évidence des neutrinos Expérience de Reines et Cowan (1956) Des expériences de détection des neutrinos Dans ce domaine de physique, l'IN2P3 a été particulièrement actif. Nous n'expliquerons pas ici toutes les expériences liées aux neutrinos. Et, dans la mesure où elles recouvrent de nombreuses techniques, nous laissons le soin à leurs participants d'en exposer les qualités et caractéristiques. En revanche nous citerons quelques-unes de ces expériences parmi les plus significatives dans ce domaine. Pour voir un neutrino, il s’agira de mesurer : • soit une énergie déposée due à la collision du neutrino avec un noyau, un électron. • soit les produits plus facilement détectables, par exemple, la désintégration bêta inverse d'un noyau comprenant Z protons et A nucléons : n + (A, Z)  (A, Z+1) +e- produit un noyau instable qui peut être détecté par sa désintégration. • Expériences auprès des réacteurs Depuis la découverte du neutrino auprès du réacteur de Savannah-River aux USA, les expériences auprès des réacteurs se sont succédées. Dans ce cas, on observe le neutrino - ou plus exactement l'antineutrino - en détectant les produits typiques résultant d'une interaction de cette particule. La grande quantité des antineutrinos fournis par les réacteurs permet de se contenter d’un détecteur de volume modeste (de l’ordre du mètre cube). Ces expériences ont essentiellement pour mission de mettre en évidence un phénomène de disparition des neutrinos produits. Une telle observation conduirait à une interprétation en termes de masse du neutrino (expériences au Bugey, à Gösgen, et à Chooz). • Neutrinos extra-terrestres Le neutrino peut témoigner, comme le photon, du déroulement de phénomènes violents ou mystérieux dans l'Univers (explosion de supernova, fonctionnement d'une étoile...). Il s’agit de détecter des neutrinos extraterrestres (solaires ou atmosphériques). Rappelons que les premières observations de ce type furent celles des neutrinos solaires dans l'expérience de Ray Davies (Homestake ). Ces observations ont, depuis 30 ans maintenant, révélé un déficit de neutrinos en provenance du Soleil. Ce résultat qui est désormais connu comme "anomalie des neutrinos solaires" a donné lieu à une activité importante dans ce domaine et à des expériences aux performances accrues. La détection de ces neutrinos ou de neutrinos d'énergie équivalente (inférieure ou de l'ordre du MeV) requiert des détecteurs de grande taille (des milliers de m3) en raison du très faible taux d'événements. Dans cette gamme d'énergie, il est le plus souvent nécessaire de se protéger des rayons cosmiques et par conséquent d'installer le détecteur dans une mine, sous l'eau, ou encore dans un tunnel. La couverture de terre ou d'eau joue le rôle de tamis ne laissant passer que les particules les plus pénétrantes, évitant ainsi des détections indésirables (bruit de fond). (T10) Le neutron est capturé par un atome de cadmium qui en se désexcitant produit 3 photons gamma. Par ailleurs, le positon s’annihile avec les électrons pour donner 2 photons gamma.

11 Cern-Gran Sasso : une expérience d’oscillation de neutrinos
Des expériences de détection de neutrinos • Dans les accélérateurs Certaines particules instables se désintègrent en produisant des neutrinos. C'est le cas des mésons . Le processus est identique à celui de la production de neutrinos d'origine cosmique, où l'atmosphère joue le rôle d'absorbeur. Avec des accélérateurs de particules, il est possible de produire des neutrinos par bombardement, puis absorption des particules indésirables. Dans ce cas, on obtient des énergies plus élevées et des flux importants, ce qui doit permettre d'utiliser des détecteurs de taille plus raisonnable. En effet, plus l'énergie du neutrino est élevée (au-delà du GeV), plus la matière est opaque vis-à-vis du neutrino ou, autrement dit, plus celui-ci va interagir. C'est avec un faisceau de neutrinos dirigé sur une "chambre de détection" (Gargamelle) que les courants neutres ont été découverts. Les faisceaux de neutrinos servent aussi pour des expériences cherchant à mettre en évidence des changements d'espèce. Les dernières en date utiliseront des faisceaux issus du CERN et dirigés vers le laboratoire souterrain du Gran Sasso en Italie, à plus de 700 km de distance. (T11) T11

12 La double désintégration bêta du noyau
A côté des expériences souterraines pour détecter les neutrinos du Soleil, il existe une série d'expériences qui ont lieu aussi dans des laboratoires souterrains et qui sont destinées à répondre à plusieurs questions : • mesurer la masse du neutrino (si elle n'est pas nulle) • en connaître la nature : le neutrino est à lui-même son antiparticule ? Si la réponse à cette dernière question est positive, tout se passe alors comme si l’antineutrino produit par désintégration d’un neutron dans certains noyaux radioactifs était réabsorbé par un neutron voisin de même noyau.. On observera alors l'émission de deux électrons sans émission de neutrinos, baptisée double désintégration bêta sans neutrinos. C'est ce phénomène que l'on cherche à mettre en évidence, mais sa probabilité est très faible puisqu'elle correspond à deux interactions faibles successives. On peut attendre au mieux environ 3 ou 4 événements par an et par kilogramme de matière. Ce type d'expériences doit s'installer dans des sites protégés des parasites cosmiques et radioactifs. Ce type d'installation est possible en France au laboratoire souterrain de Modane (Tunnel du Fréjus) où une telle expérience (NEMO pour Neutrino-Molybdène) est en prise de données. (T12) 2n  2p + 2e-

13 Comment voit-on l’Univers ?
À côté de la physique du neutrino, qui consiste à mesurer les paramètres essentiels encore inconnus et à déterminer la nature de cette particule, il est apparu une branche nouvelle de la physique : "l'astronomie neutrino". Au début du siècle, notre compréhension de l'Univers reposait essentiellement sur des observations visuelles dans le domaine optique. Puis, grâce aux radio-télescopes, la fenêtre de sensibilité s'est élargie, couvrant ainsi une gamme plus grande d'ondes électromagnétiques. Avec la détection des rayons infra-rouges, ultraviolets, X, et même des rayons gamma de plus haute énergie, on couvre un plus large spectre de "visibilité" de l'Univers qui nous entoure. Le neutrino, qui nous parvient depuis le coeur des étoiles, est un nouveau témoin de la structure de notre Univers. Voir le ciel à l'aide des neutrinos nous permet d'accéder à de nouvelles informations. C'est la raison pour laquelle nous assistons à un engouement récent pour l'astronomie neutrino. L'astronomie neutrino, en gestation depuis la première détection des neutrinos solaires dans les années 60, est née à la fin des années 80 avec la détection non prévue, dans plusieurs détecteurs au même instant, des neutrinos émis par la supernova SN1987A dans le grand Nuage de Magellan. Cette astronomie comporte l'observation des neutrinos de basse énergie issus du Soleil aussi bien que ceux de plus haute énergie en provenance des supernovae ou même des galaxies proches. Elle a déjà constaté certaines anomalies, en particulier celle des neutrinos solaires. En effet lorsque, en 1968, le chimiste (bel exemple d'interdisciplinarité) Ray Davies rendit compte de ses premières observations "indirectes" de neutrinos venus du Soleil, les physiciens furent confrontés à un problème sérieux : après comparaison avec les modèles décrivant l’évolution de cette étoile, il semblait y avoir un déficit indiscutable et important de neutrinos en provenance du Soleil. Le Soleil fonctionnait-il bien comme on l'avait toujours cru ? Ou bien le neutrino se transformait-il d'une espèce en une autre sur son parcours Soleil-Terre (oscillations) ? On a alors assisté peu à peu à la reconversion d'un certain nombre de sites souterrains qui, mis à part Homestake (South Dakota, où se trouve le détecteur de Ray Davies), étaient destinés à détecter des désintégrations de proton pour en mesurer la durée de vie. Une série d'expériences destinées à détecter les neutrinos solaires se sont mises en place et ont confirmé le déficit. Toujours plus ambitieuse, l'astronomie neutrino ne fait donc que commencer et, au-delà de ce siècle, il est très probable que s'installeront des expériences au sol (sous la terre, sous la mer, sous la glace) destinées à la détection de neutrinos stellaires et extragalactiques. (T13) T13

14 Les rayons cosmiques T14 Conclusion
En 1936, quelques années à peine après la formulation de l’hypothèse du neutrino, Bethe et Bacher déclaraient à son sujet : • il ne porte pas de charge • sa masse est très petite, probablement nulle • il n'a pas d'effets détectables • il est stable En 2002, et malgré un rythme soutenu d'expériences délicates, il est intéressant de constater que notre compréhension du neutrino a progressé ouvrant cependant sur d ’autres questions : • le neutrino change sans doute de saveur dans certaines conditions et possède une masse • cependant on ne connaît pas encore exactement sa nature : est-il ou non à lui-même son antiparticule? Etant donné le nombre et l'importance des processus dans lequel le neutrino joue un rôle, on ne s'étonnera pas de savoir qu'aujourd'hui encore de nombreux physiciens dans le monde traquent le neutrino dans ses caractéristiques les plus intimes, autour de projets d'expériences coûteuses et de grande taille ! L'enjeu reste important puisqu'il s'agit : • de découvrir une fraction de la matière cachée dans l ’Univers • de comprendre les mécanismes violents dans l ’Univers à travers des sources de neutrinos dans l ’univers proche et lointain. En quelque sorte, une lumière neutrino est à comparer aux photons qui nous parviennent d'un ciel plein d'étoiles. (T14) T14