Problème des neutrinos solaires

Le problème des neutrinos solaires est apparu récemment avec la création de structures donnant la possibilité la détection des neutrinos, et surtout Super-Kamiokande dans les années 1990 au Japon.



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  • C'est en 1985, 15 années après l'apparition du problème des neutrinos solaires, qu'IMB et Kamiokande, détectant les neutrinos atmosphériques faute d'avoir... (source : neutrini.free)
  • Elle concerne le problème des neutrinos solaires. On a, depuis longtemps, des indications sérieuses que le flux des neutrinos qui nous viennent du soleil... (source : choruscern)

Le problème des neutrinos solaires est apparu récemment avec la création de structures donnant la possibilité la détection des neutrinos, et surtout Super-Kamiokande dans les années 1990 au Japon. Il provient d'une quantité trop faible de neutrinos détectés comparé à la valeur théorique. Légèrement de physique quantique est indispensable pour comprendre ce problème.

Formation des neutrinos

Les neutrinos et antineutrinos sont des particules élémentaires de masse particulièrement faible (elle était fréquemment supposée nulle au début des recherches), nécessaires dans la théorie de la physique quantique pour assurer la conservation de l'énergie dans les processus de réaction nucléaire. L'énergie des étoiles étant issue en majeure partie des réactions de fusion nucléaire, la quantité de neutrinos créés dans le cœur des étoiles est énorme. Ainsi, à chaque réaction de fusion entre 2 protons au centre d'une étoile, un positron (= anti-électron) et un neutrino sont produits (par conservation du nombre leptonique !).

Insensibles à l'interaction forte ainsi qu'à l'interaction électromagnétique, ils traversent sans aucune difficulté la matière, avec laquelle ils n'interagissent que par l'interaction faible. Ainsi, à chaque seconde, plusieurs millions de neutrinos nous traversent sans interagir, la majorité d'entre eux étant issus du soleil (étoile la plus proche) et de la Terre (radioactivité bêta). Au cœur du Soleil, les réactions de fusion entre 2 protons produisent des νe de basse énergie (0 à 420 keV). Il s'ensuit un cycle compliqué de réactions nucléaires produisant des νe de plus hautes énergies mais en moins grand nombre.

Catégories de neutrinos

La physique quantique prévoit qu'il doit exister 3 types principaux de neutrinos, liés aux types de fermions dont ils sont issus. On peut distinguer ainsi les neutrinos électroniques, essentiellement associés aux électrons ainsi qu'aux quarks up et down ; les neutrinos muoniques, essentiellement associés aux muons ainsi qu'aux quarks charm et strange ; les neutrinos tauiques, essentiellement associés aux taus ainsi qu'aux quarks top et bottom (le neutrino tauique n'a pas encore été directement détecté). À chaque neutrino doit être associé un antineutrino, dont on n'est pas sûr qu'il s'agisse d'une particule différente.

Détection des neutrinos et déficit de neutrinos électroniques

Les détecteurs de neutrinos, jusqu'à une période récente, ne permettaient de détecter que les neutrinos électroniques en interaction avec la matière (ce qui est rare, comme nous l'avons vu). Or, la théorie prédit que les neutrinos produits dans les réactions thermonucléaires au cœur du Soleil sont des neutrinos électroniques.

Connaissant l'énergie rayonnée par le Soleil, et la partie de l'énergie de fusion emportée par un neutrino, on en déduit aisément la quantité de neutrinos s'échappant du soleil par unité de temps. On en déduit par conséquent, connaissant la distance Terre-Soleil, le flux théorique de neutrinos par unité de surface et par unité de temps au niveau de la Terre. Enfin, à partir des caractéristiques du détecteur, on trouve la quantité de neutrinos qu'on doit détecter par jour dans ce flux. Or, l'ensemble des expériences (sur différentes échelles de temps, avec plusieurs détecteurs reposant sur des principes différents) ont montré qu'on ne détecte en fait qu'entre la moitié et les deux tiers des neutrinos attendus, ce qui sort de l'ensemble des incertitudes acceptables.

Résolution du problème

Le problème du manque de neutrinos solaires détectés est désormais attribué à des oscillations des neutrinos. La physique quantique prévoit la possilité que les neutrinos puissent osciller, si leur masse n'est pas rigoureusement nulle, c'est-à-dire qu'un neutrino électronique puisse spontanément au bout d'un certain temps se transformer en neutrino muonique ou tauique, et vice-versa, ceci même dans le vide. Le déficit en neutrinos électroniques détectés serait par conséquent dû selon cette hypothèse au fait que parmi les neutrinos émis par le soleil, tous de type électronique, un certain nombre se transformerait au cours du trajet Soleil-Terre en neutrinos muoniques ou tauiques, que les détecteurs ne voient pas.

Plus exactement, la proportion de l'état propre de masse ν3 pour νe est négligeable lors de sa formation dans le Soleil. Qui plus est , l'angle de mélange θ13 qui intervient en particulier pour les oscillations \nu_e \leftrightarrow \nu_{\tau} est particulièrement faible. Par conséquent le νe restera approximativement un mélange des états propres ν1 et ν2 pendant sa propagation. On peut expliquer le déficit de νe observés par le modèle LMA (large mixing angle) MSW avec la transition \nu_e \rightarrow \nu_{\mu}. La condition d'adiabaticité est vérifiée avec une très bonne précision pour l'ensemble des énergies.

Dans le Soleil, des milliers de longueurs d'oscillations sont obtenues. De nombreuses oscillations se produisent aussi dans le vide mais la proportion des saveurs de quarks serait conservée en moyenne. En 2008, les meilleures valeurs sont \theta \simeq 34° et \Delta mˆ2 \simeq 8.0 \times 10ˆ{-5} eVˆ2. Les neutrinos les plus énergétiques subiraient dans le Soleil une conversion adiabatique.

Nous avons pour ces neutrinos : 
P = |\langle \nu_e | \nu(t) \rangle|ˆ2 \approx |\langle \nu_e |\nu_{2m}(t) \rangle|ˆ2
= |\langle \nu_e |\nu_{2} \rangle|ˆ2 \approx \sinˆ2 \theta \approx \frac{1}{3} 
. Nous retrouvons grossièrement la valeur donnée par l'expérience. Une déviation de la valeur de la probabilité sin2θ est une indication de la présence d'oscillations.

Expériences futures

Une piste envisagée pour vérifier cette hypothèse est de comparer entre le jour et la nuit le flux de neutrinos détecté. En effet, la nuit, les neutrinos solaires, pour être détectés, doivent traverser toute la Terre, et devraient par conséquent pouvoir osciller par interaction avec la matière, par conséquent à un taux différent de l'oscillation dans le vide, ce qui devrait causer un flux détecté différent comparé à celui détecté dans la journée. En outre, une telle expérience permettrait de mieux connaître les périodes de ces oscillations, ce qui perfectionnerait notre compréhension du phénomène. Mais aujourd'hui, les détecteurs ne sont pas suffisament sensibles pour permettre cette mesure.

Une autre piste explorée est celle de l'étude des oscillations envisageables de neutrinos génèrés par des réacteurs nucléaires ou des accélérateurs de particules, comme par exemple les expériences CNGS ou K2K.

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La version présentée ici à été extraite depuis cette source le 07/04/2010.
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