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Neutrino


Le neutrino est une particule élémentaire. Il possède un spin de 1/2, c'est donc un fermion. Selon le modèle standard de la physique des particules, longtemps sa masse fut supposée nulle; toutefois, des expériences récentes (Super-Kamiokande) ont montré que celle-ci, bien que très petite, est différente de zéro.

L'existence du neutrino a été postulé pour la première fois par Wolfgang Pauli pour expliquer le spectre continu de la désintégration bêta ainsi que l'apparente non-conservation du moment cinétique.

Les neutrinos interagissent uniquement par l'intermédiaire de l'interaction faible et sont insensibles à l'interaction forte et aux interactions électromagnétiques.

Puisque le neutrino n'interagit que fort peu, en se déplaçant dans la matière ordinaire sa probabilité d'interagir est très petite. Il faudrait une épaisseur d'une année lumière de plomb pour arrêter la moitié des neutrinos qui la traversent. Les détecteurs de neutrinos contiennent donc typiquement des centaines de tonnes d'un matériau construit de telle façon que quelques atomes par jour interagissent avec les neutrinos entrant. Dans une supernova qui s'effondre, la densité dans le noyau devient suffisamment élevée (1014grammes/cm3) pour que les neutrinos produits puissent être retenus un bref moment.

Il existe trois genres, ou saveurs de neutrinos : le neutrino électronique ou neutrino-électron νe, le neutrino muonique ou neutrino-muon νμ et le neutrino tauique ou neutrino-tau ντ. Ils sont appelés d'après le lepton qui leur est associé dans le modèle standard. Des expériences récentes, notamment celle de Super-Kamiokande en 1998 (qui reçut le prix Nobel de physique 2002 à cette occasion) et celle menée à l'Observatoire de Neutrinos de Sudbury depuis 1999, ont montré que les neutrinos peuvent, par l'intermédiaire d'un phénomène appelé oscillation du neutrino, se transformer continuellement d'une forme de saveur en une autre. Ce phénomène n'est possible que si les neutrinos possèdent une masse et que celle-ci est différente pour chaque saveur. La découverte de ce phénomène à permis de fournir une solution au problème des neutrinos solaires.

Un autre problème en astrophysique qui concernait les neutrinos est celui de la matière sombre, la masse « manquante » de l'univers. En effet, l'univers semble contenir beaucoup plus de matière que celle qui est détectable par le rayonnement qu'elle émet. Cette matière qui n'émet pas de lumière, d'où le terme matière sombre, est toutefois détectable par l'influence gravitationnelle qu'elle exerce sur la matière visible comme les étoiles et les galaxies, et, jusqu'à récemment, on pensait que si les neutrinos possédaient une masse ils pourraient peut-être constituer la matière sombre. Toutefois, selon les connaissances actuelles, la masse des neutrinos est bien trop petite pour que les neutrinos puissent contribuer à une fraction significative de la matière sombre.

La majeure partie de l'énergie dégagée lors de l'effondrement d'une supernova est rayonnée au loin sous la forme de neutrinos produits quand les protons et les électrons se combinent dans le noyau pour former des neutrons. Ces effondrements de supernova produisent d'immenses quantités de neutrinos. La première preuve expérimentale de ceci fut fournie en 1987, quand des neutrinos provenant de la supernova 1987a ont été détectés par les expériences japonaise et américaine Kamiokande et IMB.

Détecteurs de neutrinos

Il y a plusieurs types de détecteurs de neutrinos. Chacun est composé d'une grande quantité de matériel situé dans une caverne souterraine conçue pour la protéger du rayonnement cosmique.


Expériences actuelles

En 2004, différentes expériences de physique des particules cherche à améliorer les connaissances sur l'oscillation des neutrinos. Outre les neutrinos créés par la radioactivité du Soleil et ceux venant de la radioactivité des centrales nucléaires, les physiciens étudient également des neutrinos créés par des accélérateurs de particules (par exemple, l'expérience japonaise K2K). L'avantage de ce type d'expérience est de contrôler le flux et le moment où les particules sont envoyés. De plus, on choisit leur énergie et la distance qu'elles parcourent entre leur production et leur détection. On peut ainsi se placer au maximum de l'oscillation où la mesure des paramètres d'oscillation est la plus précise.



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