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Les neutrinos. Histoire : suggestions th é oriques et d é couvertes exp é rimentales. Propri étés des n et leurs mesures directes : hélicité, nombre de saveurs, masses individuelles (pas oscillation entre saveurs). Découverte du neutrino n t . Le neutrino dans le Modèle Standard

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Presentation Transcript
les neutrinos

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 th oriques et d couvertes exp rimentales autour du n

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).

th orie interaction faible de e fermi

Théorie interaction faible de E. Fermi

-

n

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 )

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

interaction de contact

GF

un peu d histoire 2

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

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.

-

propri t s des neutrinos

- particuleponctuelle expérimentalement (actuellement).

  • -interaction faible(>>> gravitation) :
  • s(ne + p  n + e+)  9.10-41 (En/10)2 cm2 avec En en MeV << mp
  • charge électriqueqe=0 (qe(n) < 2.10-14 e par luminosité géante rouge)
  • fermionspin ½
  • - masses des neutrinos<< masses des leptons chargés. Nulle ??
  • moment magnétiquedu neutrino nul ?? (nul pour n de Dirac de masse nulle)
  • - diffusion ne sur électrons des atomes : m(ne) < 1.0.10-10mB (90 % C.L.)
  • - considérations astrophysiques : m(nm) < 6.8.10-10mB (90 % C.L.)
  • m(nt) < 3.9.10-7mB (90 % C.L.)
  • moment dipolaire électriquenul ?? (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

-

-

-

-

/

propri t s des neutrinos h licit

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

Propriétés des neutrinos : hélicité

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.

propri t s des neutrinos nombre de saveurs

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.

-

  • 3 saveurs connues ne, nm, nt(nombre mesuré en 1989)
  • observées expérimentalement (depuis 2000)

Propriétés des neutrinos : nombre de saveurs

/

Preuve que 3 et seulement 3 neutrinos couplent au Z, n’exclut pas la possibilité de neutrino hyper-lourd ou stérile.

propri t s des neutrinos masse du n e

-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

Propriétés des neutrinos : masse du ne

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….

propri t s des neutrinos masse du n m

Propriétés des neutrinos : masse du nm

-Masse du nm :

détermination de l’impulsion du mémis 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)

propri t s des neutrinos masse du n t

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-p0nt
  • Description par décroissance en 2 corps : t+  h+ + nt

Propriétés des neutrinos : masse du 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)

© J. Collot, IN2P3/LPSC Grenoble

  • mn < 18.2 MeV (pour 95 % C.L., ALEPH 1998)

limite obtenue avant mise en évidence expérimentale du nt !!

d couverte du n t

Expérience DONUT au Fermilab (Chicago).

Découverte du nt

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+)

le neutrino dans le mod le standard

Les neutrinos sont de masse nulle dans le M.S.

Le neutrino dans le Modèle Standard

Dans le M.S. il y a 3 doublets Left (= chiralité gauche) d’isospin faible SU(2)L et trois singulets Right :

-

nℓ,Lnℓ,R

ℓ-R ℓ+L

ℓ-L ℓ+R

oùℓ= lepton chargé e, m ou t.

W-

interaction faible chargée de type V-A, ne couple que les courants gauches

ℓ-L

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 2.1038n/s. Arrivant sur la Terre :  6.4.1010n 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 etne).

- 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, nmet nt ).

Les sources de neutrinos

-

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-

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-

SN1987A (23/02/1987)

Grand Nuage de Magellan

160 000 années lumière

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-

int r ts 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.

Intérêts des neutrinos

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.

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.

d tection 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.

Détection des neutrinos

/

  • 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)
d tection des neutrinos suite

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 atmosph riques 500 mev 100 gev

rayon cosmique primaire :

p, He, …

symétrie up-down du flux pour En > qq GeV

Neutrinos atmosphériques (500 MeV  100 GeV)

direction du neutrino

zénith

atmosphère

p+

q

25 km

flux isotropique de rayons cosmiques

m+

e+

Super-K

nm

q

10000 km

R

ne

q

R

zénith

q

-

nm

atmosphère

taux nm/ne 2 pour En < qq GeV

r sultats de super kamiokande

13.103 PM, 50 ktonnes eau pure,  40x40 m2, 1km sous terre.

Résultats de Super-Kamiokande

  • - 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

q

nm

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.

Les neutrinos solaires

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

l nigme des neutrinos solaires

Différents déficits du flux de ne du soleilmesurés 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-

L’énigme des neutrinos solaires

mise en évidence de l’origine solaire des ne observés par Super-Kamiokande

(Japon)

Non observation des raies du 7Bepar les expériences au Gallium, alors que le neutrino du 8B est vu par SuperKamiokande (eau).

l exp rience sno

L’expérience SNO

1 ktonne eau lourde (puis eau salée NaCl)

2 km sous Terre

12 m diamètre

9600 PM

les r sultats de sno

Les résultats de SNO

C.C. : ne + n  p + e-

Flux déficitaire en ne

N.C. : nX + p (n)  p (n) + nX

Flux des 3 saveurs de nconforme aux prédictions

(confirme modèle solaire)

E.S. : nX + e-  nX + e-

Il existe des nnon électroniques sortant du soleil ! (Flux nX – Flux ne ≠ 0)

les neutrinos des r acteurs

KamLand

centrale CHOOZ

-

Exemple : KamLand (Japon) détecte ne provenant de plus de 25 réacteurs (20 % de la puissance nuclaire mondiale) en moyennedistance 180 km.

e+ et g de capture du neutron (dans réaction ne + p  e+ + n) détectés par scintillateurs + PM.

Les neutrinos des réacteurs

-

1879 PM, 1 ktonne liquide de scintillation

Prédiction flux de ne du réacteur = Pth / 4pL2

avec Pth = puissance thermale du réacteur

events/0.425 MeV

-

Disparition de ne observée, compatible avec oscillation

bilan exp rimental 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 ?

Bilan expérimental : oscillation de neutrinos

-

probabilit d oscillation

états propres interaction faible (saveur)

n1 cosq -sinqne

n2 sinq cosqnm

états propres physiques (masse)

Probabilité d’oscillation

=

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)

probabilit d oscillation suite

or DE = √(m22 + p2) - √(m12 + p2)

 p (1 + m22/2p2 – 1 – m12/2p2) car m1,2/p << 1

 (m22 –m12) / 2p

Probabilité d’oscillation (suite)

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’énergieE 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

oscillation dans la mati re

Lorsque les n se propagent dans la matière : interaction Courant Neutre (commune aux 3 saveurs) et Courant Chargé (plus importante pour les ne) :

Oscillation dans la matière

-

-

nX, nX

x-, x+

-

nX, nX

nx, nx

espace

ne

ne

W

Z

W

e-

e-

p, n, e-

ne,n,p

p, n, e-

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 exp rimentale

ℓ+

Conclusion expérimentale

cf. CKM

W+

pour 3 familles

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 < 0.0990 % 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 exp rimentale suite

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 4ièmen stérile (cf. LEP) et implique 6 schémas de niveaux possibles avec 4 n. Problème qui sera résolu avec résultats de MiniBoone.

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

Les perspectives

/