1

Les neutrinosLes neutrinos

Histoire : suggestions théoriques et découvertes

expérimentales.

Propriétés des et leurs mesures directes : hélicité,

nombre de saveurs, masses individuelles (pas oscillation entre

saveurs).

Découverte du neutrino .

Le neutrino dans le Modèle Standard

Les sources de neutrinos.

Oscillation des : les neutrinos atmosphériques, les

solaires, les de réacteurs. Probabilité d’oscillation.

Conclusions des résultats expérimentaux.

Perspectives.

2

Un peu d’histoire : Un peu d’histoire : suggestions suggestions

ththééoriques et doriques et déécouvertes expcouvertes expéérimentales rimentales

autour du autour du ..

1896 : Becquerel découvre la radioactivité (prix Nobel 1903).

1913 : Expérience de Rutherford (diffusion sur feuille Au) atome = noyau 2Z p + Z e- et nuage e-.

1914 : Chadwick mesure spectre en énergie continu d’ émission (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 .

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).

3

ThThééorie orie interaction faibleinteraction faible de E. Fermi de E. Fermi

désintégration - : n p + e- +

-n

p

e

GF

constante de couplage de Fermi : GF = 1.17.10-5 GeV-2 (incertitude 10-11)

<< = 1/137 constante structure fine

(électromagnétisme, 10-17 s / faible 10-

8 s )

interaction de contact

GF

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

--

4

Un peu d’histoire (Un peu d’histoire (2)2)

-

1934 : Radioactivité + découverte par I. et F. Joliot-Curie.

1937 : Majorana suggère = .

1953 : Introduction du nombre leptonique par Alvarez.

1956 : Reines (prix Nobel 1995) et Cowan découvrent le auprès d’un réacteur nucléaire.

1957 : Pontecorvo suggère l’existence d’oscillation

par

analogie avec K0 K0.

1959 : Goldhaber démontre expérimentalement que le est une particule d’hélicité gauche.

1959 : Davis (prix Nobel 2002) montre expérimentalement que la réaction e + 37Cl e- + 37Ar est impossible (corrobore la conservation du nombre leptonique).

1962 : Détection directe du par Schwartz, Steinberger et Lederman (prix Nobel 1988)

(corrobore la conservation du nombre leptonique).

-

-

-

5

Un peu d’histoireUn peu d’histoire (3)(3)

1963 : Maki, Nakagawa et Sakata proposent l’oscillation entre saveurs e .

1968 : Premières mesures du flux de par Davis montrent un déficit d’1/3.

1989 : LEP mesure le nombre de familles dans le M.S. (nbre de saveurs de avec m < mZ/2), il est de 3.

1998 : Observation des oscillations X des atm par SuperKamiokande au Japon.

2000 : Découverte par DONUT au FNAL.

2001 : SNO au Canada détecte des non électroniques parmi les démontrant l’oscillation des .

2002 : KamLand (Japon) trouve un flux déficitaire de de réacteurs nucléaires par rapport aux .

--

6

PropriPropriééttéés des neutrinoss des neutrinos- - particule ponctuelle expérimentalement (actuellement).

- interaction faible (>>> gravitation) :

(e + p n + e+) 9.10-41 (E/10)2 cm2 avec E en MeV << mp

- charge électrique qe=0 (qe() < 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 de Dirac de masse nulle) - diffusion e sur électrons des atomes : e < 1.0.10-10 B (90 % C.L.) - considérations astrophysiques : () < 6.8.10-10 B (90 % C.L.) () < 3.9.10-7 B (90 % C.L.)

- moment dipolaire électrique nul ?? (d () < 5.2.10-17 e.cm pour 90 % C.L.)

- neutrino de Dirac ( ≠ ) ou de Majorana ( = ) ?? (expériences0)

- CPT conservée ?? c’est-à-dire m() == m() ?

- CP dans le secteur des leptons ?

-

- -

-

/

7

PropriPropriééttéés des neutrinos : hs des neutrinos : héélicitlicitéé

Le noyau (de spin ≠ 0) recule par rapport au déterminée

Durée de vie faible (3.10-14 s) se désintègre en émettant des polarisés de 960 keV

Mesure de polarisation du permet de déterminer l’hélicité du

Goldhaber : hélicité du négative avec degré de polarisation = 90 (+10 -20) %

précision trop faible pour contraindre les théories au-delà du M.S.

- hélicité gauche Expérience de Goldhaber (1957) : s . p hélicité du neutrino = transférée à un , particule détectable plus facilement |p|

Capture électronique sur la couche K : e- + 152Eu e + 152Sm*

152Sm +

8

PropriPropriééttéés des neutrinos : nombre de saveurss des neutrinos : nombre de saveurs

- 3 saveurs connues e, , (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 tels que m < mZ/2 par mesure de Z 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.

9

PropriPropriééttéés des neutrinos : masse du s des neutrinos : masse du ee

-- Masse du e : spectre continu borné de l’énergie de l’électron émis lors de

la désintégration . Limite supérieure = f(masse du , noyau émetteur)

Déterminer avec précision la borne supérieure + mesure (difficile) du recul du noyau émetteur.

Sensibilité si bilan de la réaction Q : désintégration du Tritium

m(e) < 3 eV

(95 % C.L.)

N.B. : nous verrons en realité que les états propres de saveur ne sont pas états propres de masse….

limitation de la résolution du détecteur et m ≠ 0 ont le même effetfutur espéré : 0.3 eV (Katrin))

10

PropriPropriééttéés des neutrinos : masse du s des neutrinos : masse du

-- Masse du :

détermination de l’impulsion du émis lors de la désintégration du (au repos ou en vol)

+ + +

Par exemple : bombardement cible avec p (590 MeV) production de + et -, les - sont absorbés par les noyaux, les + se désintègrent :

m()2 = m2 + m

2 - 2 m √(m + p) mesuré par spectromètre magnétique

m() < 170 keV (90 % C.L., Assamagan et. al. 1996)

D’autres expériences prévoient sensibilité future 8 keV (Brookhaven E952, désintégration du en vol)

11

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

limite obtenue avant mise en évidence expérimentale du !!

PropriPropriééttéés des neutrinos : masse du s des neutrinos : masse du

- Masse du : Par exemple étude désintégrations multi-hadroniques du lepton auprès de l’accélérateur e+e- LEP (énergie dans le centre de masse √s = MZ) :

e+ e- + - avec + 2+ - ou 3+ 2- ou 3+ 2- 0

Description par décroissance en 2 corps : + h+ +

- - -

-

m2 + mh

2 – m2

2 m

Dans R* (repos du ) : E*h = avec mh = masse inv. système

hadronique

Dans Rlabo (par T.Lorentz) : Eh = (E*h + p*

h cos ) avec = angle entre propagation du

et système hadronique inconnu (car non détecté) Eh inconnue.

Par contre on sait Ehmax = (E*

h + p*h)

Ehmin = (E*

h – p*h)

donc pour mh mesurée et m donné 1 intervalle [Ehmin, Eh

max]

ou bien ce qui nous intéresse : pour 1 distribution mesurée = f(mh, Eh) on extrait une contrainte sur m par méthode statistique (maximum de vraisemblance) © J. Collot,

IN2P3/LPSC Grenoble

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DDéécouverte du couverte du

Faisceau enrichi en : e

106 (classiquement) 20

p 800 GeVbeam dump

shielding

emulsion target

- - incertitude = B.R. (Ds ) = 5 1 %

- bruit de fond = désintégration de particules charmées ressemblent à désintégration du .

détection = tranches d’émulsion, scanning automatisé

21/07/2000 : DONUT annonce observation de 5 candidats !

Expérience DONUT au Fermilab (Chicago).

4 candidats « longs » / 0.44 bruit de fond attendu1 candidat « court » / 0.13 b.d.f. attendu (identification du lepton, D+)

13

DONUT : dDONUT : déésintsintéégration « longue »gration « longue »

14

DONUT : dDONUT : déésintsintéégration « courte »gration « courte »

15

Le neutrino dans le ModLe neutrino dans le Modèèle Standardle Standard

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

ooùùℓℓ= lepton charg= lepton chargéé e, e, ou ou ..

ℓ,L ℓ,R

ℓ-R ℓ+

L

ℓ-L ℓ+

R

-

ℓℓ--LL

WW--

ℓℓ,L,L

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

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

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.

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* * Dans l’espace :

- Big-Bang : 300 .cm-2 reliques (fin de l’absorption par les p), équilibre thermique T = 1.9 K (source de e, , ,e, et ).

- Soleil : énergie produite par réactions nucléaires (interaction faible) source de e.

Flux 2.1038 /s. Arrivant sur la Terre : 6.4.1010 cm-2.s-1

- Explosion de supernovae (source de e, , , e, , ) : émission de durant 1 seconde.

* * Sur Terre :

- radioactivité naturelle (roches, source de e et e).

- réacteurs nucléaires (source de e).

- désintégration de gerbes cosmiques dans l’atmosphère (source de e, e et ).

- production dans des accélérateurs (source de e, ,,e,et).

Les sources de neutrinosLes sources de neutrinos

SN1987A (23/02/1987)

Grand Nuage de Magellan

160 000 années lumière

-

-

- - -

- --

--

---

17

IntIntéérrêêts des neutrinosts des neutrinos

Dans 1 cm3 d’univers on trouve : 3x110

0.5x10-6 p

1000

la matière qui nous compose (p, n, e) n’est vraiment pas majoritaire….

mais rassurez-vous, on ne sent rien !

les nous traversent généralement sans interagir.

Intérêt du :

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 :

difficile à détecter

nécessite de très grands volumes de détection et beaucoup de temps.

Pour avoir une probabilité de 50 % d’arrêter les il faut une barrière de Pb d’une A.L.

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DDéétection des neutrinostection des neutrinos

- Les 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 nécessite de très grands volumes, beaucoup de neutrinos et des temps d’acquisition importants.

Les principaux principes de détection utilisés pour étudier les dépendent de E :

- Effet Čerenkov dans très grands volumes d’eau ou de glace de la particule chargée créée par interaction avec matière. Sensible aux trois saveurs.

e + e- e + e- (CC)

X + e- (p,n) X + e- (p,n) (CN)

X + e- (p,n) x- + e (n,p) (CC)

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DDéétection des neutrinos tection des neutrinos (suite)(suite)

-

- Radiochimie : transformation d’un atome (Chlore, Gallium) en atome radioactif détecté chimiquement.

- Détection de avec PM : absorption du n et annihilation du e+ dans réaction e + p e+ + n.

- Trajectographie : identification topologique des particules issues de l’interaction du avec la matière (le dans DONUT, deux traces dos-à-dos de 0.

20

Neutrinos atmosphNeutrinos atmosphéériques riques (500 MeV (500 MeV 100 GeV) 100 GeV)

atmosphère

Super-K

zénith direction du neutrino

R

R

zénith

1000

0 km

25 k

m

flux isotropique de rayons cosmiques

symsyméétrie trie up-downup-down du flux pour E du flux pour E > qq > qq GeVGeV

rayon cosmique primaire :

p, He, …

+

+

ee++

e

atmosphère

taux taux //ee 2 pour E 2 pour E < qq GeV < qq GeV

-

21

RRéésultats de Super-Kamiokandesultats de Super-Kamiokande13.103 PM, 50 ktonnes eau pure, 40x40 m2, 1km sous terre.

- - Čerenkov : séparation -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

e-like : consistant avec pas d’oscillation à 10 % près.

-like : fort déficit avec L (cos) et avec E (stop / through)

montant descendantTerre

détecteurxx

xx

descendant PC

descendant FC

montant stopping

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Les neutrinos solairesLes neutrinos solaires

p + p 2H + e+ + e

ppp + e- + p 2H + e

pep (raie)

p + 2H 3He +

3He + 3He 4He + 2p 3He + p 4He + e+ + e

hep

3He + 4He 7Be +

7Be + e- 7Li + e

7Be (raie)

7Li + p 4He + 4He

7Be + p 8B +

8B 88Be + eBe + e++ + + ee

8B

8Be 4He + 4He

Réactions nucléaires au sein du soleil sources de neutrinos. Le cycle pp (98 % de l’énergie émise par le soleil) : e de différentes énergies (raies et spectres continus) et avec des abondances très variées.

99.6 % 0.4 %

85 %

15 %

<< 1 %

99.9 %0.1 %

23

Spectre en Spectre en éénergie des nergie des

20 MeV

24

L’L’éénigme des neutrinos solaires nigme des neutrinos solaires Différents déficits du flux de e du soleil mesurés par trois types d’expériences :

- Gallium : déficit de 56 6 %

e + 71Ga e- + 71Ge*

- Chlore : déficit 33 6 %

e + 37Cl e- + 37Ar

- Eau : 47 9 %e + e- e + e-

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

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

(Japon)

25

L’expL’expéérience SNOrience SNO

1 ktonne eau lourde (puis eau salée NaCl)

2 km sous Terre

12 m diamètre

9600 PM

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Les rLes réésultats de SNOsultats de SNO

C.C. :e + n p + e-

Flux déficitaire en e

N.C. :X + p (n) p (n) + X

Flux des 3 saveurs de conforme aux prédictions

(confirme modèle solaire)

E.S. :X + e- X + e-

Il existe des non électroniques sortant du soleil ! (Flux X – Flux e ≠ 0)

27

Les neutrinos des rLes neutrinos des rééacteurs acteurs

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

e+ etde capture du neutron (dans réaction e + p e+ + n) détectés par scintillateurs + PM.

-

-

1879 PM, 1 ktonne liquide de scintillation

events

/0.4

25

events

/0.4

25

M

eV

MeV

Prédiction flux de e du réacteur = Pth / 4L2

avec Pth = puissance thermale du réacteur

Disparition de e observée, compatible avec oscillation

-

centrale CHOOZ

KamLand

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Bilan expBilan expéérimental : oscillation de neutrinosrimental : oscillation de neutrinosDéficit de neutrinos observé par plusieurs expériences :

- atm : déficit de = f(L,E) (Kamiokande, Super-Kamiokande, Soudan-2, Macro, IMB)

- : déficit de e = f(E) (Gallex, Sage, GNO, Homestake, Kamiokande, Super-Kamiokande)

- reacteur : déficit de e

Désintégration du ? 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 :

e pour les solaires et les réacteurs

pour les atmosphériques

Plusieurs schéma d’oscillation proposés, effet d’oscillation dans la matière (LMA = large mixing angle, SMA = small mixing angle, LOW = low m2), 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 ?

--

29

ProbabilitProbabilitéé d’oscillation d’oscillation1 cos -sin e

2 sin cos

==

matrice de mélange orthogonale (2 familles, ici pour l’exemple du calcul)

états propres physiques (masse)

états propres interaction faible (saveur)

t=0 : e = f(1,2) crée en x avec p défini

évolution temporelle : 1(x,t) = 1(0) exp(-iE1t) exp(ipx)

2(x,t) = 2(0) exp(-iE2t) exp(ipx)

e(x,t) cos sin cos -sin exp(-iE1t) exp(ipx) 0 e(0)

(x,t) -sin cos sin cos 0 exp(-iE2t) exp(ipx) (0)

==

Hypothèse e(0) = 1 et (0) = 0. Probabilité de trouver un au temps t ?

P(,x,t) = | < (x,t)| e(0) |2

= sin2 cos2 | exp(-iE2t) – exp(-iE1t) |2

= ¼ sin22 | exp(-iE1t) ( exp(-iEt) – 1) |2 avec E = E2 - E1

= ½ sin22 ( 1 – cos Et)

= sin22 sin2(Et/2)

30

ProbabilitProbabilitéé d’oscillation d’oscillation (suite)(suite) orE = √(m2

2 + p2) - √(m12 + p2)

p (1 + m22/2p2 – 1 – m1

2/2p2) car m1,2/p << 1

(m22 –m1

2) / 2p

P(,x,t) sin22 sin2 (m2 t / 4p) avec m2 = m22 – m1

2

Hypothèse : relativiste x = t (distance entre la source et l’observation)

P(,x,t) sin22 sin2(x m2 / 4E)

sin22 sin2(1.27 x(km) m2(eV2) / E(GeV) )

N.B. : Si t = 0 on a E défini à la place de p défini : 1(x,t) = 1(0) exp(-iEt) exp(ip1x)

et on aboutit au même résultat car E << m et donc p2-p1 m2 / 2E

La probabilité d’observer un d’une saveur différente de la saveur du produit dépend de la distance à la source x, de l’énergie E du et de la différence m2 des masses carrées des deux saveurs considérées. L’amplitude sin22 (la visibilité) de l’oscillation dépend du mélange entre les saveurs.

amplitude (angle de mélange)

oscillation

31

ProbabilitProbabilitéé d’oscillation d’oscillation (suite)(suite)

Exemple : sinExemple : sin22 2 2 = 0.7 = 0.7

32

Oscillation dans la matiOscillation dans la matièère re Lorsque les se propagent dans la matière : interaction Courant Neutre (commune aux 3 saveurs) et Courant Chargé (plus importante pour les e) :

X, XX, X

- -

p, n, e- p, n, e-e-,p,n

e-

e,n,p

x, xx-, x+

e-

e e

temps

espace

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 (1,2) ni dans (e,) nouvelles valeurs propres : masse effective et m2

effectif existant lors de la propagation du dans la matière même si m2 nul dans le vide. Effet d’amplification de l’oscillation dans la matière = effet MSW (Mikheyev,

Smirnov, Wolfenstein) : effet jour/nuit (le traverse la Terre en plus du soleil).

Z W

W

-

33

Conclusion expConclusion expéérimentalerimentale

Matrice de mélange P-MNS : 6 paramètres = 2 m2 + 3 angles + 1 phase

pour 3 familles cf. CKM

+ 2 phases de Majorana éventuelles

m223 = (2.4 ± 0.4).10-3 eV2

sin2223 > 0.92 90 % C.L.

13, phase CP et signe(m232) : encore inconnus (+ phases éventuelles

Majorana)

ajustement global : sin2213 < 0.09 90 % C.L.

mesurés Super-Kamiokande (atm)

m212 = (8.2 ± 0.6).10-5

eV2

tan212 = 0.40 ± 0.8

mesurés SNO, KamLand ( et reacteur)

W+

ℓ+

m

Uℓm

état propre de masse

/

- conservation de CPT : Proba (conservation de CPT : Proba ( ) = Proba () = Proba ( ))

- conservation de CP : Proba (conservation de CP : Proba ( ) = Proba () = Proba ( ))

-- --

34

Conclusion expConclusion expéérimentale rimentale (suite)(suite)

En réalité : résultats controversés de LSND (accélérateur) m2 0.1 10 eV2. Nécessite l’existence d’une 4ième stérile (cf. LEP) et implique 6 schémas de niveaux possibles avec 4 . Problème qui sera résolu avec résultats de MiniBoone.

Deux cas de Deux cas de figure figure possibles :possibles :

35

Conclusion expConclusion expéérimentale rimentale (suite)(suite)

36

Les perspectives Les perspectives

Questions à résoudre : Dirac / Majorana

Mesures directes des masses (oscillation m2)

Hiérarchie des masses

Infirmer / confirmer LSND

CP dans le secteur des leptons

Mesure des éléments de la matrice de P-MNS

/