Neutrino

Neutrinos
Propriétés générales
Classification	Leptons
Composition	élémentaires
Propriétés physiques
Masse	• νe : < 2,5 eV.c-2 • νμ : < 170 keV.c-2 • ντ : < 18 MeV.c-2
Charge électrique	0
Spin	½
Durée de vie	Stable

Le neutrino est une particule élémentaire du modèle standard de la physique des particules. C’est un fermion de spin ½. Il en existe trois saveurs : électronique, muonique et tauique.

L’existence du neutrino a été postulée pour la première fois en 1930 par Wolfgang Pauli pour expliquer le spectre continu de la désintégration bêta ainsi que l’apparente non-conservation du moment cinétique, et sa première confirmation expérimentale remonte à 1956.

Le comportement de cette particule s'avère toutefois particulièrement insaisissable :

• Longtemps sa masse fut supposée nulle,
• bien que celle-ci n'ait encore jamais été mesurée, il est communément admis qu'elle ne peut être nulle, plusieurs expériences ayant établi que les neutrinos pouvaient changer de saveur par le phénomène d'oscillation, qui ne peut selon la théorie se produire que si le neutrino est massif.
• Toutefois, en septembre 2011^[1], le neutrino attire l'attention des médias suite à une mesure de l'expérience OPERA qui semble indiquer que le neutrino pourrait atteindre une vitesse supérieure à celle de la lumière, expérience reproduite par le même laboratoire en novembre de la même année^[2]. Or selon la relativité générale, une particule de masse non nulle ne peut dépasser la vitesse de la lumière.

Histoire

En 1930, la communauté des physiciens est confrontée à une énigme : la désintégration β ne semble pas respecter les lois de conservation de l'énergie, de la quantité de mouvement et du spin. Pour satisfaire ces principes, Wolfgang Ernst Pauli postule l'existence d'une nouvelle particule, de charge électrique nulle. Enrico Fermi lui donne le nom de « neutrino » en 1933, en l’incorporant dans sa théorie de l’interaction faible.

Le neutrino (en fait l’antineutrino électronique, $\overline{\nu_e}$, qui accompagne la formation d’un électron [ par conservation du nombre leptonique ] lors de la transformation d’un neutron en proton) est découvert expérimentalement en 1956, par Frederick Reines et Clyde Cowan, auprès d’un réacteur nucléaire. En 1962, le neutrino muonique (ν_μ) est à son tour découvert, à Brookhaven. En 1990, le LEP, au CERN, démontre qu’il n’existe que trois familles de neutrinos légers (certaines théories prédisant l'existence d'autres neutrinos de masse beaucoup plus importante). Enfin, le neutrino tau (ν_τ) est découvert en 2000 dans l’expérience DONUT.

En septembre 2011, la collaboration de physiciens travaillant sur l'expérience OPERA annonce que le temps de vol mesuré des neutrinos produits au CERN est inférieur de 60,7±(6 9)_stat±(7 4)_syst ns à celui attendu pour des particules se déplaçant à la vitesse de la lumière^[1],[3]. Ce décalage correspond à une vitesse de 299 799,9±1,7 km/s, soit 7,4 km/s de plus que la vitesse de la lumière. Si cette mesure était confirmée par d'autres expériences, cela pourrait signifier que le neutrino se déplace à une vitesse supérieure à celle de la lumière, considérée jusqu'alors comme une vitesse limite dans le cadre de la relativité restreinte.

Caractéristiques physiques

Les neutrinos sont des particules élémentaires appartenant aux leptons (fermions de spin ½). Il en existe donc trois saveurs, une pour chaque famille de leptons :

• le neutrino électronique ou neutrino-électron ν_e,
• le neutrino muonique ou neutrino-muon ν_μ,
• le neutrino tauique ou neutrino-tau ν_τ.

Ils sont appelés d’après le lepton qui leur est associé dans le modèle standard.

Le neutrino a une charge nulle. En 1958, Maurice Goldhaber, Lee Grodzins et Andrew Sunyar mettent en place une expérience qui démontre que l'hélicité du neutrino est négative (le spin pointe dans la direction opposée au mouvement).

L’une des interrogations majeures au sujet du neutrino concerne la nature, encore indéterminée, de la relation entre le neutrino et l’antineutrino :

• si le neutrino est une particule de Dirac, comme le sont les autres fermions élémentaires du modèle standard, le neutrino et son antiparticule sont deux particules différentes ;
• si le neutrino est une particule de Majorana, le neutrino et l’antineutrino sont une seule et même particule.

Cette nature implique un certain nombre de conséquences importantes, par exemple au niveau de l’asymétrie matière-antimatière de l’Univers.

Section efficace d'interaction

Les neutrinos ne possédant pas de charge électrique ni de couleur, ils interagissent uniquement par interaction faible (bien qu'ils soient a priori également sensibles à la gravité, son effet est très largement négligeable). Leur section efficace d’interaction (sa probabilité d’interagir) est donc très faible car il s’agit d’une force à courte portée.

Le rapport entre la section efficace d’un neutrino de 1 GeV, et celle d’un électron et d’un proton de même énergie est approximativement de 10 ^{− 14} / 10 ^{− 2} / 1. Sur 10 milliards de neutrinos de 1 Mev qui traversent la Terre, un seul va interagir avec les atomes constituant la Terre. Il faudrait une épaisseur d’une année-lumière de plomb pour arrêter la moitié des neutrinos de passage^[4]. Cette section efficace augmente avec l'énergie du neutrino : ainsi la Terre est opaque aux neutrinos d'ultra-haute énergie (au-delà de 100 TeV).

Les détecteurs de neutrinos contiennent donc typiquement des centaines de tonnes d’un matériau et sont construits de telle façon que quelques atomes par jour interagissent avec les neutrinos entrant. Dans une supernova qui s’effondre, la masse volumique dans le noyau devient suffisamment élevée (10¹⁴grammes/cm³) pour que les neutrinos produits puissent être retenus un bref moment.

Oscillations

Des expériences ont démontré que les neutrinos pouvaient changer de saveur, c'est-à-dire se transformer continuellement d’une forme de saveur (électronique, muonique ou tauique) en une autre. Ce phénomène, appelé « oscillation des neutrinos », a été imaginé dès 1957 par Bruno Pontecorvo, puis formalisé en 1962 par Ziro Maki, Masami Nakagawa et Shoichi Sakata dans le cas d'une oscillation à deux saveurs.

Pontecorvo prédit en 1967 que les oscillations devraient conduire à un déficit de neutrinos solaires vus depuis la Terre. Cette prédiction est confirmée expérimentalement dès 1968, sans toutefois que la preuve soit apportée qu'elle est bien due aux oscillations. Ce n'est qu'en 2001 que SNO met un terme au « problème des neutrinos solaires », en démontrant que c'est bien le cas. Mais la première mise en évidence décisive des oscillations est obtenue en 1998 par l'expérience Superkamiokande, qui montre une dépendance entre le nombre de neutrinos muoniques créés par les interactions des rayons cosmiques avec l'atmosphère et la distance parcourue avant qu'ils soient détectés. L'expérience OPERA a également permis d'observer en 2010 la présence d'un neutrino tauique au sein d'un faisceau de neutrinos muoniques.

Masse

Dans le modèle standard minimal, les neutrinos n’ont pas de masse. Les oscillations de neutrinos ne peuvent cependant avoir lieu que si c'est le cas, et qu'elle est différente pour chaque saveur.

La masse des neutrinos est très faible, et n'a pu actuellement être mesurée directement. Les contraintes cosmologiques apportées par le satellite WMAP et les modèles cosmologiques actuels, combinées aux résultats des expériences d’oscillations, indiquent que le plus lourd aurait une masse inférieure à 0,23 eV/c².

Un autre problème en astrophysique qui concernait les neutrinos est celui de la matière noire, la « masse manquante » de l’univers selon certaines théories. 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 noire », ou « matière sombre », est toutefois détectable par l’influence gravitationnelle qu’elle exerce sur la matière visible comme les étoiles et les galaxies. On pensait jusqu'à récemment que si les neutrinos possédaient une masse ils pourraient peut-être constituer la matière noire. Toutefois, la masse des neutrinos semble bien trop petite pour qu'ils puissent contribuer à une fraction significative de l’hypothétique matière noire.

Naissance

Les premiers neutrinos seraient apparus il y a environ 13,7 milliards d’années, peu après la naissance de l’univers. Depuis, celui-ci n’a cessé de s’étendre, de se refroidir et les neutrinos ont fait leur chemin. Théoriquement, ils forment aujourd’hui un fond de rayonnement cosmique de température égale à 1,9 kelvin. L'énergie de ces neutrinos est cependant bien trop faible pour qu'ils puissent être détectés avec les technologies actuelles. Les autres neutrinos que l’on trouve dans l’univers sont créés au cours de la vie des étoiles ou lors de l’explosion des supernovae.

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 Kamiokande et américaine IMB.

Vitesse des neutrinos

De nombreux théoriciens ont postulé que le neutrino pourrait être un tachyon, une particule qui se déplace plus vite que la lumière tout en respectant les postulats de la relativité restreinte, imaginée par Gerald Feinberg en 1967^{[5],[6],[7],[8]}.

En septembre 2011, la collaboration de physiciens travaillant sur l'expérience OPERA annonce que le temps de vol mesuré des neutrinos muoniques d'une énergie de 17 GeV produits au CERN est inférieur de 60,7±(6 9)_stat±(7 4)_syst ns à celui attendu pour des particules se déplaçant à la vitesse de la lumière^[1],[3]. Si cette mesure est confirmée par d'autres expériences, cela signifierait que le neutrino se déplace à une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière. Ce décalage correspond à un écart relatif à la vitesse de la lumière de $(v-c)/c=2,48\pm(0,28)_{stat}\pm(0,30)_{syst}\times10^{-5}$, soit une vitesse de 299 799,9 ± 1,2 km/s, 7,4 km/s de plus que la vitesse de la lumière.

En 2007, l'expérience similaire MINOS, menée au Fermilab aux États-Unis, sur une distance de 734 km avec des neutrinos d'énergie centrée autour de 3 GeV, avait obtenu ${{v-c} \over {c}} = (5,1\pm(7,5))\times10^{-5}$, avec un taux de confiance de 99 %^[9]. Cette mesure restait compatible avec la vitesse de la lumière dans les marges d'incertitude liées à la mesure : bien que la moyenne statistique soit supérieure à la vitesse de la lumière dans le vide, l'écart est inférieur aux incertitudes statistiques de l'expérience, ce qui ne permet que de donner une valeur maximale de masse dans le cadre de la théorie relativiste classique. Le détecteur de l'expérience MINOS est en cours de modification pour améliorer la précision de mesure des temps de vol^[10].

L'observation en 1987 des neutrinos et antineutrinos électroniques émis par la supernova SN 1987A (avec une énergie de l'ordre de 10 MeV donc très inférieure à celle d'OPERA) ne semble pas compatible avec ces mesures. En effet, ils ont été détectés environ 3 heures avant que la supernova ne soit observée visuellement, ce qui rend très improbable la coïncidence entre leur arrivée et l'explosion de la supernova : en voyageant à une vitesse de l'ordre de celle déduite de la mesure d'OPERA, ils auraient dû arriver sur Terre environ 4 ans avant les photons. Avec l'hypothèse que les neutrinos et les photons ont été émis successivement durant ces trois heures, ce qui est en bon accord avec les modèles théoriques de supernova, l'écart maximal entre les deux vitesses (la distance entre la supernova et la terre étant de 168000 années-lumière) est de : ${{|v-c|} \over {c}} < 2\times 10^{-9}$.

Le porte-parole de l'expérience internationale T2K, située au Japon, a indiqué que la possibilité de reproduire l'expérience était à l'étude^[11].

Les neutrinos en physique expérimentale

Types de détecteurs de neutrinos

Il y a plusieurs types de détecteurs de neutrinos. Leur principal point commun est d’être composé d’une grande quantité de matériel, étant donnée la faible section efficace d’interaction des neutrinos. Ils sont également généralement situés profondément sous terre ou sous la mer, afin de s’affranchir du bruit de fond occasionné par le rayonnement cosmique.

• Les détecteurs au chlore furent les premiers employés et se composent d’un réservoir rempli de tétrachlorure de carbone (CCl₄). Dans ces détecteurs, un neutrino convertit un atome de chlore en un atome d’argon. Le fluide doit être purgé périodiquement avec du gaz hélium qui enlève l’argon. L’hélium doit alors être refroidi pour le séparer de l’argon. Ces détecteurs avaient le désavantage majeur de ne pas déterminer la direction du neutrino entrant. C’est le détecteur au chlore de Homestake, dans le Dakota du Sud, contenant 520 tonnes de liquide, qui détecta la première fois le déficit des neutrinos provenant du Soleil et qui permit de découvrir le problème des neutrinos solaires.
• Les détecteurs au gallium sont semblables aux détecteurs au chlore mais sont plus sensibles aux neutrinos de faible énergie. Dans ces détecteurs, un neutrino convertit le gallium en germanium qui peut alors être détecté chimiquement. Ce type de détecteur ne fournit pas non plus d’information sur la direction du neutrino.
• Les détecteurs à eau ordinaire, ou détecteur Čerenkov, tels que Super-Kamiokande. Ils sont constitués d’un grand réservoir d’eau pure entouré par des détecteurs très sensibles à la lumière, des tubes photomultiplicateurs. Dans ces détecteurs, un neutrino transfère son énergie à un lepton chargé, qui se déplace alors plus rapidement que la lumière dans ce milieu^{[note 1]}, ce qui engendre, par effet Čerenkov, une production de lumière caractéristique permettant de remonter à la trajectoire initiale de la particule. Les avantages de ce type de détecteur sont de détecter à la fois la direction du neutrino, sa saveur et son énergie. Il autorise également un large volume de détection pour un coût minime, ce qui permet d’augmenter significativement le nombre de neutrinos détectés. C’est ce type de détecteur qui a enregistré le « sursaut » de neutrinos de la supernova 1987a.
• Les détecteurs à eau lourde emploient trois types de réactions pour détecter les neutrinos : la même réaction que les détecteurs à eau légère, une réaction impliquant la collision d’un neutrino avec le neutron d’un noyau de deutérium, ce qui libère un électron, et une troisième réaction dans laquelle le neutrino casse un noyau de deutérium en proton et neutron sans lui-même changer de nature. Les résultats de ces réactions peuvent être détectés par des tubes photomultiplicateurs et des détecteurs de neutrons. Ce type de détecteur est en fonction dans l’observatoire de neutrinos de Sudbury.
• Les détecteurs à liquide scintillant, tels ceux des expériences Double Chooz et Kamland, permettent de détecter des neutrinos d’énergie de l’ordre du MeV. Ils sont en général pour cette raison utilisés pour détecter les neutrinos en provenance de centrales nucléaires. Le liquide scintillant permet de détecter très précisément l’énergie du neutrino, mais ne donne pas d’information quant à sa direction.
• Le détecteur à film photographique OPERA, installé dans le tunnel du Gran Sasso en Italie, détecte les neutrinos émis par un faisceau généré au CERN par une technique originale : des couches photographiques sont alternées avec des feuilles de plomb, afin de détecter l’oscillation du neutrino muonique en neutrino tauique. Le développement des films photographiques permet de reconstruire la topologie de l’interaction, afin d’identifier le tau issu de l’interaction du neutrino tauique.
• Les détecteurs de double désintégration bêta : ils permettent de détecter le spectre de la double désintégration béta avec émission de 2 neutrinos, afin de chercher l’existence d’une double désintégration bêta sans émission de neutrinos, ce qui prouverait que le neutrino et l’anti-neutrino sont une seule et même particule (neutrino de Majorana, par opposition au neutrino classique, de Dirac). Ils sont de deux types : calorimétrique tels GERDA et CUORE, ils détectent seulement l’énergie totale de la double désintégration bêta pour reconstruire fidèlement le spectre d’énergie ; trajectographe-calorimètre pour l’expérience NEMO3 et le projet SuperNEMO, qui détectent le spectre en énergie et la trajectoire des deux électrons afin de rejeter le plus de bruit de fond possible.

Expériences actuelles

Différentes expériences de physique des particules cherchent à améliorer les connaissances sur les neutrinos, et en particulier sur leurs oscillations. Outre les neutrinos créés par les réactions nucléaires dans le Soleil et ceux venant de la désintégration bêta dans les centrales nucléaires, les physiciens étudient également des neutrinos créés dans les accélérateurs de particules (comme dans les expériences K2K et CNGS/OPERA).

L’avantage de ce type d’expérience est de pouvoir contrôler le flux et le moment où les particules sont envoyées. De plus, on connaît leur énergie et la distance qu’elles parcourent entre leur production et leur détection. On peut ainsi se placer aux extremums des oscillations, où la mesure des paramètres d’oscillation est la plus précise.

Ainsi, le détecteur OPERA, installé dans le tunnel du Gran Sasso en Italie, cherche depuis 2006 à détecter les neutrinos tauiques issus de l’oscillation de neutrinos muoniques générés au CERN, à 731 km. Le 31 mai 2010, la collaboration OPERA a annoncé avoir mis en évidence avec une probabilité de 98 % un évènement de ce type, ce qui serait la première constatation d’une oscillation vers le neutrino tauique^[12].

En septembre 2011, la collaboration de physiciens travaillant sur OPERA annonce que le temps de vol mesuré des neutrinos produits au CERN est inférieur de 60,7±(6 9)_stat±(7 4)_syst ns à celui attendu pour des particules se déplaçant à la vitesse de la lumière^[1],[3]. Si cette mesure est confirmée par d'autres expériences, cela signifierait que le neutrino se déplace à une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière. Ce décalage correspond à un écart relatif à la vitesse de la lumière de $(v-c)/c=2.48\pm(0.28)_{stat}\pm(0.30)_{syst}\times10^{-5}$, soit une vitesse de 299 799,9±1,2 km/s, 7,4 km/s de plus que la vitesse de la lumière.

L'expérience T2K, située au Japon, utilise un faisceau de neutrinos créé par l’accélérateur JPARC à Tokai. À la manière de son prédécesseur K2K, il détecte le flux de neutrinos par un ensemble d’appareils complémentaires à 280 m du point de création du faisceau, puis observe les neutrinos interagissant à 295 km de là dans le détecteur Čerenkov à eau Super-Kamiokande. En mesurant l’apparition de neutrinos électroniques dans ce faisceau de neutrinos muoniques, il compléterait pour la première fois la matrice d’oscillation des neutrinos.

L'expérience Double CHOOZ, située en France (Chooz, Ardennes), utilise le réacteur nucléaire de Chooz afin d’en détecter les neutrinos électroniques. Un détecteur proche et un lointain permettent de mesurer la différence de flux et ainsi une disparition de ces neutrinos, caractéristique du phénomène d’oscillation. L’objectif est donc similaire à celui de l’expérience T2K, mais par des méthodes complémentaires.

L’expérience KATRIN, installée en Allemagne, cherche quant à elle à mesurer directement la masse du neutrino, par l’étude du spectre de désintégration bêta du tritium.

Les télescopes à neutrinos

Article détaillé : Télescope à neutrinos.

Notre ciel a toujours été observé à l’aide des photons à des énergies très différentes allant des ondes radios aux rayons gamma. L’utilisation d’une autre particule pour observer le ciel permettrait d’ouvrir une nouvelle fenêtre sur l’Univers. Le neutrino est pour cela un parfait candidat :

• il est stable et ne risque pas de se désintégrer au cours de son parcours ;
• il est neutre et n’est donc pas dévié par les champs magnétiques. Il est donc possible de localiser approximativement la direction de sa source ;
• il possède une très faible section efficace d’interaction et peut ainsi s’extirper des zones denses de l’univers comme les abords d’un trou noir ou le cœur des phénomènes cataclysmiques (il faut préciser que les photons que nous observons des objets célestes ne nous proviennent que de la surface des objets et non pas du cœur) ;
• il n’interagit que par interaction faible et transporte ainsi des informations sur les phénomènes nucléaires des sources, contrairement au photon qui est issu de processus électromagnétiques.

Une nouvelle astronomie complémentaire est ainsi en train de se créer depuis une dizaine d’années.

Un des principes possibles pour un tel télescope est d’utiliser la Terre comme cible permettant d’arrêter les neutrinos astrophysiques. Lorsqu’un neutrino muonique traverse la Terre, il a une faible chance d’interagir et ainsi d’engendrer un muon. Ce muon, s’il a une énergie au-delà d’une centaine de GeV, est aligné avec le neutrino et se propage sur une dizaine de kilomètres dans la Terre. S’il a été créé dans la croûte terrestre, il va pouvoir sortir de la Terre et se propager dans la mer où seraient installés les télescopes à neutrinos. Ce muon allant plus vite que la vitesse de la lumière dans l’eau, il engendre de la lumière Čerenkov, l’équivalent pour la lumière du bang supersonique. Il s’agit d’un cône de lumière bleutée. Ce type de télescope à neutrinos est constitué d’un réseau tridimensionnel de détecteurs de photons (des photomultiplicateurs) qui permet de reconstruire le cône Čerenkov, et donc la trajectoire du muon et du neutrino incident, et ainsi la position de la source dans le ciel. La résolution angulaire actuelle est de l’ordre du degré.

Ces télescopes à neutrinos sont déployés dans un grand volume d’eau liquide ou de glace pour que la lumière émise par le muon soit perceptible, des dimensions de l’ordre du kilomètre cube étant requises pour avoir une sensibilité suffisante aux faibles flux cosmiques. Ils doivent être placés sous des kilomètres d’eau pour, d’une part, être dans l’obscurité absolue, et, d’autre part, pour avoir un blindage aux rayons cosmiques qui constituent le bruit de fond principal de l’expérience.

Les télescopes à neutrinos, ces immenses volumes situés aux fonds des eaux et regardant sous nos pieds, constituent une étape majeure dans le développement de l’astrophysique des particules et devraient permettre de nouvelles découvertes en astrophysique, cosmologie, matière noire et oscillations de neutrinos. Sont actuellement en fonctionnement IceCube, en Antarctique, et Antares, dans la mer Méditerranée.

Les neutrinos au-delà du modèle standard

Depuis que les spécialistes savent que les neutrinos ont une masse, les théoriciens ont développé de nombreuses théories dites « au-delà » du modèle standard afin d’expliquer cette masse. Un des modèles les plus prometteurs est le modèle du see-saw (« balançoire »). Dans ce modèle, des neutrinos de chiralité droite sont introduits (on étend donc le contenu en particules du modèle standard d’où l’appellation « au-delà ») que l’on suppose très massifs (bien au-delà de l’échelle électrofaible). Cette dernière hypothèse est justifiée par le fait que l’on ne les ait jamais observés jusqu’à présent et par des considérations de symétrie. Ainsi, on arrive à expliquer la faible masse des neutrinos gauches, ceux que l’on observe jusqu’à présent. Il existe en effet un lien très fort entre la masse des neutrinos gauches et celle des neutrinos droits : elles sont inversement proportionnelles. Donc plus les neutrinos droits sont lourds, plus les neutrinos gauches sont légers. Ce modèle considère les neutrinos comme des particules de Majorana, fait qui sera infirmé ou confirmé dans les prochaines années par l’expérience NEMO étudiant la double désintégration β sans neutrino. L’un des attraits de ce modèle est qu’il pourrait permettre d’expliquer l’asymétrie (plutôt dire dissymétrie puisqu’on parle de « brisure de symétrie », selon le langage de Prigogine) matière/antimatière de notre Univers. En effet, les spécialistes se demandent encore en 2010 pourquoi l’Univers contient (plutôt) de la matière, sans (presque aucune) antimatière. Des processus issus de la désintégration des neutrinos droits dans des périodes où l’Univers était très jeune permettent de comprendre ce phénomène. Les processus impliqués sont appelés la leptogénèse et la baryogénèse.

Une autre évolution théorique au-delà du modèle standard évoque l'existence de neutrinos stériles ^{[13] [14] [15]}. Ces neutrinos ne subiraient aucune interaction électrofaible, mais uniquement la gravitation. Leur masse devrait être plus importante que celle des trois neutrinos "classiques", de l'ordre de 1 eV. Ces neutrinos stériles, qui devraient être au nombre de deux (soit 5 neutrinos) et pouvant osciller avec les 3 neutrinos connus, permettraient d'expliquer une anomalie observée depuis longtemps concernant le flux des antineutrinos de réacteurs. En outre, l'existence de 2 neutrinos stériles induit naturellement la brisure de la symétrie CP des leptons, permettant une explication au ratio matière/antimatière. D'autres points durs actuels en nucléosynthèse stellaire (production de noyaux lourds par des neutrons rapides ou encore au cours des bursts de neutrinos lors de supernova) peuvent également être expliqués à partir de ce formalisme. De plus, étant massifs (environ 1 eV) et n'interagissant que par gravitation, les neutrinos stériles sont candidats à la matière noire.

La géométrie non-commutative, dans le formalisme d’Alain Connes, permet de reformuler également de façon élégante la plupart des théories de jauge avec brisure spontanée de symétrie. Dans cette optique, R. Wulkenhaar s’est intéressé au modèle 141#141 de grande unification et a obtenu ainsi de manière naturelle le lagrangien de Yang-Mills couplé au champ de Higgs. Ce modèle, où tous les fermions font partie d’une même représentation irréductible, contient obligatoirement des neutrinos massifs. Une contrainte naturelle, provenant du formalisme utilisant la géométrie non commutative, permet de fournir une prédiction pour la masse de ces particules.

Notes et références

Notes

1. ↑ Ceci ne doit en aucun cas être interprété comme une violation de la relativité restreinte, qui interdit de dépasser la vitesse de la lumière : en fait, la vitesse des particules émises (tout comme celle des neutrinos) est supérieure à celle de la lumière dans l’eau, mais inférieure à celle de la lumière dans le vide.

Références

1. ↑ ^{a, b, c et d} L’expérience OPERA annonce une anomalie dans le temps de vol des neutrinos allant du CERN au Gran Sasso (communiqué de presse), sur le site du CERN.
2. ↑ Pour la 2° fois les neutrinos vont plus vite que la lumière Le Monde - 18/11/2011
3. ↑ ^{a, b et c} (en) T. Adam et al., « Measurement of the neutrino velocity with the OPERA detector in the CNGS beam » sur arXiv. Consulté le 23 septembre 2011
4. ↑ [PDF] Neutrino électronique
5. ↑ (en) A. Chodos, A. I. Hauser, and V.A. Kostelecky, The Neutrino As A Tachyon, Phys. Lett. B 150, 431 (1985).
6. ↑ (en) A. Chodos and V.A. Kostelecky, Nuclear null tests for space-like neutrinos, Phys. Lett. B 336, 295 (1994). arXiv:hep-ph/9409404
7. ↑ (en) A. Chodos, V.A. Kostelecky, R. Potting, E. Gates, Null experiments for neutrino masses, Mod. Phys. Lett. A7, 467 (1992).
8. ↑ (en)List of articles on the tachyonic neutrino idea (may be incomplete). InSPIRE database.
9. ↑ (en) [PDF] P. Adamson et al., « Measurement of neutrino velocity with the MINOS detectors and NuMI neutrino beam » sur arXiv. Consulté le 23 septembre 2011 - MINOS Collaboration, P. Adamson at al., Phys. Rev. D 76 (2007) 072005
10. ↑ Fermilab Today, « OPERA experiment reports anomaly in flight time of neutrinos ». Consulté le 26 septembre 2011
11. ↑ http://www.latimes.com/news/science/la-sci-0923-speed-of-light-20110923,0,497738.story
12. ↑ Expérience OPERA : détection d’un premier candidat dans la recherche d’une preuve directe de l’oscillation des neutrinos (communiqué de presse), sur le site du CNRS.
13. ↑ Louis W.C., Nature 478, 328–329 (20 October 2011)
14. ↑ Kopp, J., Maltoni, M. & Schwetz, T. Phys. Rev. Lett. 107, 091801 (2011)
15. ↑ Mention, G. et al. Phys. Rev. D 83, 073006 (2011)

Voir aussi

Canal-U "Les neutrinos dans l'Univers"[1]

Bibliographie

• François Vannucci, Les neutrinos vont-ils au paradis ?, Édition EDP Sciences, 2002. ISBN 978-2-86883-559-8

Articles connexes

• Oscillation de neutrinos
• Problème des neutrinos solaires
• Problème des neutrinos atmosphériques
• Fond cosmologique de neutrinos
• Vitesse supraluminique
• Expérience OPERA

Liens externes

• (en) [PDF] Caractéristiques des neutrinos sur le site du Particle Data Group
• Dossier : le neutrino, élusive particule sur le site Futura-sciences
• Conférence de Thierry Lasserre sur le site du l’Université de tous les savoirs.
• « La saga des neutrinos » (M.C. de La Souchère), analyse d'un texte de Pauli sur le site BibNum.