Les neutrinos

1. 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.

2. 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).

3. 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

4. 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). - - - -

5. 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. -

6. - 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 - - - - /

7. 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.

8. 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.

9. -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….

10. 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)

11. 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 !!

12. 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+)

13. DONUT : désintégration « longue »

14. DONUT : désintégration « courte »

15. 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.

16. * 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 - - - - - - SN1987A (23/02/1987) Grand Nuage de Magellan 160 000 années lumière - - - - - - -

17. 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.

18. 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)

19. 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). -

20. 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

21. 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

22. 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

23. Spectre en énergie des n 20 MeV

24. 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).

25. L’expérience SNO 1 ktonne eau lourde (puis eau salée NaCl) 2 km sous Terre 12 m diamètre 9600 PM

26. 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)

27. 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

28. 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 -

29. 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)

30. 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

31. Probabilité d’oscillation (suite) Exemple : sin2 2q = 0.7

32. 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).

33. 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)

34. 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.

35. Conclusion expérimentale (suite)

36. 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 /