Des neutrinos en quête d’identité
Ces derniers temps, les neutrinos n’ont pas très bonne presse. Il n’y a pas très longtemps, ils ont été accusés (à tort !) par l’expérience OPERA de ne pas respecter les limitations de vitesse cosmiques dépassant la célérité de la lumière [1]. L’infraction a finalement été imputée à une mauvaise connexion du système GPS, mais le mal était fait et leur réputation ancrée. On les soupçonne d’être à l’origine de la matière noire, invisible et censée représenter cinq fois plus de masse que notre univers visible (voir l’article de mai 2013) ; le satellite Planck a récemment prouvé qu’ils n’étaient pas impliqués dans l’affaire, sans redorer leur image [2]. Pire encore, Roland Emmerich, cherchant un grand méchant (et peut-être une caution scientifique bien insuffisante ?) pour son film 2012 décide de leur attribuer très arbitrairement la responsabilité de la destruction de la Terre. Et la plupart des œuvres de SF boudent ces particules aux propriétés si particulières.
Il faut bien admettre que les neutrinos, depuis leur naissance dans les années 1930, ont régulièrement été un objet de discorde dans la communauté scientifique. Ils sont cependant devenus progressivement consensuels et leur existence comme leurs propriétés physiques sont aujourd’hui admises et reconnues, bien que toujours déconcertantes. Bien que trois prix Nobels aient déjà été attribués au domaine, le champ d’exploration reste vaste, comme l’a très récemment montré la collaboration internationale T2K (Tokai to Kamioka, Japon) [2] en publiant de nouveaux résultats sur le sujet.
Les fantômes d’OPERA.
De nombreuses énigmes occupent les physiciens à la fin des années 1920. Une d’entre elles émerge directement des résultats d’expériences menées sur la radioactivité, découverte au début du XXe siècle par Henri Becquerel, Pierre et Marie Curie. Lors d’une désintégration radioactive dite « béta - », un noyau atomique change de nature chimique (le mercure se transforme en or, le carbone en azote…) tout en émettant un électron. Les lois de conservation de l’énergie et de l’impulsion imposent que cette particule éjectée ait une vitesse précisément fixée. En 1911, en mesurant la vitesse des électrons émis par de tels processus, Lise Meitner et Otto Hahn trouvent au contraire des résultats étalés sur toute une gamme de valeurs. Les interprétations du résultat divergent ; certains, comme Niels Bohr, sont près à remettre en question le principe même de conservation. En 1930, Wolfgang Pauli suggère que le processus béta est accompagné de l’émission d’une deuxième particule indétectée : la quantité fixe de vitesse peut être répartie entre l’électron et cette seconde particule, ce qui permet à l’électron d’avoir in fine accès à différentes vitesses finales. Puisqu’elle n’est pas détectée, cette particule doit être légère et électriquement neutre. Puisqu’elle n’est pas piégée dans les noyaux, elle doit également ne pas interagir via l’interaction forte, qui en assure la cohésion : on dit qu’elle n’a pas de couleur [3]. Pauli lui donne le nom temporaire de neutron. En 1932, de manière indépendante, Chadwick découvre que le noyau atomique est fait de deux types de particules et décide de les nommer protons et neutrons. Pour éviter toute ambiguïté, et parce que sa particule est beaucoup plus légère que le neutron de Chadwick, Pauli renomme son invention neutrino (le petit neutre).
Les neutrinos interagissent extrêmement peu avec leur environnement : il faudrait un mur de plomb d’une année-lumière d’épaisseur (soit 10 000 milliards de kilomètres) pour avoir une chance sur deux d’en intercepter un. Au quotidien, c’est une bonne nouvelle car les neutrinos sont créés en grand nombre par une multitude de processus, de la radioactivité naturelle (environ 1000 neutrinos par seconde sont générés par la désintégration du potassium dans le corps humain) à la fusion nucléaire qui entretient le Soleil (et génère plusieurs millions de milliards de milliards de milliards de neutrinos par seconde). Par conséquent, nous sommes bombardés en permanence et traversés à chaque seconde par environ 400 000 milliards de neutrinos [4]. Seuls un ou deux d’entre eux interagiront avec les particules qui nous composent au cours de notre vie, modifiant la trajectoire d’un électron ou perturbant un noyau atomique. Pour les chercheurs, cette très faible interaction rend l’étude des neutrinos extrêmement délicate ; au point qu’on a craint de ne jamais pouvoir les observer. Pauli dira de sa propre création : « J’ai fait quelque chose de terrible, j’ai postulé une particule qui ne peut pas être détectée » [5] ; un comble pour un physicien, pour qui l’observation expérimentale est seule juge de la validité d’une théorie.
Heureusement, les progrès techniques ont amélioré la situation et, en 1956, Clyde Cowan et Frederick Reines annoncent la première observation de neutrinos. Si elle est possible, l’opération est néanmoins délicate. L’expérience Homestack, menée de 1970 à 1994 par Raymond Davis Jr pour compter les neutrinos émis par le Soleil, reste un modèle du genre. Pendant vingt-quatre ans Raymond Davis Jr a surveillé des cuves remplies de chlore au fond d’une mine d’or dans le Dakota du Nord. En interagissant avec les neutrinos du Soleil, un atome de chlore peut se transformer en atome d’argon ; ainsi, en comptant le nombre d’atomes d’argon présents dans les cuves, on peut estimer le nombre de neutrinos qui les ont traversés. Mais la probabilité d’interaction est faible et, les bons jours, seuls un ou deux atomes de chlore au maximum trahissaient le passage d’un neutrino en se transmutant en argon. L’acharnement de Davis, en plus de lui valoir le prix Nobel en 2002, a mis en évidence une propriété inattendue et particulièrement surprenante des neutrinos : le nombre effectivement mesuré est moitié moindre que la valeur attendue. Les neutrinos semblent disparaître quelque part dans leur trajet du Soleil à la Terre !
Les voyages forment la jeunesse.
Le mystère de la disparition des neutrinos solaires est expliqué par l’italien Bruno Pontecorvo puis formalisé par les Japonais Maki, Nakagawa et Sakata et repose sur un phénomène appelé oscillation de saveur. En réalité, il existe trois types de neutrinos (on parle de trois saveurs) : le neutrino-électron (νe), le neutrino-muon (νµ) et le neutrino-tau (ντ). Chacun de ces neutrinos interagit différemment avec la matière : par exemple, un neutrino-électron interagissant avec un proton donne naissance à un électron alors qu’un neutrino-muon engendre un muon, une particule sensiblement plus massive (voir figure 1)
Figure 1 : la physique des particules compte trois « familles » de particules de matière, chacun comprenant un neutrino particulier (neutrino-électron, neutrino-muon et neutrino-tau).
L’expérience de Davis repose sur l’interaction de neutrinos-électron avec les atomes de chlore ; ce sont également des neutrinos-électrons qui sont majoritairement émis lors des réactions nucléaires au cœur du soleil. Cependant, si les neutrinos sont créés sous une de ces trois formes, ils changent en permanence de nature : on dit que leur saveur oscille. Ainsi, un neutrino-électron émis au centre du Soleil peut, au cours de son voyage jusqu’à la Terre, se transformer en neutrino-muon ou en neutrino-tau. Le modèle a de quoi surprendre : c’est comme si une balle de tennis lancée en l’air avait une chance de se transformer en balle de bowling ou de ping-pong avant de retomber au sol. Cependant, le modèle PMNS (des initiales de ses inventeurs) explique correctement les résultats de Davis : si une partie des neutrinos-électron générés par le Soleil s’est transmutée en neutrinos-muon avant d’arriver sur Terre, le nombre de neutrinos-électron compté à l’arrivée doit effectivement être plus faible que prévu.
Pour décrire l’oscillation de saveur des neutrinos, le modèle PMNS introduit un certain nombre de paramètres, dont trois « angles de mélange » (noté θ12, θ13 et θ23) qui déterminent la probabilité qu’une espèce de neutrino a de se transformer en une autre espèce. Plusieurs expériences ont cherché à mettre à l’épreuve la théorie et à mesurer la valeur de ces angles de mélange. Parmi elles, l’expérience Tokai to Kamioka (T2K), située au Japon, se concentre principalement sur la mesure de θ13 qui détermine la transformation de neutrinos-muon en neutrinos-électrons.
Figure 2 : l’expérience T2K produit un faisceau de neutrinos à J-PARC, près de Tokai. Ce faisceau traverse la Terre sur 295 km sans rencontrer de résistance. À Kamioka, le détecteur Super-K tente d’observer quelques-uns de ces neutrinos fantomatiques.
Pour ce faire, T2K génère un faisceau de neutrinos-muon grâce à un accélérateur de particules situé près de Tokai, sur la côte est du Japon. Ces neutrinos sont envoyés en direction de la côte ouest, et traversent sous Terre environ 295 km (voir figure 2) avant d’atteindre un détecteur géant installé près de la ville de Kamioka (d’où le nom de l’expérience : les neutrinos vont de Tokai à Kamioka !). Enfoui à un kilomètre de profondeur sous terre, ce détecteur est une gigantesque cuve de 50 000 000 litres remplie d’une eau très pure et tapissée de détecteurs de lumière (voir figure 3).
Figure 3 : la gigantesque cuve du détecteur T2K est tapissée de photo-détecteurs sous vide et, en condition d’utilisation, remplie d’eau. Sur un bateau pneumatique, deux chercheurs vérifient le bon fonctionnement des détecteurs. En novembre 2001, l’implosion d’un photo-détecteur due à la pression de l’eau avait déclenché une réaction en chaîne et détruit plus de la moitié des capteurs.
En chemin, le neutrino-muon est susceptible de changer de saveur et de se transformer en neutrino-électron. Lorsqu’un neutrino arrive dans la cuve, il a une (très faible) chance d’interagir avec un proton d’une molécule d’eau. Si c’est un neutrino-électron, cette interaction libère un électron ; si c’est un neutrino-muon, cette interaction libère un muon. Dans les deux cas, la particule libérée est éjectée à grande vitesse ; elle va si vite qu’elle dépasse la vitesse de la lumière dans l’eau [6]. Tout comme un avion dépassant la vitesse du son dans l’air génère un « bang ! » sonore, une particule chargée dépassant la vitesse de la lumière dans l’eau génère un « bang ! » lumineux. C’est cette impulsion lumineuse, appelée lumière Cerenkov, qui est responsable de la lumière émise par les réacteurs nucléaires (voir figure 4) et que scrutent les 11 200 détecteurs répartis autour de la cuve. En effet, un électron et un muon n’émettent pas exactement le même signal ; en enregistrant les flashs de lumière Cerenkov, on peut donc non seulement détecter le passage d’un neutrino mais aussi savoir s’il s’agissait d’un neutrino-électron ou d’un neutrino-muon.
Figure 4 : (à gauche) Le réacteur nucléaire de Reed est (comme tous les réacteurs nucléaires) plongé au fond d’une piscine. Il émet des particules qui vont plus vite que la lumière ne se propage dans l’eau et émet par conséquent de la lumière « Cerenkov », d’une couleur bleue caractéristique. (à droite) Représentation de l’intérieur de la cuve de T2K, où chaque point symbolise un détecteur. L’interaction d’un neutrino créée une unique particule, qui génère un cône de lumière. Cette lumière est captée par les photo-détecteurs (le cercle de couleur) et trahit ainsi le passage d’un neutrino.
En dépit du tremblement de terre de 2011, qui a endommagé une partie des installations et ralenti les expériences, la collaboration T2K accumule patiemment des données sur le nombre de neutrinos-électron reçu à Kamioka. Lors d’une récente conférence à Stockholm, la collaboration a annoncé avoir détecté, parmi les milliards de milliards de milliards de milliards de neutrinos créés par l’accélérateur de Tokai depuis ses débuts 1996, 24 neutrinos-électron dus à une oscillation de saveur. L’extrême précision de cette mesure en fait la première preuve directe d’oscillations de muon à électron et a permis du même coup la mesure valeur du paramètre θ13 avec une incertitude inégalée.
Des particules panoptiques
Outre son intérêt intrinsèque pour la connaissance des particules, les études menées sur les neutrinos permettent d’appréhender un grand nombre de problèmes, des plus appliqués aux plus fondamentaux.
On espère par exemple que les neutrinos apporteront une réponse à une question particulièrement délicate : pourquoi il y a-t-il quelque chose plutôt que rien ? Le problème n’est pas seulement philosophique : puisqu’il existe de la matière aujourd’hui dans l’Univers, la quantité d’antimatière créée au moment du Big Bang doit avoir été moindre que celle de matière (faute de quoi, matière et antimatière se seraient entièrement annihilées en ne laissant derrière elles que de l’énergie). Or les processus que nous connaissons actuellement produisent exactement autant d’antimatière que de matière. En étudiant séparément des neutrinos et des antineutrinos, T2K espère mettre en évidence en éventuelle dissymétrie entre les propriétés des uns et des autres et montrer ainsi qu’il est possible de trouver de très faibles différences entre matière et antimatière, peut être capables d’expliquer l’énigme du Big Bang.
Par ailleurs, pour qui sait les voir, les neutrinos sont des porteurs d’informations extrêmement précieux. Entre leur création et leur détection, ils n’ont en moyenne subit aucune interaction avec quelque élément que ce soit ; ils apportent donc directement des informations sur leurs sources, sans avoir été perturbés par les milieux traversés lors de leur voyage.
Ainsi, on peut utiliser les neutrinos pour dresser une carte de l’intérieur du Soleil. Les neutrinos solaires sont produits par les réactions de fusions nucléaires qui alimentent l’étoile ; plus les réactions sont intenses, plus les neutrinos sont produits en grand nombre. En observant la répartition des neutrinos émis par le Soleil (figure 5), on identifie certaines zones plus actives que d’autres et on détermine par conséquent les régions dans lesquelles les réactions nucléaires sont les plus intenses. Il serait impossible d’obtenir les mêmes informations par la lumière émise par l’étoile : tout comme un marcheur peine à avancer dans une foule compacte, la lumière est entravée dans sa progression par la densité du Soleil, à tel point qu’il lui faut quelques milliers d’années pour en rejoindre le bord depuis le centre. En chemin, la lumière est absorbée par des milliards d’atomes, réfléchie, diffusée… Lorsqu’elle atteint enfin la couronne extérieure, elle a perdu toute information sur sa production initiale et, quand on l’observe depuis la Terre, elle ne nous renseigne que sur la surface externe du Soleil, avec laquelle elle a interagi en dernier.
Figure 5 : (à droite) Une photo du Soleil. La lumière enregistrée par la caméra ne vient que de la surface de l’astre et n’apporte aucune information sur l’intérieur. (à gauche) Sur cette image [7], les zones les plus claires correspondent aux flux de neutrinos les intenses. Elles sont situées au cœur de l’étoile, à des milliers de kilomètres sous la surface mais sont pourtant accessibles à la mesure grâce aux neutrinos.
Les applications de ce mode opératoire sont très larges. Pour n’en citer qu’une, on peut utiliser les neutrinos pour localiser une centrale nucléaire cachée. Impossible en effet de retenir les neutrinos produits lors de la fission des atomes d’uranium ou des désintégrations radioactives des produits de réaction. Générés en grand nombre, ces neutrinos peuvent passer au travers des murs les plus épais et traverser la Terre de part en part sans la moindre résistance ; si un détecteur suffisamment précis parvenait à en capturer une infime fraction, il serait en mesure de détecter l’existence réacteur et d’en déterminer la position.
Il n’est donc guère surprenant de voir émerger un intérêt militaire croissant pour le domaine et certains semblent même espérer pouvoir bientôt voir au travers des murs grâce aux neutrinos. La détection des fantômes de Pauli est cependant encore trop difficile pour permettre le développement de telles technologies et, outre l’amélioration des appareils de mesure, de nombreuses questions aujourd’hui sans réponse sur les propriétés et sur la nature même des neutrinos [8] doivent encore être résolues avant que les neutrinos ne livrent l’intégralité de leurs secrets.
Références :
[5] Cité par Frederick Reines dans l’avant-propos de Spaceship Neutrino (1992) de Christine Sutton.
[6] La vitesse de la lumière dans le vide représente une limite absolue dans la théorie de la relativité d’Einstein. Dans l’eau cependant, la lumière se propage moins vite car elle est en permanence absorbée et réémise par les molécules environnantes. Il est par conséquent possible de se déplacer plus vite qu’elle.
[8] L’expérience GERDA essaye en particulier de déterminer si les neutrinos sont leurs propres antiparticules (on parle alors de particules de Majorana) ou non (on parle alors de particules de Dirac). http://arxiv.org/abs/1307.4720
La formule du jour : l’oscillation des neutrinos
Les neutrinos ne restent pas sous une forme donnée : si un neutrino est initialement un neutrino-muon, il peut devenir l’instant d’après un neutrino-électron, ou un neutrino-tau.
Dans un modèle simplifié, en ne tenant compte que de deux saveurs (comme si les neutrino-tau n’existaient pas), on peut estimer facilement la probabilité qu’un neutrino ait changé d’état au bout d’un temps t. Cette probabilité dépend de deux facteurs : un angle de mélange θ et un temps caractéristique t0. Elle s’écrit :
Si on regarde l’état du neutrino juste après l’instant initial, sans lui laisser le temps d’évoluer, la probabilité de le trouver dans un autre état que celui de départ est nulle. Si on attend un peu, la probabilité de détecter l’autre état augmente, jusqu’à atteindre une valeur maximale imposée par l’angle de mélange. Pour les oscillations neutrino-muons neutrino-électrons, T2K a mesuré une valeur de sin2(2θ)≈0.15 ; ainsi, un neutrino-muon n’aura jamais plus de 15 % de chances de se transformer en neutrino-électron. Si on attend encore davantage, la probabilité de trouver une autre saveur diminue, jusqu’à s’annuler au bout d’un temps t0. Le système est alors revenu à son état de départ et on est certain de trouver le neutrino dans son état initial.
Le temps caractéristique t0 dépend quant à lui de deux paramètres : la masse des neutrinos et leur énergie. Plus les neutrinos ont des masses proches, plus leurs énergies sont petites, plus ils oscillent rapidement d’une saveur à une autre. Ces règles imposent des contraintes sur les expériences qui étudient les neutrinos : pour observer les neutrinos les plus lourds, on doit placer les détecteurs au plus près de la source pour réduire d’oscillation. À l’inverse, pour l’étude des neutrinos plus légers ou plus énergétique, on peut éloigner davantage les détecteurs.
La formule dans le cas le plus général prend en compte les 3 saveurs et les masses des 3 neutrinos, mais reste analogue à celle présentée ici. Elle fait cependant apparaître un terme supplémentaire, appelé phase de violation CP, qui représente la dissymétrie matière / antimatière et que de nombreuses expériences essaient à présent de mesurer.
Daniel Suchet