Les neutrinos jouent un rôle majeur en physiquedes particules, en astrophysique et en cosmo-logie, mais ils sont longtemps restés bien

mystérieux. Leur étude a connu une périodefaste entre 1990 et 2002, avec notamment la réso-lution de l’énigme des neutrinos solaires et la miseen évidence de leur masse via le mécanisme ditd’oscillation. Cerise sur le gâteau, le prix Nobelde physique 2002 a récompensé Raymond Daviset Masatoshi Koshiba, respectivement pionnierde l’observation des neutrinos solaires et de ceuxdes supernovae.

En juin 1998, l’expérience SuperKamiokande,au Japon, annonçait que les neutrinos produitspar l’interaction des rayons cosmiques avec l’at-mosphère (appelés neutrinos atmosphériques) nese comportaient pas comme prévu et subissaientune transformation. En avril 2002, les physiciensde l’Observatoire de Sudbury (Canada) mesu-raient à la fois une transformation des neutrinosproduits dans le Soleil et un flux de neutrinossolaires en accord avec les modèles des astrophy-siciens. L’explication commune à ces deux résul-tats spectaculaires est le mécanisme d’oscillationdes neutrinos, c’est-à-dire leur métamorphosepermanente les uns dans les autres, découvertequi bouscule le modèle standard des particules.Les neutrinos vont contribuer à faire évoluer cettethéorie, qui, même si elle est manifestement incom-plète, n’avait jamais été contredite par l’expérience.Par ailleurs, une connaissance plus précise de leurspropriétés, en particulier leur masse, est essen-tielle non seulement en physique des particules,mais aussi pour préciser leur rôle dans la forma-tion de l’Univers. La physique des neutrinos vientdonc de franchir un cap : nous allons racontercomment afin de préciser de quelle façon la quêtese poursuit pour cerner l’identité de ces mysté-rieuses particules.

La mystérieuse identitédes neutrinos

Les physiciens tiennent désormais pour certain que les neutrinosélectroniques, muoniques et tauiques échangent sans cesse leurs identités.Les neutrinos sont pourtant loin d’avoir livré tous leurs secrets, et la longueenquête sur leurs propriétés se poursuit.

2 TITRE DU DOSSIER © POUR LA SCIENCE

FondamentalSous-thème

Thierry LASSERREest physicien au Service de physique des particulesdu CEA à Saclay et associéau laboratoire Astroparticuleet Cosmologie, UniversitéParis Diderot (APC).

Daniel VIGNAUDest physicien au laboratoireAPC, à Paris.

Colla

bora

tion

bore

xino

L’ESSENTIEL➥ Le neutrino est uneparticule élémentaireneutre, qui interagit trèspeu avec la matière. Il enexiste trois types.

➥ Ces trois types« oscillent », c’est-à-direse transforment l’un enl’autre. On a longtempsmesuré moins de neutrinossolaires que prévu carcertains neutrinoss’étaient transformés end’autres, indétectables parles premières expériences.

➥ Cela n’est possible quesi les neutrinos ont unemasse, ce qui contredit lemodèle standard.

➥ De nouveaux détecteursnous permettront depréciser les masses desneutrinos et la valeur desparamètres quantiques quinous manquent encore.

PARTIE 1

Dès 1930, Wolfgang Pauli postula l’exis-tence des neutrinos pour expliquer le déficitd’énergie qui apparaissait dans les désintégrationsbêta (voir la figure page xxx). Constatant que lesélectrons produits par cette désintégration n’em-portaient pas toute l’énergie disponible, Paulisupposa que des particules inconnues étaient aussiémises. C’est Enrico Fermi qui, en 1933, lesnomma neutrinos, c’est-à-dire petits neutres, pourles distinguer des neutrons découverts par JamesChadwick en 1932.

Les petits neutresCes particules furent observées pour la premièrefois par les Américains Frederick Reines etClyde Cowan en 1956 dans le rayonnement émispar le réacteur nucléaire de Savannah River, enCaroline du Sud. Depuis cette irruption en

physique, les neutrinos n’ont plus quitté les préoc-cupations des chercheurs.

Depuis le Big Bang, les neutrinos sont produitssans cesse en quantités énormes au cœur des étoiles,des noyaux actifs de galaxies ou au cours des explo-sions de supernovae notamment. Par ailleurs,chaque centimètre cube de l’Univers contientenviron 300 neutrinos issus du Big Bang, ce quiimplique que 20 millions de ces neutrinos primor-diaux se trouvent à chaque instant dans notre corps.Du fait de sa radioactivité naturelle due par exempleà la désintégration des isotopes radioactifs de potas-sium, notre corps émet aussi quelques milliers deneutrinos par seconde, tout en étant traversé enpermanence par quelque 65 milliards de neutrinospar centimètre carré en provenance du Soleil. Enoutre, le 23 février 1987, plusieurs milliards deneutrinos, émis il y a 150 000 ans par l’explosion

3DOSSIER N°62 / JANVIER-MARS 2009 / © POUR LA SCIENCE

LE DÉTECTEUR DE NEUTRINOSBorexino, équipé de2 000 photomultiplicateurset mesurant 14 mètres dediamètre, est installé dansle Laboratoire souterraindu Gran Sasso, en Italie.

4 TITRE DU DOSSIER © POUR LA SCIENCE

de l’étoile Sanduleak-69 202 dans le Grand Nuagede Magellan, ont traversé notre corps…

Bien qu’ils soient omniprésents, les neutrinossont mal connus. Dans la théorie actuelle des parti-cules élémentaires et de leurs interactions, le modèlestandard, on ignore encore leur nature exacte (sont-ils leurs propres antiparticules ?) et leurs masses.Comme les quarks et les électrons, les neutrinossont des particules élémentaires. Pour autant,ces particules sont singulières parce qu’elles n’in-teragissent pratiquement pas : un neutrinointeragit des milliards de fois moins qu’un élec-tron. Tel un fantôme, il traverse murs, montagnes,planètes, astres, etc.

Le modèle standard décrit la structure de lamatière et la façon dont elle se transforme. Il neprend en compte que les trois interactions de lamatière à l’échelle microscopique : l’interactionélectromagnétique, l’interaction faible et l’inter-action forte. Il ignore l’interaction gravitationnellequi se manifeste surtout à l’échelle macroscopique.Le modèle standard distingue deux « espèces » departicules élémentaires : les quarks et les leptons(voir Entrez dans la matière, dans ce dossier).Ensemble, quarks et leptons forment trois famillescomprenant chacune deux quarks, un lepton chargé(l’électron, par exemple) et un lepton neutre associé(un neutrino). Les leptons chargés participent auxinteractions gravitationnelle, faible et électroma-gnétique, et les quarks à toutes les interactions (l’in-teraction forte et les trois autres). Les neutrinossont les seules particules élémentaires, qui ne parti-cipent qu’à l’interaction faible (l’interaction gravi-tationnelle mise à part). Il y en a trois espèces diffé-rentes, les neutrinos électronique (νe), muonique(νμ) et tauique (ντ), associés respectivement à l’élec-tron, au muon et au tau.

Les neutrinos, dont le spin vaut 1/2, sedistinguent aussi par leur hélicité : une particuleest d’hélicité droite si son spin a la direction deson mouvement et d’hélicité gauche si la direc-tion de son spin y est opposée. Ainsi l’hélicité peutêtre droite ou gauche pour toutes les particules àl’exception des neutrinos, qui sont toujoursgauches, et de leurs antiparticules – les antineu-trinos –, toujours droites. Pour cette raison, dansle modèle standard, le boson de Higgs (la parti-cule supposée conférer leurs masses aux particulesen interagissant avec elles, mais non encoredétectée) ne confère aucune masse aux neutrinos.

Comment concilier le modèle standard et lefait que les neutrinos ont une masse ? Pour éviterde changer la théorie, une possibilité serait desupposer l’existence de neutrinos « droits » sansinteractions, donc inobservables, mais capables deconférer une masse aux neutrinos. Cette démarcheest peu naturelle, et les physiciens considèrent qu’ilfaudra prolonger le modèle standard. On comprend

dès lors que les masses des neutrinos sont unenjeu essentiel. Comment les évaluer ?

Trois approches sont possibles. Par l’approchedite directe, on vérifie que l’énergie est conservéeau cours de la désintégration d’une particule produi-sant (entre autres) un neutrino à l’état final. Ona ainsi observé la désintégration bêta du tritium(un proton et deux neutrons) en un noyau d’hé-lium 3 (deux protons et un neutron), un électronet un antineutrino électronique. Ce travail a permisd’établir que la masse du neutrino électronique estinférieure à deux électronvolts, soit moins de2 ×10–33 gramme. De même, l’étude au seind’accélérateurs de la désintégration du muon oudu tau a donné des limites de masse de 170 kilo-électronvolts pour le neutrino muonique et de18 mégaélectronvolts pour le neutrino tauique.

Neutrinos oscillantsLa deuxième façon de mettre les masses des

neutrinos en évidence résulte de l’étude de leurs« oscillations ». De quoi s’agit-il ? En 1968, afind’expliquer le déficit de neutrinos solaires, observéexpérimentalement, l’Italien Bruno Pontecorvoproposait que les neutrinos se métamorphosentpendant leur propagation. Nous y reviendrons.

La troisième façon de montrer que les neutrinosont une masse est d’observer la double désinté-gration bêta sans neutrinos, c’est-à-dire la trans-formation d’une paire de neutrons d’un noyauen une paire de protons sans émission de neutrinos(voir la figure page xxx). Cette forme de radioac-tivité est encore hypothétique, mais, si on la mettaiten évidence, elle donnerait des indications sur lanature des neutrinos et sur leurs masses. Elle impli-querait notamment que les neutrinos sont desparticules dites de Majorana, c’est-à-dire des parti-cules qui sont leurs propres antiparticules.

Ces trois approches ont donné lieu à denombreuses expériences. Dans les années 1980,les physiciens tentaient alors de prolonger le modèlestandard en inventant un même concept pourdécrire les interactions électromagnétique, forteet faible. Parmi les tentatives faites, les modèlesles plus simples prédisaient que les protons ne sontpas éternels, et que leur durée de vie est del’ordre de quelque 1032 années. Comme lesrésultats expérimentaux révélaient que le protonétait plus stable que prévu, il a fallu améliorer laprécision de la mesure. Or, parmi les bruits quiperturbent l’observation de la désintégration duproton, il y a les neutrinos atmosphériques : onnomme ainsi des neutrinos produits indirecte-ment dans la haute atmosphère par les rayonscosmiques, c’est-à-dire par les nombreuses parti-cules de haute énergie que nous envoie le cosmos(voir Rayons cosmiques d’énergie extrême, parM. Boratav et T. Suomijärvi, dans ce dossier).

Neutrino

Électron

n p

Électron

Neutrino

NeutrinoÉlectron

n

n

p

p

Électron

Électron

nn

p

p

3 DÉSINTÉGRATIONSDU NEUTRON 1. Désintégration bêta Dans la plupart desnoyaux radioactifs, l’un desneutrons du noyau se trans-forme en proton en émettantun électron et un neutrinoélectronique.

2. Doubledésintégration bêtaDeux neutrons se transforment simultanémenten protons, en émettantchacun un électron etun neutrino.

3. Doubledésintégration bêtasans neutrinoAucun neutrino n’est émis.Ce processus n’est possibleque si le neutrino est sapropre antiparticule et s’ilest massif. Très rare, il n’aencore jamais été observé.

1

2

3

PARTIE 1

Parmi elles, des protons et des noyaux légers pénè-trent dans les hautes couches de l’atmosphère,interagissent avec l’air et produisent des pions etdes kaons, lesquels se désintègrent en émettantdes muons et des neutrinos. En outre, certainsmuons se désintègrent en neutrinos électroniquesavant d’atteindre le sol. Ce processus complexeproduit deux fois plus de neutrinos muoniquesque de neutrinos électroniques.

Vers 1990, les physiciens de l’expérienceKamiokande au Japon constataient un déficit enneutrinos muoniques. Dans le laboratoire deModane, une équipe franco-allemande de l’expé-rience de Fréjus avait dénombré une centaine d’évé-nements sans pour autant observer de déficit. Lacontroverse battait son plein. Toutefois, les Japonaisavaient déjà lancé la construction d’un détecteurde neutrinos beaucoup plus gros, Super-Kamiokande.Mis en œuvre le 1er avril 1996, ce détecteur estconstitué de 50 000 tonnes d’eau pure et de plusde 10 000 photomultiplicateurs qui enregistrentle rayonnement Tcherenkov émis par les parti-cules chargées produites quand les neutrinos inter-agissent avec l’eau. En deux ans, plusieurs milliersd’interactions de neutrinos ont été observés. Nonseulement les physiciens japonais confirmèrent qu’ilsobservaient moins de neutrinos muoniques queprévu, mais ils pouvaient montrer que ceux qui sontproduits de l’autre côté de la Terre disparaissent demanière privilégiée. Cette influence de la distancede propagation entre le lieu d’émission des neutrinoset leur lieu de détection prouvait la réalité dumécanisme d’oscillation des neutrinos. Ce dernierimplique que la probabilité de transformationd’un neutrino en un neutrino d’espèce différenteest fonction de son énergie et de la distance qu’il aparcourue depuis sa naissance.

L’énigme des neutrinos solairesDepuis, une équipe internationale a mené une autreexpérience pour observer, à l’aide du détecteur Super-Kamiokande, les oscillations des neutrinos émispar l’accélérateur KEK situé à 250 kilomètres. Lephénomène d’oscillation a ainsi été confirmé. Uneexpérience similaire vient de démarrer, où desneutrinos produits dans un accélérateur du CERNoscillent sur 730 kilomètres jusqu’au détecteurOPERA, installé dans le Laboratoire souterrain duGran Sasso, en Italie. Grâce à cette expérience, onobservera directement les interactions des neutrinostauiques, et non plus seulement la disparition desneutrinos muoniques, ce qui devrait apporter unenouvelle confirmation du mécanisme d’oscillation.

Ces oscillations prouvent que les neutrinosont une masse. De plus, elles ont permis aux physi-ciens de résoudre l’énigme des neutrinos solaires,qui les a tenus en haleine de 1968 à 2001 : tousles détecteurs construits pendant cette période mesu-

raient entre 40 et 70 % moins de neutrinos venusdu Soleil que ne le prédisaient les modèles des astro-physiciens. Ce fut le cas de l’expérience pionnièrede Davis dans la mine de Homestake (États-Unis), utilisant du chlore, des expériences radio-chimiques au gallium GALLEX (laboratoire souter-rain du Gran Sasso en Italie) et SAGE (laboratoiresouterrain de Baksan en Russie), et des expé-riences Kamiokande et Super-Kamiokande au Japon.Or tous ces détecteurs avaient été conçus pour n’êtresensibles qu’à un type de neutrinos, les neutrinosélectroniques νe, car ce sont les seuls émis par leSoleil. En 2001-2002, les physiciens del’Observatoire de Sudbury (SNO), au Canada,ont pour la première fois étendu la mesure aux deuxautres types de neutrinos, les νμ et les ντ.

Étonnamment, ceux-ci étaient présents dans leflux arrivant sur Terre. Les chercheurs en ont déduitque le flux total de neutrinos émis par le Soleilétait en accord avec les prédictions des astrophysi-ciens, mais qu’en chemin, les neutrinos νμ avaientoscillé, une partie devenant des neutrinos muoniquesνμ ou tauiques ντ. Ce résultat était magnifique.

Il reste aux physiciens à mesurer l’ensembledes composantes du spectre des neutrinos solaires.Ceux-ci sont produits au cœur de l’étoile dans descycles de réactions nucléaires fondés sur la fusionde deux protons. Leurs composantes, qui diffè-rent par le mécanisme de production et le spectreen énergie, sont au nombre de trois : la plus impor-tante est celle des neutrinos primordiaux (appelés

5DOSSIER N°62 / JANVIER-MARS 2009 / © POUR LA SCIENCE

LES NEUTRINOS sontinnombrables et inoffensifs.Ils sont émis par diversessources, dont notre proprecorps. Ils interagissent sipeu avec la matière qu’ilstraversent sans cesse notreorganisme.

Soleil :65 milliards de neutrinos

par centimètre carréet par seconde

20 millionsde neutrinos issus

du Big Bangdans le corps humain

Supernova de 1987,située à 150 années-lumière :

15 milliards de neutrinosen 10 secondes

350 000 neutrinos par centimètre carréet par seconde issus d’une centralenucléaire située à 100 kilomètres

20 millions de neutrinos parcentimètres carrés et par seconde

5 000 neutrinospar seconde issusdes os (40K)

10 neutrinosatmosphériques

par seconde et parcentimètre carré

neutrinos pp), qui ont l’énergie la plus basse ; vien-nent ensuite les neutrinos liés à la capture d’unisotope du béryllium (appelés neutrinos Be),d’énergie intermédiaire, et enfin les neutrinos issusde la désintégration d’un isotope du bore (appelésneutrinos B), d’énergie plus élevée.

Deux de ces composantes sont déjà connues.Le détecteur Borexino (voir la figure page xxx),qui a démarré en 2007 au Laboratoire souterraindu Gran Sasso, a en effet apporté des résultatsspectaculaires en mesurant celle du béryllium. Ila aussi mesuré la composante du bore sur un spectreplus étendu que Super-Kamiokande et Sudbury,nous permettant d’entrer dans les subtilités dumécanisme d’oscillation des neutrinos solaires :certains neutrinos muoniques et tauiques résul-tent d’une oscillation dans le vide entre le Soleil

et la Terre, tandis que d’autres sont issus d’unetransformation à l’intérieur même du Soleil. Seulela composante pp reste hors de portée d’une mesuredirecte, mais elle est fortement contrainte par lesexpériences radiochimiques antérieures au gallium.

L’expérience KamLAND, au Japon, a étéconstruite pour préciser les paramètres gouver-nant les oscillations de neutrinos solaires. Ce détec-teur sphérique est conçu pour observer les anti-neutrinos électroniques produits dans les réacteursnucléaires distants de 200 kilomètres en moyenne(voir la figure page xxx). Il contient 1 000 tonnesd’un liquide qui scintille lors des interactionsdes neutrinos, et l’ensemble est entouré de2 000 photomultiplicateurs. En 2002, KamLANDa défrayé la chronique, en confirmant définitive-ment l’oscillation des neutrinos et donc la réso-

TITRE DU DOSSIER © POUR LA SCIENCE

L’oscillation des neutrinos dépend de trois paramètres, les angles demélange θ12, θ13, θ23. Une expérience menée sur le site nucléairede Chooz, dans les Ardennes, vise à déterminer l’angle électro-

nique-tauique (θ13), qui gouverne l’oscillation de neutrinos électroniquesen neutrinos tauiques. Une première expérience sur le site de Chooz avaitdéjà fixé une borne supérieure à cet angle. Contrairement aux cas desneutrinos solaires et atmosphériques, l’effet recherché est très petit etune nouvelle génération de détecteurs a vu le jour.

Double Chooz étudiera précisément l’évolution des antineutrinos élec-troniques émis par les centrales nucléaires en fonction de la distance aucœur. Deux détecteurs identiques seront disposés à environ 400 mètres et 1kilomètre des cœurs de la centrale nucléaire. Le détecteur proche permettrade « calibrer » la mesure, car à cette distance, les neutrinos n’ont pas eu letemps d’osciller. Il déterminera précisément l’émission de la centrale nucléai-re. S’ils n’oscillaient pas, les antineutrinos électroniques disparaîtraient enfonction de la distance D selon une loi en 1/D2. Le détecteur lointain mesure-ra leur disparition, et déduira de l’écart avec cette loi la valeur de θ13.

Les détecteurs seront souterrains pour éviter le parasitage dû aurayonnement cosmique. Le détecteur proche, prévu pour 2010, sera ainsi

enterré et recouvert d’un monticule de terre ou de gravier. Le détecteur loin-tain utilisera la cavité aménagée pour la première expérience Chooz, situéeà 100 mètres de profondeur. Actuellement en construction, il apportera unepremière moisson de résultats fin 2009. L’ensemble lèvera définitivement levoile sur la « troisième » oscillation de neutrinos.

L’expérience Double Chooz

Antineutrinoélectronique

Proton

Noyau

Neutron

e+ e–

γγγ

γ

6

Chaque détecteur (ci-contre)comportera un volume actif de10 tonnes de liquide scintillant,surveillé par 400 photomulti-plicateurs (billes jaunes). Lesantineutrinos réagissent avecles protons du liquide pourdonner un positon (e+) et unneutron. Le positon s’annihileavec un électron, et quelquesdizaines de microsecondesplus tard le neutron estcapturé par un noyau deliquide. Ces deux phénomènesémettent des photons gamma(γ), qui sont captés par lesphotomultiplicateurs.

1 000 mètres400 mDétecteur

proche

Cœursnucléaires

Détecteurproche

Cœursnucléaires

Détecteurlointain

1 000 mètres400 m

PARTIE 1

lution du problème des neutrinos solaires. Ce détecteur a aussi ouvert une fenêtre sur le

cœur de notre planète. La surface de la Terrerayonne un flux de chaleur de 40 TW, soit l’équi-valent de 10 000 centrales nucléaires. Les modèlesprédisent que 20 MW de ce flux seraient d’ori-gine radiogéniques, c’est-à-dire issus de la désin-tégration d’éléments radioactifs. En 2005,KamLAND a apporté la preuve directe de la présencede tels éléments (uranium et thorium) dans lesentrailles de notre planète par la détection desneutrinos associés, les « géoneutrinos ». Bien qu’en-core imprécise, la mesure de KamLAND indiqueque le flux de chaleur d’origine radiogénique seraitcompatible avec les 20 MW attendus.

Neutrinos et théorie quantiqueArrêtons-nous un instant sur la nature théoriquedu mécanisme d’oscillation. Pour étrange qu’ilsoit, ce mécanisme émerge naturellement de lamécanique quantique, si l’on considère que,chez les neutrinos, les états de masse et ceux quiparticipent à l’interaction faible ne sont pas lesmêmes. Pour les physiciens, les trois « saveurs »de neutrinos (νe, νμ, et ντ) ne représentent queles états « reconnus » par l’interaction faible,mais pas les états qui se propagent. Les « états depropagation », ou « états de masse », sont notésν1, ν2, et ν3. Dès lors, le formalisme quantiquene laisse guère le choix : un neutrino d’unesaveur donnée se décrit comme la superpositionde trois ondes cohérentes de matière, autrementdit comme un « mélange » de neutrinos ν1, ν2,et ν3. La conséquence directe de ces interfé-rences est le changement périodique de la saveurdu neutrino au cours de sa propagation : l’oscil-lation. Les paramètres qui caractérisent ce chan-gement sont les différences de carrés des masses(Δm2) et les « angles de mélange », dont dépen-dent les coefficients des superpositions quantiquesdes états de propagation.

Il est donc essentiel de préciser ces paramètres.Les physiciens mesurent les déficits de saveur observésau cours des divers types d’oscillations de neutrinosqu’ils peuvent étudier. La probabilité de transfor-mation d’une saveur en une autre est fonction del’énergie du neutrino et de la distance parcouruedepuis sa naissance. Les neutrinos électroniquesproduits par le Soleil, par exemple, oscillent en setransformant en neutrinos muoniques et tauiques.Leur énergie moyenne est de l’ordre de quelquesmégaélectronvolts, et ils parcourent environ 700 000kilomètres dans le Soleil et 150 millions de kilo-mètres dans l’espace. Les neutrinos muoniquesproduits dans la haute atmosphère par les rayonscosmiques se transforment essentiellement enneutrinos tauiques. Leur énergie moyenne est del’ordre de un gigaélectronvolt alors qu’ils oscillent

sur une distance de 10 000 kilomètres, soit à peuprès le diamètre de la Terre.

Vers les masses absoluesAu stade actuel des connaissances, on ignore lesvaleurs absolues des masses des neutrinos desdifférentes espèces, et la façon dont ces neutrinosse mélangent. Nous avons vu que l’approche directen’a produit jusqu’ici que des limites supérieurespour la valeur des masses. En Allemagne, des physi-ciens ont lancé le projet Katrin pour progresserencore par la voie directe. Outre les oscillations,reste la troisième approche évoquée : l’étude de ladouble désintégration bêta sans neutrinos. Celle-ci est proche de la double désintégration bêta avecneutrinos permise par le modèle standard, mais trèsrare. Si elle existe, la double désintégration bêta sansneutrinos suppose que deux neutrons d’un noyause transforment en deux protons (sans émissionde neutrinos). Elle n’est envisageable, dans lecadre d’une théorie plus générale que le modèlestandard, que si deux conditions sont respectées.La première est que les neutrinos soient leurs propresantiparticules : ce seraient des particules de Majorana.La seconde est qu’ils aient une masse, raison pourlaquelle cette désintégration bêta sans neutrinoshypothétique est considérée comme une voie versles valeurs absolues des masses des neutrinos.

La double désintégration bêta avec neutrinosfut observée dès les années 1960. Elle est extrê-mement peu probable puisque le temps de viedes noyaux radioactifs qui la subissent est de l’ordrede 1019 ou 1020 ans, soit des dizaines de milliersde fois l’âge de l’Univers ! En revanche, la doubledésintégration bêta sans neutrinos n’a pas encoreété observée. Après plusieurs expériences menéesdepuis 30 ans sans résultats positifs, on estimeque la double désintégration bêta sans neutrinosne sera jamais observée si l’on ne dispose pas d’unénorme détecteur et si l’environnement n’est pasparfaitement protégé de la radioactivité naturelleet des rayons cosmiques. Une collaborationinternationale dirigée par la France a construit ledétecteur NEMO, dont l’exploitation a commencéen 2003. Pour illustrer la difficulté d’une telle expé-rience, soulignons que dans l’espoir d’observerquelques doubles désintégrations bêta sansneutrinos, les physiciens devront enregistrer plusd’un million de doubles désintégrations bêtaavec neutrinos et 100 millions de signaux parasitesdivers ! Les physiciens qui travaillent sur NEMOont passé des années à réduire la radioactivité natu-relle de ses composants, à réaliser une source radio-active contenant extrêmement peu d’uranium etde thorium, à installer des blindages, tout cela sous2 000 mètres de roche… Le succès sera à ce prix.

D’autres expériences sont en voie de réalisation.Parmi elles, GERDA, en cours d’installation au labo-

7DOSSIER N°62 / JANVIER-MARS 2009 / © POUR LA SCIENCE

νe

νμ

ντ

Quarks

Tau

10–6

10–3

1

103

106

109

1012

(mev)

(mev)

(Mev)

(Gev)

(Tev)

(ev)

(kev)

Muon

Electron

Leptons

u d

s

bc

t

LES NEUTRINOS ÉLECTRONIQUE(νe), muonique (νμ) ettauique (ντ), ainsi que lesautres particules élémentaires(quarks et leptons) quiconstituent la matière ontété placés sur une échellelogarithmique des masses.Les résultats expérimentauxne sont sensibles qu’auxdifférences de masse aucarré entre les neutrinos, et non aux masses absoluesqu’on estime moyennantcertaines hypothèses.

ratoire souterrain du Gran Sasso. Des noyaux degermanium 76, susceptibles de subir une doubledésintégration bêta sans neutrinos, seront placésdans un réservoir cylindrique d’argon liquide quiservira de blindage. Ces noyaux serviront à la foisde source et de détecteur. Grâce à cette technique,on devrait abaisser la limite supérieure de la massedu neutrino électronique, que les prévisions théo-riques placent entre 0,001 et 0,01 électronvolt.

La masse attendue du neutrino électroniqueest plus de 50 millions de fois plus petite quecelle de l’électron (voir la figure page xxx). Le méca-nisme de seesaw (balançoire), inventé il y a 30ans, fournit une explication à ce phénomène. Ilsuppose l’existence d’un neutrino « droit », trèslourd. Puisque, pour le moment, le neutrino « droit »n’est pas observé, aucune évidence expérimentaleni aucun argument théorique n’interdisent desupposer son existence ni de lui donner une masse.Pour que le mécanisme fonctionne, on attribue auneutrino droit une masse énorme (1015 gigaélec-tronvolts). Cette valeur est de l’ordre de grandeurde l’échelle de grande unification, c’est-à-dire del’échelle d’énergie à laquelle les interactions forte,faible et électromagnétique sont supposées n’enformer plus qu’une. Aussi surprenant qu’il soit,ce mécanisme (ou l’une de ses nombreuses variantes)reste le plus séduisant pour expliquer à la fois lamasse du neutrino et sa si faible valeur.

Les angles de mélangeOutre les masses, il reste aux physiciens à déter-miner comment les différentes espèces se mélan-gent. L’existence de trois familles implique cellede trois « angles de mélange », nommés θ12(électronique-muonique), θ13 (électronique-tauique), θ23 (muonique-tauique). Les physiciensont déduit des résultats de l’expérience Super-Kamiokande que θ23 (muonique-tauique) estmaximal. Cela signifie qu’au cours de leur propa-gation, les neutrinos muoniques se transformenttous en neutrinos tauiques en une période d’os-cillation avant de redevenir tous muoniques aucours de la période suivante. Les résultats del’expérience de Sudbury, complétés par ceux deKamLAND, montrent que θ12 (électronique-muonique) est élevé, mais non maximal. Depuis2002, les recherches sur les oscillations desneutrinos se focalisent sur la mesure du troi-sième angle de mélange θ13. Pour l’instant, nousn’en connaissons qu’une borne supérieure peuélevée, déduite d’une première expérience sur lesite EDF de la centrale nucléaire de Chooz, dansles Ardennes. On nomme d’ailleurs couram-ment ce paramètre « l’angle de Chooz ». Sous l’im-pulsion de physiciens français, un effort interna-tional regroupant la France, l’Allemagne, l’Espagne,les USA, le Japon, la Russie, et le Brésil cherche

aujourd’hui dans les Ardennes à découvrir la valeurde cet angle de Chooz.

La mesure des angles de mélange, tout parti-culièrement de θ13, serait du ressort de la métro-logie, si elle n’était pas reliée à l’asymétrie matière-antimatière, c’est-à-dire au fait étonnant que, dansl’Univers, on observe surtout de la matière et pasd’antimatière. Cette asymétrie a déjà été mesuréepour les quarks. Si θ13 est supérieur à un degréenviron, il deviendra possible de la mesurer aussipour les neutrinos. De nombreux projets sont àl’étude pour réaliser cet objectif.

L’asymétrie matière-antimatière n’est pas le seulaspect où les neutrinos, leurs masses et leurnature jouent un rôle : pendant longtemps, on apensé que les neutrinos du Big Bang pouvaientconstituer une contribution importante à la matièrenoire, la masse manquante de l’Univers, cetteproportion importante de matière sans laquelle leslois de la gravitation deviendraient caduques.Aujourd’hui, cette idée est abandonnée, notam-ment parce qu’une matière noire faite de neutrinoslourds rend difficile la formation des galaxies. Àl’aide de ballons-sondes ou de satellites, les physi-ciens ont multiplié les mesures du fond diffuscosmologique, le rayonnement fossile laissé parle Big Bang et dans lequel baigne l’Univers.L’interprétation des données recueillies fait appelaux principaux paramètres utilisés pour décrire leBig Bang, parmi lesquels l’âge de l’Univers et laconstante de Hubble, mais aussi les composantesde la matière noire. En combinant les résultatsdu satellite américain WMAP et ceux de l’explora-tion profonde de l’Univers lointain au télescope(à grand décalage vers le rouge), on parvient àune densité cosmique de neutrinos inférieure à 1,5pour cent de la densité totale de l’Univers. Le satel-lite Planck, qui sera lancé en 2009, devrait nousoffrir une précision encore meilleure. Ainsi, s’ilnous reste à préciser les masses des neutrinos, noussommes déjà quasiment sûrs qu’elles contribuentpeu à la masse de l’Univers. ■

8 TITRE DU DOSSIER © POUR LA SCIENCE

45

Neutrinos solaires

Neutrinos atmosphériques

Neutrinos issus de réacteurs nucléaires (νe

Solution

Angle de mélangeΔm

2 (él

ectr

onvo

lts2 )

10–10

10–8

10–6

10–4

10–2

10–1

νμ , ντ)

(νμ ντ)

(νe νμ , ντ)CE PAYSAGE EXPÉRIMENTALrésume ce que l’on sait surles masses et les mélangespossibles des neutrinos.Pour les oscillations deneutrinos électroniques,les mesures du flux solairedéterminent quatre zonesde solutions possibles(en orange) et celles desflux de réacteurs une seule(en vert). Il en résulte unseul îlot de solutionspossible. La zone bleuerésume les résultats obtenuspar Super-Kamiokande pourles neutrinos atmosphériques,qui oscillent de muoniquesen tauiques.

articles• Thierry LASSERRE, L’épopéedes neutrinos solaires, inDécouverte (Revue du Palais de la Découverte), n °309,juin 2003.

• Edouard KEARNS, TakaakiKAJITA et Yoji TOTSUKA, Ladétection des neutrinosmassifs, in Pour la Science,n °263, septembre 1999.