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Chapitre 8 • Oscillations de neutrinos
• production de deutérium
2 H: p + p ~
2 H + e+ + v (99,6%), p + p + e- ~
2 H + v
(0,4%)
• production de d' 3 He : p +
2 H ~
3 H + y
• production directe d'
4 H e :
3 H e +
3 He ~
4 H e + 2p (85%)
• production d'
4 H e via Je
7 Be :
3 H e +
4 H e ~
7 Be + y (15%) puis,
7 Be + e- ~
7 Li + v; 7 Li+ p ~ 4 H e+ 4 H e (99,9%) ou
7 Be+ p ~ 8 8 ~ 8 Be+e+ + v + y ; 8 Be ~
4 H e +
4 H e (0,1 %).
Les sections efficaces de ces différents processus ont été mesurées. Elles sont utilisées, avec de nombreux autres paramètres, dans la construction d' un modèle du soleil. Ce modèle prédit avec une excellente précision le flux de neutrinos électroniques
sortant du soleil, en fonction de 1' énergie.
Selon 1a réaction considérée, i1 y a de un à trois neutrinos de différentes énergies
produits dans le processus de fusion. Le flux le plus intense vient de la fusion pp,
mais ce sont également les neutrinos les moins énergétiques ( ~ 300 ke V) et donc les
plus difficiles à détecter. Les plus énergétiques sont les neutrinos du 8 B ( ~ 8 Me V)
dont le flux est six ordres de grandeur plus faible.
Depuis les années 1960, plusieurs expériences ont été réalisées pour mesurer le
flux de neutrinos solaires et ont systématiquement mesuré un flux deux à trois fois
plus faible que celui attendu. Ces expéri ences consistent en un grand volume de matéri au cible (chlore, ga11ium, eau). Un neutrino électronique est diffusé par courant
chargé par un noyau, créant une réaction f3 inverse Ve + ~X ~ e- + z~ l· Dans les détecteurs au chlore (Homestake aux États-Unis) ou au gallium (Gallex en Italie et Sage
en URSS), on compte après un certain temps d'exposition les atomes d'éléments Y
produits. Dans 1es détecteurs à eau, le neutrino diffuse sur 1es noyaux d'hydrogène
(SuperKamiokande au Japon) ou de deutérium (SNO au Canada) ; l'électron ultrarelativiste produit de la lumière par effet Cherenkov dans l' eau qui est détectée par des
photomultiplicateurs. En fonction du noyau cible, le seuil cinématique change et ces
expériences sont sensibles à différentes parties du spectre en énergie. En revanche,
l'énergie des neutrinos solaires ne dépassant pas quelques Me V, il est impossible de
détecter ainsi les neutrino d' autres saveurs puisqu'il faudrait alors créer un muon
ou un lepton r , beaucoup trop lourds, dans l'état final. En 2003, l'expérience SNO
(Sudbury Neutrino Observatory) mesure simultanément le flux de neutrinos électroniques, par effet Cherenkov après interaction par courants chargés, et le flux total de
neutrinos en mesurant les diffusions par courants neutres sur le deutérium :
2H
1
Vx +
~ H + n + Vx .
Pour un neutrino d'énergie supérieure à 1 Me V, Je deutérium est di ssocié et l'on détecte le neutron. Ce processus n' a pas les mêmes contraintes cinématiques que la
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Chapitre 8 • Oscillations de neutrinos
• production de deutérium
2 H: p + p ~
2 H + e+ + v (99,6%), p + p + e- ~
2 H + v
(0,4%)
• production de d' 3 He : p +
2 H ~
3 H + y
• production directe d'
4 H e :
3 H e +
3 He ~
4 H e + 2p (85%)
• production d'
4 H e via Je
7 Be :
3 H e +
4 H e ~
7 Be + y (15%) puis,
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7 Li + v; 7 Li+ p ~ 4 H e+ 4 H e (99,9%) ou
7 Be+ p ~ 8 8 ~ 8 Be+e+ + v + y ; 8 Be ~
4 H e +
4 H e (0,1 %).
Les sections efficaces de ces différents processus ont été mesurées. Elles sont utilisées, avec de nombreux autres paramètres, dans la construction d' un modèle du soleil. Ce modèle prédit avec une excellente précision le flux de neutrinos électroniques
sortant du soleil, en fonction de 1' énergie.
Selon 1a réaction considérée, i1 y a de un à trois neutrinos de différentes énergies
produits dans le processus de fusion. Le flux le plus intense vient de la fusion pp,
mais ce sont également les neutrinos les moins énergétiques ( ~ 300 ke V) et donc les
plus difficiles à détecter. Les plus énergétiques sont les neutrinos du 8 B ( ~ 8 Me V)
dont le flux est six ordres de grandeur plus faible.
Depuis les années 1960, plusieurs expériences ont été réalisées pour mesurer le
flux de neutrinos solaires et ont systématiquement mesuré un flux deux à trois fois
plus faible que celui attendu. Ces expéri ences consistent en un grand volume de matéri au cible (chlore, ga11ium, eau). Un neutrino électronique est diffusé par courant
chargé par un noyau, créant une réaction f3 inverse Ve + ~X ~ e- + z~ l· Dans les détecteurs au chlore (Homestake aux États-Unis) ou au gallium (Gallex en Italie et Sage
en URSS), on compte après un certain temps d'exposition les atomes d'éléments Y
produits. Dans 1es détecteurs à eau, le neutrino diffuse sur 1es noyaux d'hydrogène
(SuperKamiokande au Japon) ou de deutérium (SNO au Canada) ; l'électron ultrarelativiste produit de la lumière par effet Cherenkov dans l' eau qui est détectée par des
photomultiplicateurs. En fonction du noyau cible, le seuil cinématique change et ces
expériences sont sensibles à différentes parties du spectre en énergie. En revanche,
l'énergie des neutrinos solaires ne dépassant pas quelques Me V, il est impossible de
détecter ainsi les neutrino d' autres saveurs puisqu'il faudrait alors créer un muon
ou un lepton r , beaucoup trop lourds, dans l'état final. En 2003, l'expérience SNO
(Sudbury Neutrino Observatory) mesure simultanément le flux de neutrinos électroniques, par effet Cherenkov après interaction par courants chargés, et le flux total de
neutrinos en mesurant les diffusions par courants neutres sur le deutérium :
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~ H + n + Vx .
Pour un neutrino d'énergie supérieure à 1 Me V, Je deutérium est di ssocié et l'on détecte le neutron. Ce processus n' a pas les mêmes contraintes cinématiques que la
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