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8.3. Oscillations à trois familles
et pour les écarts de masses :
(8.21)
L'équation (8.19) est inexacte car la matrice de mélange peut autoriser des phases
complexes dans certains termes. Néanmoins, ces phases sont petites et seront négligées dans notre discussion. La probabilité d 'oscillation d 'un état de saveur vi=e,µ,T
vers un état v 1 s'écrit :
(8.22)
Les écarts de masse donnent la fréquence d' oscillation. Dans la mesure où omî 2 <<
om~3' omi 3' il existe deux régimes très différents : une oscillation lente, dominée par
l'oscillation v 1 H v 2 et une oscillation rapide. De plus, l'amplitude de l 'oscillation
v 1 H v3 est relativement faible. Ceci permet d'interpréter beaucoup d'observations
dans un modèle simplifié à deux neutrinos :
• Les neutrinos solaires sont composés exclusivement de neutrinos électroniques
d'énergi e allant de 0,1 à 10 M.eY. Leur osci11ation est principalement gouvernée
par la composante lente comme 1' illustre la figure 8.1. En négligeant les fluctuations dues à l'oscillation v 1 H v 3 , l'oscillation des neutrinos solaires s'explique
dans un modèle d'oscillation à deux neutrinos entre Ve et vx, qui est un mélange
indéterminé de vµ et vT. Cette oscillation correspond à l' oscillation v 1 H v 2.
• La figure 8.2 illustre l' oscillation d ' un état initial vµ- Les pions chargés produits
dans le rayonnement cosmique secondaire se désintègrent selon n- ~ µ-vµ et
n + ~ µ + vw Les muons (antimuons) ainsi produits peuvent également se désintégrer donnant naissance à un neutrino (antineutrino) muonique et un antineutrino
(neutrino) électronique : µ - ~ e-vµiie etµ+ ~ e+ iiµVe. Sans oscillation, on attend au niveau du sol environ un tiers de neutrinos électroniques et deux tiers de
neutrinos muoniques. Expérimentalement, le flux de neutrinos muoniques est trop
faible. Ces vµ ont, au minimum, une énergie de mn - mµ ~ 35 MeV. Dans le
modèle à trois neutrinos, sur une distance de 1000 km, Ve oscille très peu (voir
figure 8.1). L'oscillation se fait presque exclusivement entre vµ et vT. Une fois encore, on peut ramener l'oscillation des neutrinos atmosphériques à un modèle à
deux neutrinos (oscillation v2 H v3). Des expériences utilisant des faisceaux neutrinos muoniques détectés à plusieurs centaines de kilomètres du point d 'émission
permettent également de mesurer l'oscillation v2 H v3. Ces expériences peuvent
également détecter l 'oscillation v 1 H v3, mais sa faible amplitude rend la mesure
difficile.
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et pour les écarts de masses :
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L'équation (8.19) est inexacte car la matrice de mélange peut autoriser des phases
complexes dans certains termes. Néanmoins, ces phases sont petites et seront négligées dans notre discussion. La probabilité d 'oscillation d 'un état de saveur vi=e,µ,T
vers un état v 1 s'écrit :
(8.22)
Les écarts de masse donnent la fréquence d' oscillation. Dans la mesure où omî 2 <<
om~3' omi 3' il existe deux régimes très différents : une oscillation lente, dominée par
l'oscillation v 1 H v 2 et une oscillation rapide. De plus, l'amplitude de l 'oscillation
v 1 H v3 est relativement faible. Ceci permet d'interpréter beaucoup d'observations
dans un modèle simplifié à deux neutrinos :
• Les neutrinos solaires sont composés exclusivement de neutrinos électroniques
d'énergi e allant de 0,1 à 10 M.eY. Leur osci11ation est principalement gouvernée
par la composante lente comme 1' illustre la figure 8.1. En négligeant les fluctuations dues à l'oscillation v 1 H v 3 , l'oscillation des neutrinos solaires s'explique
dans un modèle d'oscillation à deux neutrinos entre Ve et vx, qui est un mélange
indéterminé de vµ et vT. Cette oscillation correspond à l' oscillation v 1 H v 2.
• La figure 8.2 illustre l' oscillation d ' un état initial vµ- Les pions chargés produits
dans le rayonnement cosmique secondaire se désintègrent selon n- ~ µ-vµ et
n + ~ µ + vw Les muons (antimuons) ainsi produits peuvent également se désintégrer donnant naissance à un neutrino (antineutrino) muonique et un antineutrino
(neutrino) électronique : µ - ~ e-vµiie etµ+ ~ e+ iiµVe. Sans oscillation, on attend au niveau du sol environ un tiers de neutrinos électroniques et deux tiers de
neutrinos muoniques. Expérimentalement, le flux de neutrinos muoniques est trop
faible. Ces vµ ont, au minimum, une énergie de mn - mµ ~ 35 MeV. Dans le
modèle à trois neutrinos, sur une distance de 1000 km, Ve oscille très peu (voir
figure 8.1). L'oscillation se fait presque exclusivement entre vµ et vT. Une fois encore, on peut ramener l'oscillation des neutrinos atmosphériques à un modèle à
deux neutrinos (oscillation v2 H v3). Des expériences utilisant des faisceaux neutrinos muoniques détectés à plusieurs centaines de kilomètres du point d 'émission
permettent également de mesurer l'oscillation v2 H v3. Ces expériences peuvent
également détecter l 'oscillation v 1 H v3, mais sa faible amplitude rend la mesure
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