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LES EXPERIENCES DE DETECTION DES NEUTRINOS
Trois familles de detecteurs:
On peut dire sans trop se tromper qu'il existe essentiellement trois types de
detecteurs, selon l'energie ou l'origine des neutrinos que l'on veut detecter:
Detecteurs pour les neutrinos solaires:
Les neutrinos solaires ont une energie situee entre 0 et 20 MeV. Les detecteurs
contruits pour les mettre en evidence, qu'ils soient souterrains, sous la mer ou dans
la glace, detectent soit la lumiere Cerenkov lors de l'interaction d'un neutrino
dans de l'eau, comme dans l'experience Kamiokande,
soit la transformation d'un atome en un autre, radioactif:
Argon 37 provenant du Chlore dans l'experience
Homestake,
ou Germanium 71 provenant du Gallium comme dans l'experience
GALLEX).
Voici quelques uns des
principes de detection des neutrinos solaires.
exemple: [GALLEX] [HOMESTAKE]
Detecteurs aupres des reacteurs nucleaires:
Les anti-neutrinos provenant des reacteurs nucleaires sont
emis en grande quantite et ont une energie moyenne de 4 MeV.
Les detecteurs utilisent la reaction inverse de la desintegration
beta (anti-neutrino + proton --> neutron + anti-electron) pour
traquer ces anti-neutrinos.
Ils detectent les photons emis par l'absorbtion du neutron et l'annihilation
de l'anti-electron provenant de l'interaction du neutrino avec le proton.
Ce type de detection fut utilise par
l'experience de Reines et Cowan pour la
premiere detection du neutrino en 1956,
par l'experience BUGEY en 1989 ou CHOOZ en 1996, etc...
Voici le
principe de detection des neutrinos de reacteurs nucleaires.
exemple: [CHOOZ]
Detecteurs aupres des accelerateurs:
Les faisceaux de neutrinos generes aujourd'hui ont des energies de quelques 10 MeV
jusqu'a quelques 100 GeV.
Les detecteurs, dans ce cas, tentent d'identifier les particules provenant
de l'interaction de ces neutrinos de grande energie avec un nucleon (proton, neutron)
ou un electron. Pour cela des faisceaux de neutrinos sont fabriques par
interaction de protons avec une cible (beryllium) puis filtres par
de grandes quantites de matiere dense (plomb, beton, fer, terre...).
Ce type de detection fut utilise par
l'experience de Brookhaven qui decouvrit le
neutirno nu_mu en 1962,
par l'experience CHARMII,
par les experiences NOMAD et CHORUS en 1995, etc...
exemple: [NOMAD]
Quelques experiences se presentent (liste non exhaustive):
Deux hauts lieux d'etudes des neutrinos
Detecteurs souterrains
- SNO
(Sudbury Neutrino Observatory)
- encore SNO
(detecteur Cerenkov a eau lourde)
- FREJUS
(desintegration du proton)
- Gran Sasso or
Gran Sasso (INFN)
- Gran Sasso experiments
[ HELLAZ
| NOE
| BOREXINO ,
| DAMA,
| GALLEX
ou Gallex (MPI),
| ICARUS,
| LVD,
| MACRO]
- Homestake
(Cl37 neutrinos solaires)
- IMB
(Irvine-Michigan-Brookhaven, desintegration du proton)
- SAGE
(Soviet American Gallium Experiment, montagnes Baksan)
- SOUDAN-2
(Ancienne mine de fer, Minnesota, USA)
- SuperKamiokande
(huge water Cerenkov detector, Japan)
or SuperKamiokande 2
or SuperKamiokande 3
- UK-DMC
(UK Dark Matter Collaboration, mine de Boulby)
Detecteurs aupres des accelerateurs de particules
Detecteurs aupres de reacteurs nucleaires
Detecteurs sous la mer
Detecteurs dans la glace
- AMANDA (Antarctic Muon and Neutrino Detector)
- RAND (Radio Array Neutrino Detector)
Modeles solaires et analyses d'experiences
-
Lieu: En Italie, dans la region des Abruzzes, pres du tunnel situe
sous la montagne du Grand Sasso, entre Teramo and Rome.
-
Detecteur: Une enceinte contenant 12.2 tonnes de Gallium 71 en solution,
qui, lors d'une interaction avec un neutrino solaire, se transforme
en Germanium 71, lequel est radioactif avec une demi-vie de 11.43 jours.
La totalite du Gallium 71, plus les quelques atomes eventuels de Germanium 71,
est filtree par un systeme chimique permettant
d'isoler avec une grande efficacite et une grande purete les atomes de Germanium 71,
qui sont ensuite detectes et comptes grace a leur radioactivite, donnant donc le
nombre d'interactions neutrinos qui se sont produites dans l'enceinte.
On en deduit le flux de neutrinos solaires.
-
Resultats: les donnees prises de Mai 1991 a Septembre 1993 donnent une moyenne de 79+-11 SNU
tandis que la theorie predit 132 SNU
(1 SNU = 1 interaction neutrino par seconde pour 10E+36 atomes cibles).
Soit un deficit en neutrinos de 40%.
Pourquoi? Aucune bonne reponse definitive n'existe a ce jour.
-
Lieu: Mine d'or de Homestake, dans le Dakota du Sud, USA.
-
Detecteur: construit en 1967 au laboratoire de Brookhaven, il contient 615 tonnes de
tetrachloroethylene. Par interaction avec un neutrino, le Chlore 37 se transforme en Argon 37,
qui est radioactif avec une demi-vie de 35 jours. Comme dans l'experience Gallex,
l'argon 37 est isole et l'on mesure son taux de radioactivite.
Autant d'atomes d'argon 37 detectes, autant d'interactions neutrinos dans la cuve de chlore.
-
Resultats: les donnees prises de 1969 a 1993 (24 ans!!)
donnent une moyenne de 2.5+-0.2 SNU tandis que la theorie predit 8 SNU
(1 SNU = 1 interaction neutrino par seconde pour 10E+36 atomes cibles).
Soit un deficit en neutrinos de 69%. Selon l'experience de detection des neutrinos solaires,
les neutrinos detectes n'ont pas la meme energie.
Rien n'interdit donc que Homestake et Gallex aient des resultats compatibles.
-
Lieu: Dans les Ardennes (France), pres de la centrale de Chooz, a 100 metres sous terre, dans
un ancien tunnel desaffecte.
-
Detecteur: Le neutrino provenant de la centrale, situee a 1 km du detecteur, interagit
avec 300 litres de scintillateur liquide dope au gadolinium,
situes dans une ampoule centrale transparente en acrylic de 5.6 m3. Il genere alors
un positron et un neutron, chacun donnant des photons, qui sont detectes par un ensemble
de photomultiplicateurs places autour de l'ampoule. Le tout est dans une enceinte entouree
de photomultiplicateurs permettant d'eliminer une partie du bruit de fond du aux rayons cosmiques
et a la radioactivite naturelle des roche.
-
Resultats en 1998:
pas d'oscillation neutrino
pour
superieur a 0.18 ou
superieur a 0.9 10-3 eV2.
-
Lieu: CERN Meyrin (Suisse), Zone Ouest.
-
Detecteur: Ensemble de chambres a derive, detecteur de rayonnement de transition
et calorimetre electromagnetique installes dans l'ancien aimant de l'experience UA1.
Le principe de l'experience est la recherche de
au sein d'un faisceau de 
grace a des protons delivres par l'accelerateur SPS du CERN. L'interaction d'un
genere un tau, particule que l'on tente
d'identifier par ses produits de desintegration.
-
Resultats en 1996: Prise de donnees depuis 1994.
Une possible interaction de nue en 1995.
Resultats en 1998:
pas d'oscillation neutrino
pour superieur a 4.2 10-3 ou
superieur a 1 eV2.
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Last update: 26/06/1999 : http://wwwlapp.in2p3.fr/neutrinos/nexp.html
Didier Verkindt
Detecteurs aupres des reacteurs nucleaires:
Les anti-neutrinos provenant des reacteurs nucleaires sont
emis en grande quantite et ont une energie moyenne de 4 MeV.
Les detecteurs utilisent la reaction inverse de la desintegration
beta (anti-neutrino + proton --> neutron + anti-electron) pour
traquer ces anti-neutrinos.
Ils detectent les photons emis par l'absorbtion du neutron et l'annihilation
de l'anti-electron provenant de l'interaction du neutrino avec le proton.
Ce type de detection fut utilise par
l'experience de Reines et Cowan pour la
premiere detection du neutrino en 1956,
par l'experience BUGEY en 1989 ou CHOOZ en 1996, etc...
Voici le
principe de detection des neutrinos de reacteurs nucleaires.
