Neutrino

De Wikipédia, l'encyclopédie libre

Les neutrinos sont particules subatómicas de type fermiónico, de charge neutra et espín 1/2. Les dernières études ont confirmé que les neutrinos ont masse, bien que la valeur de celle-ci ne se connaît pas avec exactitude, dans tout cas, serait très petit en s'ayant obtenu seulement cotes supérieures avec des valeurs environ 200.000 fois plus petites que la masse du électron. En plus, son interaction avec les autres particules est minime par ce que ils passent à travers la matière ordinaire sans à peine la perturber.

La masse du neutrino a des importantes conséquences dans le modèle standard de physicienne de particules puisqu'impliquerait la possibilité de transformations entre les trois types de neutrinos existants dans un phénomène connu comme oscillation de neutrinos.

Dans tout cas, les neutrinos ne se voient pas affectés par les forces électromagnétique ou nucléaire fort, mais oui par la force nucléaire faible et la gravitatoria.

Sommaire 1 Histoire du neutrino 2 Classes de neutrinos 3 Implications astrofísicas de la masse du neutrino 4 Sources de neutrinos 4.1 Le Soleil 4.2 Sources humaines 4.3 Phénomènes astrofísicos 4.4 Radiation cósmica de fond 4.5 Le Terroir et l'atmosphère 5 Détecteurs de neutrinos 5.1 Détecteurs basés sur procès radiactivos 5.2 Détecteurs basés sur l'effet Cherenkov 6 Voyez-vous aussi

Histoire du neutrino

Fermión	Symbole	Masse
Famille de l'électron
Neutrino électronique	νet	< 2.5 eV
Antineutrino électronique		< 2.5 eV
Famille du muón
Neutrino muónico		< 170 keV
Antineutrino muónico		< 170 keV
Famille du tau
Neutrino tauónico		< 18 MeV
Antineutrino tauónico		< 18 MeV

Le neutrino a été proposé par première fois en 1930 par Wolfgang Pauli pour compenser l'apparente perte d'énergie et moment linéaire dans la désintégration β des neutrones

Pauli A interprété qu'autant la masse comme l'énergie ils seraient conservée si une particule hypothétique dénommée «neutrino» participât à la désintégration en incorporant les quantités perdues. Malheureusement la particule prévue y avait d'être très escurridiza, sans masse, ni charge, ni interaction forte par ce que avec les milieux de l'époque ne pouvait pas être détectée. Ceci était le résultat d'une section efficace reducidísima (σ_μ˜10 ^{− 44}cm²). L'idée est resté donc garée pendant 25 ans.

En fait, la possibilité de que un neutrino interactúe avec la matière est très petite. Il se préciserait un bloc de plombe d'une longueur d'un an lumière pour arrêter la moitié des neutrinos que le traversassent. (9.46 billones De kilomètres)

En 1956 Clyde Cowman et Frederick Règnes ils ont démontré son existence experimentalmente. Ils l'ont faits en bombardant eau pure avec un fais de 10¹⁸ neutrinos par seconde. Ils ont remarqué l'émission de photons subsiguiente et est ainsi resté déterminée son existence. Voyez-vous la expérience du neutrino.

En 1987 Leon Max Lederman, Melvin Schwartz et Jack Steinberger ont découvert les deux restants types de neutrinos: tauónicos et muónicos.

Classes de neutrinos

Existent trois types de neutrinos associés à chacune des familles leptónicas (goûts): neutrino électronique ( n_et ), neutrino muónico ( n_m ) et neutrino tauónico ( n_t ) plus ses respectives antipartículas.

Les neutrinos peuvent passer d'une famille à une autre (changer de goût) dans un procès connu comme oscillation de neutrinos. L'oscillation entre les diverses familles se produit aleatoriamente, et la probabilité de changement semble être plus grande dans un moyen matériel qu'en le vide. Donnée l'aleatoriedad du procès, les proportions entre chacun des goûts tienden à se répartir par égal (1/3 du total pour chaque type de neutrino) à mesure que se produisent des successives oscillations. Il a été ce fait celui qui a permis envisager par première fois l'oscillation des neutrinos, puisque à le remarquer les neutrinos originaires du Soleil (que devraient être principalement électroniques) il s'a trouvé qu'ils seulement arrivaient un tiers des attendus. Les deux tiers qu'ils manquaient ils avaient oscillé aux autres deux goûts et par autant n'ont pas été détectés. Ceci est l'appelé "Problème des neutrinos solaires".

L'oscillation des neutrinos implique directement que ceux-ci ont d'avoir une masse ne nula, puisque le pas d'un goût à autrui seulement peut se donner en des particules massives.

Implications astrofísicas de la masse du neutrino

dans le modèle standard s'envisageait initialement au neutrino comme à une particule sans masse. En fait, en beaucoup de sens il la lui peut envisager de masse nula donc celle-ci est, au moins dix mille fois moindre que la de le électron. Ceci implique que les neutrinos voyagent à des vitesses très proches à la de la lumière. C'est pour cela que, en des termes cosmológicos au neutrino se lui envisage matière chaude, ou matière relativista. En confrontation la matière froide serait la matière ne relativista.

En 1998, pendant la conférence 0-mass neutrino, s'ont présentés les premiers travaux qu'ils montraient que ces particules ont une masse ínfima. Préalablement à ces travaux il s'était envisagé que l'hypothétique masse des neutrinos pouvait avoir une contribution importante dedans de la matière obscure de l'Univers. Pourtant, il a résulté que la masse du neutrino était insuffisant, trop petite pour être au moins eue en compte en l'ingente quantité de matière obscure que se calcule qu'il y a dans le univers. D'autre part, les modèles d'évolution cosmológica ne cadraient pas avec les observations si il s'introduisait matière obscure chaude. Dans ce cas les structures ils se formaient de majeure à moindre échelle. Alors que les observations semblaient indiquer qu'ils s'ont d'abord formé les groupements de gaz, il après lances, après proto galaxies, après cumuls, cumuls de cumuls, etc. Les observations, donc, cadraient avec un modèle de matière obscure froide. Par ces deux motifs se desechó l'idée de que le neutrino contribuât de forme soulignée à la masse totale de l'univers.

Sources de neutrinos

Le Soleil

[[Image:Proton proton cycle.png|400px|thumb|Génération de neutrinos solaires dans les [[chaînes protón-protón[["

Le Soleil est la plus importante source de neutrinos à travers les procès de désintégration beta des réactions que deviennent dans son noyau. Comme les neutrinos n'interaccionan facilement avec la matière, échappent librement du noyau solaire en traversant aussi le Terroir. Il écarte des réactions nucléaires, il y a autres procès générateurs de neutrinos, lesquels se dénomment neutrinos thermiques puisque, à différence des neutrinos nucléaires, qu'absorbe part de l'énergie émise par des dits réactions pour la convertir en neutrinos. De cette forme, une part de l'énergie fabriquée par les étoiles se perd et il ne contribue pas à la pression, en étant la raison pour laquelle se dit que les neutrinos sont des puisards d'énergie. Sa contribution à l'énergie émise dans les premières étapes (séquence principale, combustion du helio) n'est pas significative, mais dans les éffondrements finaux des étoiles les plus massives, lorsque son noyau moribundo se trouve à elevadísimas densités, se produisent beaucoup de neutrinos en un moyen que déjà n'est pas transparent à ils, par ce que ses effets ils se doivent avoir en compte.

Selon les modèles solaires, il se devrait recevoir le triple de neutrinos que se détectent, absence qui est connue comme le problème des neutrinos solaires. Pendant un temps s'a essayé justifier ce déficit en révisant les modèles solaires. Le Soleil brûle l'hidrógeno principalement moyennant deux chaînes de réactions, la PPI et la PPII. La première émet un neutrino et la deuxième deux. Les hypothèses qui s'ont posés ont été que, peut-être, la PPII eût une occurrence moindre à la calculée en raison d'une faute d'helio dans le noyau avantagé par quelque type de mécanisme (freiné du roulement par viscosidad) que mêlât part de l'helio produit avec le manto ce que réduirait la cadence de la PPII. Actuellement le problème va chemin de se résoudre au se poser la théorie de la oscillation de neutrinos.

Sources humaines

Les principales sources de neutrinos artificielles sont les centrales nucléaires, lesquelles peuvent arriver à générer quelques 5·10²⁰ anti-neutrinos par seconde, et à une moindre échelle, les accélérateurs de particules.

Phénomènes astrofísicos

[[Image:Supernova-1987À.jpg|350px|thumb|[[SN 1987À[["

En les supernovas type II sont les neutrinos ceux qui provoquent l'expulsion de bonne part de la masse de l'étoile au moyen interestelar. L'émission d'énergie en forme de neutrinos est énorme et seulement une petite part se transforme en lumière et en énergie cinética. Lorsqu'il est arrivé la SN 1987À les détecteurs ont saisi le faible flux de neutrinos originaires de la lointaine explosion.

Radiation cósmica de fond

Le Terroir et l'atmosphère

Les réactions de désintégration beta d'isótopos radiactivos terrestres fournissent une petite source de neutrinos.

Détecteurs de neutrinos

Au se connaître avec exactitude les réactions nucléaires qui se donnent dans le Soleil s'a calculé qu'un appréciable flux de neutrinos solaires devait traverser le Terroir à chaque instant. Ce flux est énorme mais les neutrinos à peine interactúan avec la matière ordinaire. Même les conditions de l'intérieur du Soleil sont "transparents" à ceux-ci. En fait, un être humain est traversé par des milliers de millions de ces diminutas particules par seconde sans que s'apprenne. Ainsi donc il se faisait difficile concevoir quelque système qu'il pût les détecter.

Détecteurs basés sur procès radiactivos

Pourtant, en 1967 Raymond Davis a remporté donner avec un système de dépistage. Il a remarqué que le cloro-37 était capable d'absorber un neutrino pour se convertir en argón-37 ainsi que se montre dans l'équation suivante:

Naturellement, celle-ci n'était pas l'unique réaction entre les neutrinos et la matière ordinaire. Ce que avait de spécial le cloro-37 est qu'il accomplissait certaines conditions requises pour se pouvoir user dans un futur détecteur.

• À) La section efficace de l'interaction cloro-37 avec un neutrino est assez grand ce que implique une majeure probabilité de que tel réaction se produise
• b) L'argón-37 est radioactivo par ce que est possible détecter sa présence par ses émissions
• c) Le cloro-37, bien que n'est pas l'isotopo du cloro plus abondant, est très facile d'obtenir.

Normalement le cloro-37 apparaît mêlé avec autres isótopos. Particulièrement avec le cloro-35, le plus abondant. En plus, il se peut avoir mêlé avec autres átomos ou molécules, toujours en connaissant sa proportion. Pour éviter mesures fauses dues à l'argón-37 déjà présent dans le mélange, le premier pas a été effectuer un nettoyé du produit. Fait ceci, se devait laisser replacer le mélange de cloro-37 pendant quelques mois jusqu'à ce qu'arrivait à une situation stationnaire. Ceci est lorsque la quantité d'argón que se desintegra s'égale à la quantité que se forme. Le moment d'équilibre viendra déterminé par la période de semidesintegración.

Pour protéger au détecteur du bruit de fond produit par la radiation cósmica s'a enterré le tank¹ du mélange clorada dans une mine d'or de Dakota du Sud à beaucoup de profondeur. Pourtant, les premières observations ont seulement donné des cotes supérieures, compatibles encore avec zéro². Les résultats étaient des mineurs à l'attendu et ils se confondaient avec le bruit. Après des répétées augmentations dans la sensibilité des instruments et dans la pureté du mélange de cloro-37 s'a remporté, enfin, calculer qu'il nous arrivait environ un tiers du flux attendu³. Ces résultats n'ont pas été pris très en serieux dans un principe, par ce que il s'a poursuivi en éprouvant avec des mélanges meilleurs mais aussi plus chères basées sur le galio ou le boro.

¹Le tank contenait 380.000 litres de percloretileno, un liquide employé fréquemment en des teintureries.

²La sensibilité initiale du détecteur était prévue pour détecter le flux attendu de neutrinos solaires. Mais à l'être celui-ci par en dessous de la précision du système initialement s'a seulement obtenu une cote supérieure.

³S'attendait une moyenne d'un neutrino et moyen capturé chaque jour. Mais le résultat a été de seul moyen neutrino à jour.

Détecteurs basés sur l'effet Cherenkov

Les doutes sur les méthodes utilisés par Davis ont encouragé la recherche d'alternatives pour le dépistage de tellement escurridizas particules. Il A ainsi surgi une nouvelle ligne de détecteurs que se basaient sur la collision de neutrinos avec des électrons contenus en un moyen acuoso.

Ces détecteurs se basent sur le fait de que le neutrino à l'impactar contre un électron lui transmet part de son moment en lui conférant à celui-ci une vitesse en des occasions supérieure à la de la lumière en ce même moyen acuoso. Il est dans ce moment lorsque se produit une émission de lumière caractéristique, connue comme radiation de Cherenkov, qu'est saisie par les fotomultiplicadores que recubren les murs du récipient. Comme ce que se remarque il est une transmission pour l'instant linéaire nous pouvons inferir environ la masse de ceux-ci et la direction de laquelle procèdent alors qu'avec l'antérieur système de dépistage nous seulement pouvions calculer le flux de neutrinos.

Au lieu de de l'eau conventionnelle s'use de l'eau lourde parce que celle-ci a plus de probabilités de capturer neutrinos. Celui-ci est le cas du plus fameux détecteur de neutrinos. Le Super-Kamiokande, que reçoit son nom de la mine japonaise de Kamioka. Le Premier que s'a fait avec cet énorme récipient, de 40 mètres de diámetro par 40 d'hauteur doué de quelques 11.000 tuyaux fotomultiplicadores, a été détecter les neutrinos originaires de la supernova 1987À. Il S'a après mesuré le flux des neutrinos solaires corroborando les résultats du détecteur de Davis. Son majeur succès a été la récente mesure de la masse du neutrino. Il a été avec l'expérience de la supernova avec lequel le laboratoire s'a fait plus fameux au pouvoir déterminer que la masse du neutrino n'était pas nula en arrivant à borner sa valeur à partir de la mesure du délai pour peu que sont arrivé les neutrinos originaires de l'explosion. Si ceux-ci eussent manqué de masse ils fussent arrivés je joins aux photons (la lumière de la supernova).

Voyez-vous aussi

• Antineutrino.
• Neutrino Électronique.
• Liste de particules.

Donne:Neutrinole:Νετρίνοai:נייטרינוallez:Neutrinoj'ai vu:Neutrino