Neutrino, la clé de l'univers
1989/09/01 Legarreta, J. A. Iturria: Elhuyar aldizkaria
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Leucippe de Milet et son disciple étaient les philosophes grecs Démocrite. IV. Depuis le XXe siècle, le concept d'atome a été présenté il ya de nombreuses années. Jusqu'au début du XXe siècle, la structure interne de l'atome est déterminée. De nombreux chercheurs sur la structure de l'atome (Thomson, Rutherford, Bohr,...) ont formulé différentes théories et nous avons maintenant l'idée que l'atome est un système planétaire, dans lequel le soleil est remplacé par le noyau et les planètes par des électrons. Par conséquent, l'atome a deux parties: le noyau et la couche. Dans le noyau se trouvent le proton et le neutron, où se trouve la masse et la charge positive de l'atome. Dans la couche, cependant, les électrons sont localisés, qui tournent dans les orbitales autour du noyau.
Cependant, Henri Becquerel détecta en 1896 que les noyaux de certains éléments, en se désintégrant, émettaient des électrons. Mais s'il n'y a pas d'électrons dans le noyau, pourquoi les électrons sont-ils émis ? Pour répondre à cette question, nous devrions nous pencher sur les valeurs des masses de poison, neutre et électron qui font partie de l'atome. En fait, la masse du neutron est plus grande que la somme du proton et les masses de l'électron. Par conséquent, par le neutron, c'est-à-dire en brisant le neutron, on peut former un proton et un électron.
Après avoir proposé cette idée, le comportement du neutron séparé du noyau a été analysé en quelques années. Il a été conclu qu'un neutron non interactionné n'était en aucun cas désintégré dans environ 15 minutes, formant un proton et un électron. Cependant, nous ne devons pas penser que les neutrons de tous les noyaux se désintègrent. Si le noyau avait des neutrons excessifs, ceux-ci seraient désintégrés jusqu'à ce que les neutrons restants disparaissent. En désintégrant le neutron d'un noyau, le noyau aura un proton de plus et l'électron sera versé. Ce processus de désintégration des noyaux est appelé émission .
Dans les années suivantes, un bilan énergétique du processus d'émission multicœur a été réalisé, B, et les chercheurs ont constaté que les quantités d'énergie et de masse n'étaient pas le long de la réaction. Comme on le sait, du point de vue physique, l'énergie devrait rester constante tout au long de la réaction.
Face à cela, le physicien autrichien Wolfgang Pauli a affirmé en 1937 que l'énergie qui manquait dans la réaction était entraînée par une nouvelle particule qui ne pouvait pas être vu dans le processus d'émission de . Cette nouvelle particule a reçu des caractéristiques très étranges, même si elle n'a pas été détectée dans l'émission de . Il n'avait ni charges ni masses et se déplaçait par la vitesse de la lumière. Compte tenu de ces caractéristiques, il n'est pas surprenant qu'il n'ait pas été détecté qu'il s'agissait d'un outillage existant à l'époque. Enrico Fermi a donné à cette nouvelle particule le nom de neutrino, et selon ses calculs, les neutrinos émis par les noyaux radioactifs traverseraient un groupe d'eau 109 fois la distance entre la Terre et le Soleil sans aucune interaction. Comme annoncé, on pensait que la détection de neutrino serait très compétitive. Ainsi, les physiciens quittèrent le travail théorique et commencèrent l'expérimentation.
À cette époque, la recherche de réacteurs nucléaires par fission était très avancée. Comme on le sait, tout au long du processus de désintégration de l'élément uranium utilisé dans les réacteurs nucléaires, des éléments bêta-émetteurs sont générés. Par conséquent, devant la source imbattable de neutrinos, ils ont commencé le processus de détection. En 1946, Bruno Pontecorvo a préparé la première session de détection de neutrinos. Mais il a échoué parce qu'il n'a rien détecté. En raison des progrès dans la physique des particules, les physiciens ont montré que la désintégration du neutron provoquait l'apparition d'antineutrino au lieu de neutrino. Et la session de Pontecorvo était de détecter le neutrino.
Clyde L. Cowan et Frederick W. B. Reines Après avoir pris connaissance de la session de Pontecorvo, une expérience de détection d'antineutrino a été projetée au centre de recherche américain Los Alamos, en utilisant le réacteur nucléaire situé en Caroline du Sud. Ce réacteur nucléaire émettait 1013 antineutrinos par centimètre carré et par seconde.
Par conséquent, même si l'interaction avec la matière du neutrino était très faible, on a pensé que de tant de neutrinos pouvaient être détectés l'un ou l'autre. Pour éviter les phénomènes d'interférence du rayonnement cosmique et de fond du réacteur nucléaire, le détecteur a été protégé avec une couche de métal et de terre et a été introduit dans une mine profonde. Trois ans plus tard, ils ont reçu le paiement de leurs efforts. Trois antineutrinos ont été détectés par heure en 1956. En fait, cela fait 25 ans que Pauli a annoncé l'existence de cette nouvelle particule.
Pour les physiciens, le défi suivant était d'attraper le neutrino. À partir de 1956, en raison de l'essor de l'astronomie, de grands progrès ont été réalisés dans la connaissance des étoiles, comme la démonstration que la composante principale des étoiles était l'hydrogène, qui dans la plupart des cas provenait de 70% de la masse et dans les réactions de fusion qui se produisent à l'intérieur de l'énergie stellaire, entraînant de nombreux neutrinos. Selon les calculs théoriques réalisés, environ 109 neutrinos par heure et centimètres carrés viennent du Soleil à la Terre. Cependant, si la découverte de l'antineutrino était compliquée, on s'attendait à ce que le processus de détection des neutrinos solaires soit également compétitif.
Raymond R de la National Laboratory de Bruokha depuis 1955. Le chercheur américain Davis a participé à la recherche de neutrinos solaires. En 1968, il publie ses premiers résultats et Davis mesure moins de la moitié du nombre de neutrinos annoncés par les calculs théoriques. Face à ce résultat, les chercheurs ont exposé toutes sortes d'explications. Certains estimaient qu'il fallait écarter un modèle théorique expliquant le processus de fusion qui se produit à l'intérieur du soleil. D'autres disaient que la masse du neutrino n'était pas nulle.
Actuellement, la question de la neutrine reste un problème que les physiciens utilisent plusieurs projets. Par exemple, certaines sessions avec des détecteurs de galles ont montré des résultats positifs. Dans l'institut de physique nucléaire Max Planck de Heidelberg, les expériences basées sur des détecteurs de galles sont assez avancées. D'autre part, dans le tunnel italien de Gran Sasso, vers 1990, on prévoit l'installation d'une instrumentation sophistiquée par gallium. En Union soviétique, les physiciens travaillent à la recherche de neutrinos à faibles énergies. Comme on le voit, il n'y a pas de manque de projets et nous pouvons être très illusionnés dans le cas du neutrino.
En fait, les progrès en astronomie et astrophysique réalisés ces dernières années ont montré que le rôle des neutrinos dans la connaissance de l'univers est de plus en plus évident. Récemment, les astrophysiciens ont obtenu un modèle théorique de la façon dont l'évolution des étoiles se produit, bien qu'il reste encore quelques incidences à expliquer. L'importance des neutrinos dans l'évolution des étoiles a été récemment démontrée. L'étoile naît et les réactions de fusion de l'hydrogène commencent comme composant principal de celle-ci, formant l'hélium.
L'hydrogène est épuisé et l'hélium fusionne. Et ainsi suit l'étoile dans son évolution jusqu'à ce que le carburant soit épuisé. Dans la dernière ère de l'évolution, les protons et les électrons s'unissent en formant des neutrons et des neutrinos. Les neutrinos quittent alors l'intérieur de l'étoile à la vitesse de la lumière et se déplacent dans l'espace. À ce moment-là l'étoile explose et ce phénomène est connu comme explosion de la supernova. Du point de vue des neutrinos, le superroman d'une étoile et son explosion sont très importants, d'une part parce que dans ces deux moments il y a beaucoup de neutrinos et, d'autre part, parce qu'ils portent avec eux la plupart de l'énergie de l'étoile.
Le 7 février 1987, l'explosion d'une supernova a été détectée pour la première fois et les chercheurs des observatoires neutrinos du Japon, de l'Union soviétique, de l'Italie et des États-Unis ont lancé leurs équipes. Bien que les « chasseurs » de neutrinos aient détecté deux ensembles de neutrinos en quatre heures et demie d'intervalle, et n'aient connu aucune cause concrète de la détection des deux groupes, les études sur ce phénomène se poursuivent. Les neutrinos de cette supernova nous permettent de connaître l'origine et l'avenir de l'univers.
Rappelons que l'univers n'est pas statique et que depuis le Big Bang ou la grande explosion se répand constamment. Mais les astrophysiciens d'aujourd'hui se demandent si l'univers s'étend constamment ou cesse d'étendre et se contracte. Pour répondre à cette question, nous devrions connaître la densité de la matière de l'univers et la relation existante entre la densité ou le rythme de son expansion. Puisque l'intensité de l'expansion dépend de la densité de l'univers, il lui revient une certaine valeur de la densité, appelée valeur critique.
Selon les développements mathématiques réalisés par des astrophysiciens, la densité de l'univers est 10 fois inférieure à sa valeur critique. Par conséquent, la force de gravité ne paralysera pas l'expansion de l'univers. Cependant, pour chaque proton et électron qui s'est formé lors d'une grande explosion selon le Big Bang, 109 neutrinos ont été formés et, malgré leur faible énergie, ils se déplacent toujours dans l'univers parce que, comme déjà commenté, ils interagissent très peu avec la matière. De plus, compte tenu du nombre de neutrinos qui s'est formé depuis la naissance de l'univers jusqu'à aujourd'hui (15x109 ans) et si la neutrina avait une masse, elle aurait été en masse neutre de l'univers, c'est-à-dire qu'elle aurait le double de la masse qui est généralement attribuée à l'univers, avec une densité plus grande que la valeur critique. Par conséquent, le processus de contraction pourrait être stimulé.
Mais les neutrinos ont-ils de la masse ? En raison de la pénurie d'expériences avec des neutrinos, les astrophysiques n'ont aujourd'hui aucune preuve solide lorsqu'ils portent leurs fruits sur cette question. Bien que, jusqu'à récemment, on considérait que les neutrinos n'ont pas de masse, certaines expériences menées par les physiciens de l'Université de Moscou en 1980 ont révélé que ce vieux procès peut être erroné. Selon les résultats obtenus dans ces expériences, le neutrino (27,9 eV) a été accusé de masse au repos de 5 x 10–35 kg.
Bien que très petit par rapport aux masses d'autres particules connues, la densité de neutrinos dans l'univers (109 n/m3) est élevée, de sorte que la masse de tous les neutrinos pourrait être supérieure à celle de toutes les étoiles. Si les physiciens de l'université du Texas estiment que la masse du neutrino de 5 x 10–34 kg par exemple, la formation de galaxies serait différente et affecterait de manière significative le processus d'expansion de l'univers. Il faut donc tenir compte du fait que les expériences à réaliser dans le calcul de la masse du neutrino devront être effectuées avec une grande précision.
D'autre part, s'il n'est pas possible de détecter des neutrinos produits par la grande explosion, nous pourrions affirmer les idées que la théorie du Big Bang prédit pour le premier second de l'univers. Parce que ces neutrinos ont très peu d'énergie, ils seront difficiles à détecter en raison de l'instrumentation actuelle. Pour beaucoup, le neutrino est une « masse obscure » qui peut provoquer une attraction gravitationnelle qui ralentit l’expansion de l’univers et stimule la contraction. Comme vous le remarquez, nous sommes au début de l'astronomie des neutrinos.
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