Comment une expérience nucléaire ratée a généré accidentellement l'astronomie des neutrinos

La présence de neutrinos peut être reconnue par les anneaux de rayonnement Cherenkov apparaissant sur des tubes à vide de multiplicateurs photoélectroniques situés sur les parois du détecteur. Cette observation démontre le succès de la méthodologie de l'astronomie des neutrinos. Cette image montre de nombreux événements à la fois.

Parfois, même les expériences les mieux conçues échouent. L'effet que vous recherchez peut ne pas se produire, vous devez donc toujours être prêt pour un résultat nul. Dans de tels cas, l'expérience est marquée comme infructueuse, bien que sans la mener, vous n'auriez jamais su ses résultats.

Et pourtant, parfois, l'unité que vous avez construite peut être sensible à quelque chose de complètement différent. Poursuivant la science d'une manière nouvelle, avec une nouvelle sensibilité ou dans de nouvelles conditions uniques, nous faisons souvent les découvertes les plus inattendues et réussies. En 1987, une expérience ratée pour détecter la désintégration des protons a découvert pour la première fois des neutrinos qui provenaient non seulement de notre système solaire, mais également en dehors de la Voie lactée. L' astronomie des neutrinos est donc née.


La conversion d'un neutron en proton, en électron et en neutrino anti-électronique est une telle hypothèse avancée par Pauli afin de résoudre le problème de l'énergie non préservée dans la désintégration bêta

Le neutrino est l'une des plus grandes réussites de la physique théorique. Au début du XXe siècle, trois types de désintégration radioactive étaient connus:

1. La désintégration alpha , dans laquelle un gros atome émet un noyau d'hélium, et fait sauter deux éléments dans le tableau périodique.
2. La désintégration bêta , dans laquelle le noyau atomique émet un électron de haute énergie, déplaçant un élément vers le haut du tableau périodique.
3. La désintégration gamma , dans laquelle le noyau atomique émet un photon d'énergie, restant dans sa cellule dans le tableau périodique.

Dans toute réaction, selon les lois de la physique, l'énergie et la quantité de mouvement initiales des réactifs doivent coïncider avec l'énergie et la quantité de mouvement totales des produits de réaction. Et dans le cas de la désintégration alpha et gamma, c'était le cas. Mais en décroissance bêta, cette règle n'était pas respectée: l'énergie était toujours perdue.


La trace en forme de V a probablement été laissée par un muon se désintégrant en un électron et deux neutrinos. Une trace de haute énergie avec une fracture indique la désintégration d'une particule en vol. Une telle désintégration, si les neutrinos n'y sont pas inclus, viole la loi de conservation de l'énergie.

En 1930, Wolfgang Pauli a proposé l'introduction d'une nouvelle particule qui résoudrait ce problème: les neutrinos. Cette petite particule neutre peut transporter de l'énergie et de l'élan avec elle, mais elle sera extrêmement difficile à détecter. Il n'absorbe pas et n'émet pas de lumière, et n'interagit qu'avec les noyaux d'atomes, de plus, il est extrêmement rare.

Ayant fait cette suggestion, Pauli ne se sentait pas confiant et joyeux, mais embarrassé. "J'ai fait quelque chose de terrible, j'ai déclaré l'existence d'une particule non détectable", a-t-il annoncé. Mais, malgré ses excuses, la théorie a été confirmée expérimentalement.


Réacteur nucléaire expérimental RA-6 , montrant le rayonnement Cherenkov caractéristique provoqué par des particules se déplaçant plus rapidement que la lumière dans l'eau. Des neutrinos (ou, plus précisément, des antineutrinos), dont l'hypothèse de l'existence a été avancée par Pauli en 1930, ont été découverts dans un réacteur nucléaire similaire en 1956.

En 1956, les neutrinos (ou, plus précisément, les antineutrinos) ont été détectés directement pour la première fois comme produits d'un réacteur nucléaire. Les neutrinos peuvent interagir avec le noyau atomique de deux manières:

• soit ils se dissipent, rebondissant à la manière d'une boule de billard s'écraser sur un tas d'autres,
• ou provoquer l'émission de nouvelles particules, avec leurs énergies et leurs impulsions.

Dans tous les cas, vous pouvez construire des détecteurs de particules là où vous attendez des interactions avec les neutrinos et les rechercher. C'est ainsi que les premiers neutrinos ont été trouvés: les scientifiques ont construit des détecteurs sensibles aux signes de la présence de neutrinos aux bords des réacteurs nucléaires. Et si vous recréez toute l'énergie des produits de la réaction, y compris les neutrinos, il s'avère que l'énergie est toujours conservée.


Illustration schématique de la désintégration nucléaire bêta dans un noyau atomique massif. Ce n'est qu'en prenant en compte l'énergie et l'élan d'un neutrino que l'on peut satisfaire aux lois de conservation

En théorie, les neutrinos devraient apparaître dans toute réaction nucléaire: dans le Soleil, dans les étoiles et les supernovae, lorsque des rayons cosmiques de haute énergie entrent en collision avec des particules de l'atmosphère terrestre. Dans les années 1960, les physiciens avaient déjà créé des détecteurs de neutrinos à la recherche de neutrinos solaires et atmosphériques.

Ces détecteurs de neutrinos contenaient une grande quantité de matière avec laquelle les neutrinos étaient censés interagir. Pour obscurcir les détecteurs d'autres particules, ils étaient situés profondément sous terre: dans les mines. Seuls les neutrinos devraient pénétrer dans les mines; les autres particules doivent être absorbées par la Terre. À la fin des années 1960, les neutrinos solaires et atmosphériques ont été détectés avec succès.


La mine d'or Homestake pique dans les montagnes de la ville principale du Dakota du Sud. Il a ouvert ses portes il y a plus de 123 ans et a produit plus de 1 100 tonnes d'or à une profondeur de 2 400 m. En 1968, les premiers neutrinos ont été découverts ici, dans une expérience développée par John Bacall et Ray Davis.

La technologie de détection des particules, développée pour des expériences avec des neutrinos et des accélérateurs de haute énergie, s'est avérée appropriée pour un autre phénomène: la recherche de la désintégration des protons. Bien que le modèle standard de physique des particules prédit la stabilité complète d'un proton, dans de nombreuses extensions - par exemple, dans les théories de la grande unification - un proton peut se désintégrer en particules plus légères.

Théoriquement, lorsqu'un proton se désintègre, il devrait émettre des particules de petite masse à grande vitesse. Si vous trouvez les énergies et les impulsions de ces particules en mouvement rapide, vous pouvez recréer leur énergie totale et comprendre s'il s'agissait d'un proton.


Les particules de haute énergie peuvent entrer en collision avec d'autres, provoquant des averses de nouvelles particules qui peuvent être détectées par le détecteur. Après avoir recréé l'énergie, la quantité de mouvement et d'autres propriétés de chacun d'eux, nous pouvons déterminer ce qui est initialement entré en collision et ce qui est apparu dans cet événement

Si les protons se désintègrent, leur durée de vie devrait être extrêmement longue. L'Univers lui-même n'a que 10 à ¹⁰ ans, mais la durée de vie du proton devrait être beaucoup plus longue. Mais combien plus? La clé pour résoudre ce problème est que vous devez surveiller non pas un proton, mais un grand nombre d'entre eux. Si la durée de vie du proton est de 10 à ³⁰ ans, vous pouvez soit prendre un proton et attendre si longtemps (une mauvaise idée), soit prendre 10 ³⁰ protons et attendre un an, en observant si l'un d'entre eux s'est pourri.

Un litre d'eau contient un peu plus de 10 ²⁵ molécules, et chaque molécule a deux atomes d'hydrogène: un proton avec un électron en orbite. Si le proton est instable, un réservoir d'eau suffisamment grand avec un grand nombre de détecteurs autour devrait vous aider soit à mesurer sa stabilité / instabilité, soit à la limiter.


Circuit détecteur de Kamiokande des années 80. La hauteur du réservoir est d'environ 15 mètres.

Au Japon, en 1982, la construction d'un grand détecteur souterrain a commencé dans les mines de Kamioka. Il a été nommé KamiokaNDE: Kamioka Nucleon Decay Experiment (Kamioka core decay Experiment). Il était si grand qu'il contenait plus de 3 000 tonnes d'eau et environ 1 000 détecteurs optimisés pour détecter le rayonnement émis par une particule se déplaçant rapidement.

En 1987, le détecteur fonctionnait depuis plusieurs années, sans un seul cas de désintégration de protons. Le réservoir contenait environ 10 ³³ protons, et le résultat nul réfutait complètement la théorie la plus populaire parmi les théories de la grande unification. Pour autant que nous puissions en juger, le proton ne se désintègre pas. L'objectif principal de Kamiokande n'a pas été atteint.


Une explosion de supernova enrichit son milieu interstellaire d'éléments lourds. Les anneaux extérieurs émergent du matériau précédent éjecté bien avant l'explosion principale. De plus, une explosion émet une grande variété de neutrinos, dont certains atteignent la Terre

Mais alors quelque chose d'inattendu s'est produit. 165 000 ans plus tôt, dans la galaxie satellite de la Voie lactée, une étoile massive a atteint la fin de sa vie et a explosé, donnant naissance à une supernova. Le 23 février 1987, cette lumière a atteint la Terre pour la première fois.

Et quelques heures avant l'avènement de ce monde, quelque chose de remarquable s'est produit sur Kamiokand: 12 neutrinos sont arrivés avec une différence de 13 secondes. Deux foyers - le premier contenant 9 neutrinos, le second 3 - ont montré que dans les supernovae il y a beaucoup de réactions nucléaires générant des neutrinos.


Trois détecteurs différents ont observé des neutrinos de SN 1987A , et le plus fiable et le plus efficace a été fabriqué par Kamiokande. La transformation d'un détecteur de désintégration de nucléons en un détecteur de neutrinos a ouvert la voie au développement d'une science telle que l'astronomie des neutrinos

Pour la première fois, nous avons découvert des neutrinos provenant de l'extérieur du système solaire. L'astronomie des neutrinos a commencé. Au cours des prochains jours, la lumière de cette supernova, maintenant connue sous le nom de SN 1987A, a été observée sur une vaste gamme de longueurs d'onde dans de nombreux observatoires terrestres et spatiaux. Sur la base de la minuscule différence de temps entre le neutrino et la lumière, nous avons appris que le neutrino:

• ces 165 000 années-lumière se sont écoulées à une vitesse impossible à distinguer de la vitesse de la lumière;
• que leur masse ne peut être supérieure à 1/30 000 de la masse d'un électron;
• que les neutrinos ne ralentissent pas pendant leur voyage du cœur d'une étoile en contraction à sa photosphère, comme cela se passe avec la lumière.

Et même aujourd'hui, plus de 30 ans plus tard, nous pouvons étudier les restes d'une supernova et voir comment elle s'est développée.


L'onde de choc se déplaçant vers l'extérieur depuis l'explosion de 1987 continue à entrer en collision avec le matériau éjecté précédent de l'étoile autrefois massive, la réchauffant et la mettant en évidence dans le processus. De nombreux observatoires continuent de recevoir aujourd'hui des images de supernova.

L'importance scientifique de ce résultat ne peut être surestimée. Il a noté l'émergence de l'astronomie des neutrinos, tout comme la première découverte d'ondes gravitationnelles à partir de la fusion des trous noirs a marqué la naissance de l'astronomie des ondes gravitationnelles . L' astronomie multicanal est alors née, notant la première fois que le même objet a été observé à la fois dans le domaine électromagnétique (lumière) et par une autre méthode (neutrino).

Il nous a montré le potentiel d'utiliser de grands réservoirs souterrains pour détecter les événements spatiaux. Et il nous fait espérer qu'un jour nous pourrons faire une dernière observation: un événement où la lumière, les neutrinos et les ondes gravitationnelles se rejoignent et nous enseignent tous les principes du travail des objets de l'Univers.


Le dernier événement de l'astronomie multicanal serait la fusion de deux naines blanches ou de deux étoiles à neutrons, qui s'est produite près de nous. Si un tel événement se produit près de la Terre, nous pouvons détecter simultanément les neutrinos, la lumière et les ondes gravitationnelles.

Et grâce à ce résultat, l'expérience Kamiokande a été intelligemment renommée. Comme l'expérience de désintégration du noyau de Kamioka a échoué, KamiokaNDE a été annulé. Mais l'incroyable observation de neutrinos de SN 1987A a donné naissance à un nouvel observatoire: KamiokaNDE, Kamioka Neutrino Detector Experiment (Kamioka neutrino detection experiment)! Et au cours des 30 dernières années, il a été mis à jour à plusieurs reprises et plusieurs structures similaires ont été construites dans le monde.

Si une supernova explosait aujourd'hui dans notre galaxie, nous aurions la chance d'enregistrer jusqu'à 10 000 neutrinos arrivant à notre détecteur. Ensemble, ils limiteraient encore plus sévèrement la durée de vie du proton, qui devrait aujourd'hui dépasser 10 à ³⁵ ans - mais nous ne les construisons pas pour cela. Après chaque cataclysme de haute énergie, les neutrinos se précipitent pour se disperser à travers l'univers. Et avec des détecteurs qui fonctionnent, l'astronomie des neutrinos vit, se sent bien et est prête pour ce que l'espace nous envoie.