La matière non baryonique
Ø L’expérience Superkamiokande
Selon de récentes estimations, la
matière non baryonique pourrait représenter 30 % de la masse de l’univers.
Cette matière est constituée de neutrinos et de tout un bestiaire de particules
exotiques, les pistes les plus sérieuses étant les WIMPs et les axions.
Le neutrino est une particule très difficile à détecter. Sa
découverte a d’ailleurs été indirecte ; le neutrino intervient dans les
désintégrations β+ et β- et c’est en regardant le spectre en énergie
de l’électron issu de la désintégration β- que W. Pauli déduisit
l’existence d’une particule de masse faible voire nulle, de spin demi-entier,
de charge électrique nulle et ayant une interaction faible avec la matière. On
eu alors l’idée de les détecter en exploitant la relation inverse.
Radioactivité
β- :
_
n -> p + e- + υe
Radioactivité
β+ :
p -> n + e+ + υe
Réactions exploitées :
_
υe + p -> n +
e+
υe + n ->
p + e-
Les premières expériences de détection
de neutrinos se sont faites près d’une source importante et proche de neutrinos
énergétiques : les réacteurs nucléaires. Puis on a commencé à vouloir observer
les neutrinos solaires qui sont notamment produits lors de la réaction
thermonucléaire principale :
4p -> 4He + 2e- + 2υe
Néanmoins, le plus
grand flux de neutrinos solaires provient de la désintégration du 8B :
8B -> 8Be* + e+ + υ
Ces neutrinos sont
particulièrement énergétiques, et c’est essentiellement ceux-ci qui sont
observés par le Superkamiokande.
Cependant, les
premières expériences de détection de neutrinos ont observé beaucoup moins de
ces particules que ne le prévoyaient les models les plus fins du soleil. On a
alors commencé à parler du « problème des neutrinos solaires ». Deux
hypothèses s’offraient au scientifiques : soient ils ne comprenaient pas
bien la physique du soleil, soit ils arrivait quelque chose aux neutrinos
durant leur trajet soleil-terre.
C’est cette
dernière hypothèse qui fut privilégiée lorsque les physiciens annoncèrent que
si la particule possédait une masse non nulle (on considérait jusqu’alors que
sa masse était nulle ou presque) le neutrino électronique pouvait se
transformer en neutrino muonique. Divers expériences se mirent en pace dans le
but de déterminer la masse du neutrino qui accessoirement devenait un candidat
pour la masse manquante. Voici donc la présentation de 2 de ces expériences.
GALLEX est une
expérience de détection des neutrinos solaires qui est composée d’une équipe
internationale : des scientifiques français, allemand, italien, israélien,
polonais et américains y sont impliqués ; l’expérience est dirigée par le
MPIK (Max Planck Institut für Kernphysik) d’Heidelberg. GALLEX dispose d’une
grande cuve de solution de trichloride de gallium enfouie sous la plus haute
montagne des Alpes italiennes, Gran Sasso d'Italia, pour se protéger des rayons
cosmiques. Elle dispose ainsi de 30 tonnes de gallium, élément très rare qui
lui sert de détecteur du fait de la réaction :
71Ga + υe -> 71Ge + e+
71Ge est
un élément radioactif de demi-vie 11.43 jours. Il faut à présent extraire
les atomes de Ge et les compter.
Lorsqu’il est
formé, le Ge forme un composé volatile, le GeCl4 qui est entraîné
par l’injection d’azote. Le GeCl4 passe ensuite dans une chambre où
il réagit avec de l’eau pour former du GeH4, qui est introduit dans
un compteur proportionnel.
Le comptage est
réalisé à partir de la radioactivité du 71Ge. Ceci s’accompagne de
moult problèmes, car il faut faire barrage à la radioactivité de
l’environnement et il faut que le compteur lui-même soit constitué d’un
matériau ultrapure (qui n’émette pas de radiation), car on observe typiquement
une désintégration par jour. De plus, il faut tenir compte de la radioactivité
des sous nucléides.
Les résultats sont
nettement inférieurs à ce que prédisait les modèles du soleil. En effet, alors que
les modèles prévoyaient 129 +8/-6 SNU (solar neutrino units, 10-36
captures par atome par seconde), GALLEX n’en a observé que 77.5 +/- 8 SNU.
La collaboration
GALLEX, comme on a pu le noter, est largement internationale. Parmi elle, on
peut notamment trouver un grand nom de la physique française : Michel
Spiro. Michel Spiro est né en 1946. Il fait ses études à Paris et entre à
l'Ecole Polytechnique en 1966. Puis il intègre le CEA, au département de
physique nucléaire de Saclay. Il participe ensuite activement à l'expérience
UA1, démarrée en 1977 et qui, en 1983, aboutit, sous la direction de Carlo
Rubbia, à la découverte des bosons W et Z. En 1985, les neutrinos l'attirent et
il participe au lancement de l'expérience GALLEX, qui, dix ans plus tard, apporte
un résultat à la mesure du flux de neutrinos solaires. Des neutrinos à la
matière noire, il n'y a qu'un pas, qu'il franchit alerte en 1990 pour monter
l'expérience EROS.
Pour en savoir
plus sur GALLEX, cliquer ici.
L’expérience superKamiokande est une entreprise américano-japonaise.
C’est un gigantesque réservoir cylindrique de 50000 tonnes d’eau ultra pure
dont les parois sont tapissées de 12 000 photomultiplicateurs. Lors des
très rares collisions entre un neutrino et une molécule d'eau, l'interaction
produit une lumière qui est repérée par les capteurs.
Les observations ont permis aux
chercheurs de Super Kamiokande d'estimer la masse du neutrino-muon cent
millions de fois plus faible que celle d'un électron. "Ce résultat peut
sembler minuscule! Mais les neutrinos sont tellement abondants dans l'Univers
que leur masse globale représente un chiffre énorme", conclut Michel
Vignaud. Elle pourrait correspondre à 1% de la masse manquante de l'Univers.
Dans le
Superkamiokande, c’est donc la relation :
υx + e- -> υx
+ e-
qui est exploitée, x pouvant désigner e, μ ou τ. De
plus, comme on le voit sur la figure, grâce à l’électron mis en mouvement, on
peut séparer les interactions dues aux neutrinos d’origine solaire de celles
dues aux neutrinos parasites.
Du fait de
l’important seuil de la réaction (5 Mev), les neutrinos provenant de la
désintégration du 8B sont quasiment les seuls observés.
Présentons maintenant un des
collaborateurs du Superkamiokande : Le docteur Yoji Totsuka. Né en 1942,
il obtient son master of science en 1967 et son doctorat en 1972 à l’université
de Tokyo. Il devient alors associé de recherche dans cette même université.
Puis il devient professeur associé et enfin, à partir de 1987, professeur à
l’université de Tokyo. Il est directeur de l’observatoire de Kamioka,dépendant
de l’institut de recherche des rayons cosmiques de l’université de Tokyo à
partir de 1995 puis directeur de cet institut à partir de 1997. Il a étudié les
interactions de très hautes énergies dans les émulsions nucléaires, les paquets
de muons observés sous terre, les collisions électrons anti-électrons aux
accélérateurs DORIS, PETRA et DESY, la désintégration des protons (pour
l’instant aucune n’a été observée) et les neutrinos des supernovae, ainsi que
les neutrinos solaires et atmosphériques avec les expériences Kamiokande puis a
étudié les neutrinos et les désintégrations du proton avec la Superkamiokande.
Le docteur Totsuka a reçu de nombreux prix : Asahi Prize (1987), Nishina
Prize (1988), Rossi Prize, American Astronomical Society, (1989), Inoue Prize
(1990), EPS Special Prize, European Physical Society (1995).
Pour en savoir plus sur l’expérience
SuperKamiokande :
·
page américaine de Superkamiokande
Les WIMPs (weakly interacting massive
particle)
Les WIMPs sont des
particules issues des théories de la supersymétrie qui établit une symétrie
entre bosons (de spin entier) et fermions (de spin demi-entier). A chaque
particule on associe donc une superparticule ou sparticule dont le spin est
inférieur d’une demie unité. On introduit aussi un nouveau nombre
quantique : la R-parité, qui vaut 1 pour les particules ordinaires et -1
pour les sparticules.
On peut
s’interroger sur l’utilité d’une telle inflation de particules. Néanmoins
« celles-ci semblent […] nécessaires à une grande unification des
interactions électromagnétiques et faibles avec les interactions fortes »,
écrit Pierre Fayet, directeur de recherche au CNRS et travaillant au
laboratoire de physique théorique de l’Ecole Normale Supérieure, dans un
article de la Recherche. « De plus, » ajoute t’il
, « la supersymétrie, qui constitue une extension des 2 grands cadres
conceptuels que sont la relativité et la mécanique quantique, s’exprime
naturellement dans le cadre d’une extension de l’espace-temps, le
« superespace ». […] La supersymétrie apparaît enfin indispensable à
la cohérence des théories de cordes, voire membranes et autres objets étendus,
que beaucoup considèrent, idéalement comme pouvant conduire à une théorie
unifiée de toutes les interactions. »
Les physiciens
supposent que la plupart de ces sparticules se désintègrent très rapidement. Or
si on veut que la R-parité se conserve, seule la plus légère des sparticules
(qui doit être stable) devrait rester. Il s’agirait du plus léger
« neutralino », qui pourrait toutefois peser 10 à 1000 fois plus que le
proton.
La recherche des
WIMPs a été entreprise depuis la fin des années 1970. Pour détecter l’impact
d’un neutralino sur de la matière exposée, il s’agit de mettre en évidence des
énergie de l’ordre de 10 à 100 keV. Pour cela plusieurs types de détecteurs
sont utilisés : cristal scintillant (NaCl par exemple), qui émet un flash
lumineux, semi-conducteur (Si ou Ge par exemple), qui s’ionisera et deviendra
alors temporairement conducteur, ou bolomètre, qui, refroidi à 10-20 mK,
enregistrent des variations de température de l’ordre du mK.
A partir de la fin
des années 1980, les physiciens s’attaquèrent à la radioactivité naturelle, qui
noie le signal provenant des neutralinos. Les expériences ont donc lieu dans
des milieux souterrains, le capteur est entouré d’une armure de plomb et d’une
couche de paraffine, ces matériaux, ainsi que ceux qui constituent le capteur
lui-même, devant être les moins radioactifs possibles.
Présentons à présent plus précisément 2
de ces expériences.
CDMS (Cryogenic
Dark Matter Search)
Le CDMS est une expérience américaine qui a lieu dans la mine de
Soudan au Minnesota. L’enfouissement permet de se protéger des rayons cosmiques
qui pourraient perturber l’expérience. Le principe de détection est le
suivant : le détecteur mesure les phonons générés par la collision d’un
neutralino sur un noyau.
Le détecteur est refroidi à 10 mK. Chaque cristal de 250 g de germanium
et de 100 g de silicium fournit 2 jeux d’informations sur les interactions
avec les particules incidentes. Sur l’une des surfaces se trouvent des détecteurs
des plateaux qui enregistrent la quantité de charges déplacées à l’intérieur
du détecteur par la particule incidente. Sur la face opposée des détecteurs
se trouvent des détecteurs sensibles à de minuscules barrières de transition
supraconductrices, ces détecteurs consistants en de micro bandelettes de tungstène
couplés à des « ailettes » d’aluminium qui collectent l’énergie
des phonons du cristal.
Le système fonctionne comme suit. Une
particule incidente, éventuellement un WIMP, entre en collision avec un noyau
du détecteur, engendrant des vibrations du réseau cristallin. Ces vibrations
sont appelées phonons. Ces phonons se propagent dans le cristal et certains
atteignent la surface. Là, ils sont absorbés par les ailettes d’aluminium. Dans
l’aluminium, l’énergie des phonons est convertie en « quasi
particules ». L’énergie des phonons incidents casse les paires de Cooper
et est cédée aux électrons. Ces électrons « quasi particules » se
déplacent vers les bandelettes de tungstène qui sont attachées aux ailettes
d’aluminium. Or les bandes de tungstène sont maintenues au bord de la
transition supraconductrice. Lorsque ces dernières reçoivent l’énergie des
quasi particules, la transition se produit, ce qui fait changer la résistance
des bandes de manière spectaculaire par rapport à la quantité infime d’énergie
apportée. Ce changement de résistance électrique dû à la transition
supraconductrice est amplifié par un circuit utilisant une SQUID à l’intérieur
du cryostat (la SQUID utilisant la supraconduction) et ensuite par toute une
série d’amplificateur à température ambiante.
Les résultats de cette expérience sont
négatifs, les scientifiques américains ont récemment encore affirmer qu’ils
n’avaient pas détecter de WIMPs et en cela contredisent les résultats de
l’expérience sino-italienne DAMA, qui, il y a 2 ans, ont publié des résultats
positifs pour les mêmes caractéristiques des Wimps.
Betty Young Martin Huber sont des
membres de la collaboration CDMS.
B. Young est diplômée de physique de
l’université d’état de San Fransisco. En 1990, elle reçoit son doctorat de
l’université de Stanford, où elle travaillait sur le développement des
détecteurs cryogéniques de particules utilisant des capteurs supraconducteurs.
Après son diplôme, elle a passé 3 ans en tant que post doctorante au Center for
Particle Astrophysics à l’université de Berkeley. Depuis qu’elle s’est installé
à Santa Clara en 1994, elle a établi un groupe de recherche à l’université de
Santa Clara et continue de travailler avec la collaboration CDMS.
M Huber est diplômé de physique du MIT.
Il reçoit son doctorat en 1988 de l’université de Stanford. Pour sa thèse, Huber
utilisait des supraconducteurs pour détecter des monopôles magnétiques dans
le rayonnement cosmique. Il n’en détecta
aucun mais fut tout de même diplômé. Cherchant une application plus pratique
des supraconducteurs, Huber se rendit en 1988 aux laboratoires Boulder du
National Institute of Standards and Technology (NIST) pour étudier les SQUIDs
(Superconducting Quantum Interference Devices). Il est à la faculté de Denver
depuis 1991.
Les recherches du professeur Huber sont
tournées vers la conception de composants à SQUIDs plus pratiques, des séries
de SQUIDs qui ont une plus grande largeur de bande, un signal de plus grande
ampleur, et une échelle dynamique plus importante que les SQUIDs seules. Il
continue à collaborer avec le NIST pour fabriquer des SQUIDs microélectroniques
et réalise la conception et les testes dans son laboratoire situé sur le campus
de Denver. Ses recherches sont financées par le NIST et l’office de la
recherche navale.
Pour en savoir plus sur CDMS, cliquer ici.
Edelweiss (Expérience pour DEtecter Les
Wimps En Site Sous terrain)
Edelweiss est une
expérience française de détection de particules issues de la supersymétrie.
Elle regroupe notamment le CEA, l’Institut d’Astrophysique de Paris et le
Centre de Recherche sur les Très Basses Température, et se réalise dans le
laboratoire souterrain de Modane sous 1800 m de roche. La phase de recherche et
développement, qui a eu lieu de 1994 à 1998, a donné naissance à un bolomètre
germanium chaleur-ionisation d'une masse de 70g. Plus tard, plusieurs autres
bolomètres identiques mais de masse plus importante ont été conçus.
L’expérience s’est
déroulée en 2 étapes : Edelweiss I est composé de 3 bolomètres de 320 g
chacun et fonctionnera jusqu’en 2003 ; Edelweiss II est en cours
d’assemblage et sera mis en activité en 2003 ; il sera capable de faire
fonctionner jusqu’à 100 détecteurs.
Les détecteurs sont
des cristaux de germanium ultra purs refroidis à des températures de l’ordre
de 10 mK. La collision entre un Wimp et un noyau donne lieu à 2 signaux :
d’une part, il y a création de paires électron-trou qui sont ensuite collectées
grâce à un champ électrique obtenu en appliquant aux bornes du cristal une
tension de quelques Volts et fournissent ainsi une impulsion d'ionisation,
d’autre part, il y a une élévation de température enregistrée par un thermomètre
ultrasensible. Cette double détection permet distinguer les signaux dus aux
Wimps du bruit de fond. Les détecteurs sont protégés des rayonnements parasites
par des couches de plomb, de cuivre et de paraffine.
Des résultats de l’expérience Edelweiss
viennent de paraître ; un article dans le Nature du 6 juin a
notamment été publié. Ces résultats étaient très attendus, car il devait
départager les résultats contradictoires de DAMA et de CDMS. Les résultats de
DAMA étaient d’ailleurs très controversé dans la communauté scientifique.
Ainsi, Gilles Gerbier, du centre de Saclay, CEA, et membre de la collaboration
EDELWEISS estime que « les résultats dont l’équipe de DAMA a rendu compte
ont pu être générés par des perturabations ou ont pu être des fluctuations
statistiques. » Tandis que Yorck Ramachers, qui participe à une autre
expérience de détection de matière noire, dit que « les résultats de DAMA
étaient dures à croire mais aussi dures à réfutés. Les résultats d’EDELWEISS
sont très convaincants ».
Après les avoir chercher pendant 3 mois,
l’expérience Edelweiss I n’a détecté aucun Wimps.
Quelles sont les conséquences de ce résultat ?
La section efficace d’interaction des
neutralinos avec les nucléons est comprise, selon les théories, entre 10-5
et 10-10 picobarn. Or une expérience telle qu’elle a été menée par
EDELWEISS se situe à 10-6 picobarn. Il reste encore 4 ordres de
grandeur à explorer. Pour résumer, « des expériences comme Edelweiss
peuvent permettre d'éliminer certaines réalisations des modèles
supersymetriques, mais la contrainte correspondante sur les paramètres Susy
n'est pas encore très violente! »estime Gérard Nollez (voir sa
présentation plus bas). Les neutralinos restent donc une bonne piste, d’autant
plus que la théorie de la supersymétrie apparaît à presque tous les physiciens
comme l’extension naturelle du modèle standard de la physique de particules. De
plus, le LHC (Large Hadron Collider, qui entrera en service en 2007) sera apte
à confirmer ou infirmer la supersymétrie et l’existence des WIMPs. Il restera
éventuellement dans quelle mesure les neutralinos participent à la masse
manquante de l’univers.
Quant au financement, « au vu des
résultats actuels on pourrait s'attendre à voir notre financement décoller.
Mais au CNRS la Physique et l'Astrophysique ne sont plus prioritaires, l'accent
est mis en ce moment sur la Biologie-Génétique, l'environnement, les sciences
de l'information et de la communication », selon M. Nollez. Cependant, un
projet de détection de la matière noire à 10-10 picobarn est à
l’étude, mais son financement, s’il a lieu, se ferait au niveau européen.
Gérard Nollez,
chercheur à l’IAP, fait partie de la collaboration Edelweiss. Ce physicien
expérimental travaille en astrophysique
et en physique atomique. Après la fin d’un travail expérimental, il
rencontre « un collègue enthousiaste spécialiste des bolomètres et qui a
su [le] convaincre de leur intérêt pour la détection de la masse cachée ».
Etant disponible, il s’engage dans le projet Edelweiss.
B. Chambon, M. De Jésus, D. Drain, J. Gascon, O.
Martineau, M. Stern sont membres de la collaboration Edelweiss et membres du
groupe Manoir (Matière NOIRe non baryonique) qui dépend de l’institut de
Physique nucléaire de Lyon. Ils sont professeurs à l’université Lyon 1 ou
chargé de recherche au CNRS (pour M. De Jesus) et sont impliqués dans le
développement de bolomètres pour l’expérience Edelweiss. Ils ont publié un
certain nombre d’articles dans des revues telles Astroparticle Physics.
Pour
en savoir plus sur EDELWEISS, cliquer ici.
L’axion est une particule inventée pour
permettre la conservation de la symétrie CP dans les interactions fortes. La
symétrie C est la symétrie qui consiste à changer les particules en leur
antiparticule et la symétrie P consiste en une symétrie centrale. Or la
conservation de la symétrie produit dans l’interaction forte n’est pas prévu
par le modèle standard. La preuve la plus flagrante serait l’absence de moment
dipôlaire électrique du neutron ; en effet, aujourd’hui, la précision des
instrument fixe une majoration de ce moment qui est de l’ordre de 1011
fois inférieur à la valeur prédite par le modèle standard.
Il
y a une vingtaine d’année, R. Peccei et H. Quinn, qui travaillaient sur
l’accélérateur linéaire de Stanford, ont apporté une correction au modèle
standard en introduisant l’axion qui résout naturellement le problème de la
conservation CP. L’axion serait une particule électriquement neutre, de spin 0
et initialement la masse prédite était de l’ordre de 10 keV. Cette particule
offrait de grands espoirs aux physiciens des particules mais aussi à ceux qui
cherchaient la matière noire. Cependant les expériences ne réussirent pas à
détecter une telle particule. Aussi, sa masse a été revue à la baisse. En
effet, plus une particule est légère, plus elle interagit difficilement avec la
matière.
Cela était d’ailleurs bienvenu, car les
théories prédisaient que plus l’axion était léger, plus il était susceptible de
constituer une fraction importante de la masse de l’univers. Aujourd’hui, on
encadre la masse de l’axion entre 1 µeV (une masse plus petite correspondrait à
une densité telle que l’univers aurait déjà commencer à s’effondrer) et 1 meV
(une masse plus importante aurait réduit de manière impressionnante le
rayonnement de neutrino de la supernova 1987a ce que des détecteur comme le
Kamiokande auraient repérer).
Les théories prévoient une désintégration de l’axion en 2 photons.
Cependant, sa faible masse lui confère une durée de vie très longue (beaucoup
plus que l’âge supposé de l’univers), ce qui rend sa détection par observation
de sa désintégration impossible. Cependant, en 1983 un chercheur prouva qu’un
axion pouvait se désintégrer en un seul photon en présence d’un champ magnétique.
Toutefois le signal auquel la désintégration donnerait naissance serait trop
faible par rapport au bruit de fond. Malgré cela 2 expériences furent montées,
une par le laboratoire national de Rochester-Brookhaven et le laboratoire
national Fermi, une autre par l’université de Floride. Ces expériences ne
trouvèrent aucun axion. Cependant les physiciens avaient appris beaucoup de
chose et en 1989, une autre expérience fut montée, rassemblant la collaboration
des 2 précédentes expériences ainsi que du personnel du MIT, du laboratoire
national Lawrence Livermore, du laboratoire national Lawrence Berkeley et
de l’institut de recherche nucléaire de Moscou.
Les améliorations par rapport aux
anciennes expériences portent sur 2 points principaux : l’augmentation de
la taille des cavités micro onde où règne des champs magnétiques intenses et la
réduction du bruit de fond des amplificateurs. Pour cela les physiciens
utilisèrent des structures à semi-conducteurs exotiques (HEMT) au départ
développées pour les communications militaires. Plus tard, le bruit a encore
été diminué par l’usage des SQUIDs, dont il a déjà été question.
Leslie Rosenberg est un physicien
impliqué dans l’expérience de détection des axions et il est co-auteur de
l’article qui a servi de source pour les information ci-dessus. Le docteur
Rosenberg est un physicien expérimental dépendant du département de physique du
MIT. Ce physicien des particules mène des recherches qui empiètent largement
sur la physique nucléaire et l’astrophysique. Il est très impliqué dans 2
expériences : la recherche de matière noire sous forme d’axions et la recherche
sur de nouveaux phénomènes dans les collision d’ions lourds ultra-relativistes.
Le docteur Rosenberg fait partie de la collaboration Phobos, expérience
réalisée à l’accélérateur RHIC. Cet accélérateur crée des faisceaux d’ions
lourds tournant en sens inverse, ces ions étant accéléré pour atteindre des
énergies jusqu’à 100 GeV par nucléons. Le point où les faiscaux entrent en
collision est entouré par le détecteur Phobos. Phobos est un détecteur
magnétique compact très précis. L. Rosenberg cherche ainsi des nouveaux états
exotiques de la matière, ce qui peut conduire par exemple à des effets de
voilation de la symétrie CP dans le cœur chaud des collisions or-or. Enfin, il
s’intéresse à des futurs collisionneurs de particules et à la détection de
matière noire avec des radiotélescopes.
Pour
en savoir plus sur les axions, cliquer ici.