Le domaine des neutrinos atmosphériques

Le terme neutrinos atmosphériques désigne les neutrinos issus de la désintégration des pions et des kaons produits par l'interaction des rayons cosmiques (principalement des protons) avec les noyaux de la haute atmosphère. Nous verrons dans la suite de ce chapitre que tout neutrino produit articiellement avec un rapport L

E identique à ces derniers est bien sûr considéré comme un neutrino dépendant des paramètres du secteur atmosphérique : Δm2

23 = Δm2

atm et θ23 = θatm. Les neutrinos qui font l'objet de l'étude d'OPERA ont ces caractéristiques.

1.4.1 Interactions dans la haute atmosphère

Figure 1.6  A gauche : interaction dans la haute atmosphère.

Milieu et à droite : ux de neutrinos atmosphériques et rapport des ux évalué sur le site de Super-Kamiokande (Japon) par une simulation Monte Carlo sur la production de particules secondaires dans l'atmosphère : la zone grisée correspond à un indice de conance de 95%. La couverture est de 4π. Le rapport du nombre neutrinos muoniques sur le nombre de neutrinos électroniques augmente au delà de 2GeV.

Les rayons cosmiques interagissent et créent des pions et des kaons dont les désintégra-tions vont produire une première partie des neutrinos (et anti-neutrinos) atmosphériques (νμ ou ¯νμ seulement) ainsi que des muons. Ensuite ces muons vont à leur tour se

dés-CHAPITRE 1. DE PAULI À L'OSCILLATION DES NEUTRINOS 13 intégrer, créant ainsi d'autres neutrinos (νμ, ¯νμ et νe ou ¯ν_e cette fois-ci, cf. Figure 1.6, gauche). Les réactions de productions sont donc les suivantes :

π+_{, κ}+→ νμ+ μ⁺→ νμ+ e⁺+ νe+ νμ (1.11) π−_{, κ}−→ νμ+ μ⁻→ νμ+ e⁻+ νe+ νμ (1.12) Le rapport de la composante muonique sur la composante électronique attendu est sim-plement donné par les interactions ci-dessus. Il vient :

ν_μ+ νμ

ν_e+ νe = 2 (1.13)

Ce rapport dépend de l'énergie des neutrinos. Au-delà de 2 GeV le muon produit est trop énergétique et n'a plus le temps de se désintégrer dans l'atmosphère (cf. Figure 1.6, droite). Ceci augmente donc les rapports νμ/ν_e et νμ/ν_μ. Le ux de neutrinos atmo-sphériques est bien décrit, la précision est de l'ordre de 20% sur les normalisations et le rapport des ux est connu avec une erreur de 5%.

1.4.2 Super-Kamiokande

Figure 1.7  A gauche : vue schématique du détecteur Super-Kamiokande. A Droite : classication topologique des événements dans Super-Kamiokande.

Super-Kamiokande, qui comme nous l'avons vu a joué un rôle important dans l'étude du problème des neutrinos solaires, a aussi obtenu des résultats majeurs dans le secteur atmosphérique. Pour le décrire plus précisément, ce détecteur se trouve à une profondeur équivalente à 2700 mètres d'eau et est constitué de deux cuves isolées optiquement. La première, dite cuve interne est remplie d'eau puriée et est équipée de 11 129 pho-tomultiplicateurs. C'est dans cette région du détecteur, et plus particulièrement dans le volume duciel central correspondant à 22.5 tonnes d'eau, que les interactions neutrino sont observées. La cuve externe, elle aussi remplie d'eau, a un rôle de VETO et est équipé de 1885 photomultiplicateurs (cf. Figure 1.7).

Interactions dans le détecteur

Super-Kamiokande n'est sensible qu'à la diusion élastique sur un électron dans le secteur solaire (cf. 1.3). Cependant,dans le secteur atmosphérique,l'énergie du neutrino incident,allant de 0.1GeV à plusieurs TeV,est susante pour créer des particules plus lourde. D'autres réactions de courants chargés du type νl+N → l +X sont donc possibles entre le neutrino et les noyaux,produisant un lepton chargé [20] :

 la diusion quasi-élastique de courant chargé sur un noyau : νl+ N → l + N

 la production de mésons : νl+ N → l + N+ m  la production de pions :νl+16_O → l + π +16_O

 la diusion profondément inélastique sur un noyau : νl+ N → l + N+ hadron Ces interactions sont sensibles aux trois saveurs et la détection du lepton l produit nous renseigne directement sur la saveur du neutrino incident. De plus,le noyau étant beaucoup plus lourd que le lepton,ce dernier aura la même direction de propagation et la même énergie que le neutrino en raison de la conservation de la quantité de mouvement si,et cela est le cas pour l'analyse de Super-Kamiokande,l'hypothèse d'une topologie quasi-élastique est posée. Les informations obtenues grâce à l'eet Cherenkov peuvent donc directement nous renseigner sur les caractéristiques du neutrino incident.

Identication et classication des événements

Des méthodes utilisant le maximum de vraisemblance ont été mises en place pour re-jeter le bruit de fond et diérencier les événements νe et νμ [21]. La production de pions est par exemple un bruit de fond pour l'identication des électrons. Ils produisent deux gammas lors de leur désintégration et les anneaux produits sont très semblables à ceux des électrons. Si les deux gammas sont trop proches,les deux anneaux ne sont pas dif-férentiables et une mauvaise identication est possible.

Une fois identiés,les événements sont classiés dans un premier temps,en fonction de leur topologie,les événements sont répartis en trois catégories (cf. Figure 1.7) : com-plètement contenus (FC,Fully Contained),partiellement contenus (PC,Partially Contained) ou produits par un muon montant (UPμ,upward-going μ). Ensuite,les événements entièrement contenus dans le détecteur sont subdivisés en deux catégories en fonction de leur énergie : sub-GeV (E < 1.33 GeV) et multi-GeV (E > 1.33 GeV). Pour nir,une dernière classication est faite en fonction de la direction de la particule détectée. Cette dernière caractéristique donne accès à la distance parcourue par le neu-trino avant l'interaction. Les résultats de l'expérience Super-Kamiokande sur les neuneu-trinos atmosphériques dépendent de ces diérentes catégories d'événements.

1.4.3 Le problème des neutrinos atmosphériques

Super-Kamiodande mesure entre autres le rapport νμ+νμ

νe+νe observé à celui prédit par la théorie. Les premiers résultats sont en fait exprimés sous la forme d'un double rapport :

R≡ ^(μ/e)donn´ees

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