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Les Neutrinos : un nouveau regard sur l’Univers

publié le , mis à jour le

Par Denis GIALIS, astrophysicien - Revue Espace & Astrophysique

Octobre 2015 : c’est la quatrième fois qu’un prix Nobel de physique récompense des résultats fondamentaux sur les neutrinos. Après 1988, 1995 et 2002, cette petite particule élémentaire que l’on croyait dépourvue de masse ne cesse de faire parler d’elle et pourrait bien changer le regard que l’on porte sur l’Univers.

Vue d’artiste du satellite Planck lancé le 14 mai 2009. Son objectif : mesurer très précisément les variations de températures dans le fond diffus cosmologique. Indirectement, il a permis également d’étudier le fond diffus de neutrinos - Crédit image : NASA

La matière ordinaire qui nous entoure est principalement constituée de protons, de neutrons et d’électrons. Pourtant, ce sont plusieurs dizaines de milliards de neutrinos qui traversent, à chaque seconde, chaque centimètre carré de notre corps. Ces particules élémentaires interagissent extrêmement peu avec la matière que nous manipulons et cela a toujours rendu très difficile leur détection.

Néanmoins, c’est justement cette caractéristique physique qui intéresse les astrophysiciens : en effet, jusqu’à présent, les photons constituaient les principaux messagers d’information et l’essentiel des connaissances observationnelles que nous avons des différents objets de l’Univers ne provenait presque uniquement que des images multi-longueurs d’onde obtenues avec différents télescopes placés au sol ou dans l’espace.

Aujourd’hui, avec l’amélioration des techniques de détection des neutrinos, l’astrophysique est en mesure de porter un nouveau regard sur l’Univers : les phénomènes physiques produisant des neutrinos sont partout, du Soleil aux supernovæ en passant par les quasars, les noyaux actifs de galaxies, les pulsars, les sursauts gamma ainsi que par le Big Bang ! Même la Terre produit des neutrinos via sa radioactivité naturelle !

Contrairement aux photons, leur très faible interaction avec la matière leur permet de traverser et de sonder des milieux optiquement opaques très variés sans être perturbés ou absorbés, ce qui nous donne accès à des informations jusqu’alors inaccessibles. Depuis les années 1990, on assiste à la naissance et au développement de l’astronomie neutrino, un domaine frontière entre la physique des particules et l’astrophysique.

Comment ont-été découverts les neutrinos ? Quelles sont les principales propriétés physiques connues de ces étranges particules ? Quel rôle jouent les neutrinos dans l’astrophysique moderne ? Comment ces particules pourraient apporter des réponses aux questions fondamentales portant sur l’origine et l’évolution de notre Univers ? Tels sont les sujets qui vont nous intéresser.

De l’histoire du neutrino…

L’histoire du neutrino commença avec celle de la radioactivité. Dès 1899, Ernest Rutherford puis Paul Villard découvrirent ce qu’on appelle les désintégrations radioactives alpha, bêta et gamma. Dans la désintégration alpha, le noyau de l’élément radioactif émet des noyaux d’hélium 4 (constitués de deux protons et de deux neutrons). Dans la désintégration gamma, ce sont des photons gamma qui sont produits.

Mais dans la désintégration bêta, lorsqu’un neutron du noyau radioactif se transforme en un proton, il apparut tout d’abord que seuls des électrons étaient émis : malheureusement, si tel avait été le cas, l’énergie des électrons produits aurait dû être égale à l’énergie de masse perdue par le noyau. L’observation montra qu’il n’en était rien, l’énergie des électrons semblait toujours être quelconque bien qu’inférieure à l’énergie attendue.

D’où provenait cette différence ? La réponse fût apportée par Wolfgang Pauli en décembre 1930 : la conservation de l’énergie ne peut être réalisée que si l’on suppose l’existence d’une nouvelle particule de charge électrique nulle. Ce dernier l’appela neutron. En 1932, James Chadwick découvrît une nouvelle particule : bien qu’électriquement neutre, elle semblait bien trop lourde pour correspondre au neutron imaginé par Pauli. C’est alors que Fermi, dès 1934, changea le nom de la particule de Pauli en neutrino (signifiant littéralement petit neutron) et que le nom de neutron resta attaché à la particule de Chadwick.

Mais le neutrino resta encore une hypothèse théorique durant de nombreuses années : il fallut attendre 1956 et les expériences de Frederick Reines et Clyde Cowan sur le réacteur atomique de Savannah River aux Etats-Unis (Caroline du Sud) pour détecter les premiers neutrinos, ou plutôt les premiers antineutrinos, issus de la désintégration bêta. A cette époque, seule la proximité de sources radioactives intenses donnait une chance de détecter des neutrinos.

Durant les décennies qui suivirent, les détecteurs se sont améliorés. En 1962, à Brookhaven, on découvrît une deuxième sorte de neutrino qui était liée non pas à un électron mais à un muon (particule plus lourde que l’électron mais de même charge). Enfin, en 1990, c’est au CERN, à Genève, que l’on mît en évidence une troisième et dernière sorte de neutrino associée cette fois-ci à une particule tau.

Pour compenser l’extraordinaire capacité des neutrinos à traverser la matière sans encombre, il a fallu construire des détecteurs de plus en plus gros situés sous la mer - par exemple, avec l’expérience ANTARES - ou sous la terre - avec le détecteur japonais Super-Kamiokande ou les expériences canadiennes du SNO - pour n’espérer voir la trace que de quelques neutrinos seulement. Des détecteurs ont même été construits sous les glaces de l’Antarctique avec l’expérience Ice Cube !

L’observation des neutrinos se fait toujours de façon indirecte : les détecteurs peuvent être - par exemple - constitués de grandes cuves remplies d’eau très pure. Lorsqu’un neutrino frappe une molécule d’eau, un électron peut être éjecté avec une vitesse supérieure à celle de la lumière dans l’eau. Il se produit alors un flash de lumière bleue lorsque l’électron chargé se déplace dans l’eau, correspondant à ce que l’on appelle l’effet Tcherenkov. C’est justement cette lumière qui est détectée, analysée et qui est le signe qu’un neutrino est passé par là.

L’énigme des neutrinos solaires

Les neutrinos ont naturellement joués un rôle en astrophysique dès lors que l’on comprît quels mécanismes physiques permettaient aux étoiles de libérer des quantités phénoménales d’énergie au cours de leur vie. C’est à Hans Bethe - prix Nobel de Physique en 1967 - que revient, dès 1938, la compréhension des cycles de réactions de fusion nucléaire qui se produisent au sein des étoiles.

La libération d’énergie, essentiellement sous forme de photons, a lieu lorsque quatre noyaux d’hydrogène (ou protons) fusionnent pour former un noyau d’hélium 4. Au cours de cette réaction deux neutrinos sont créés. Cela est à l’origine d’un flux de neutrinos au niveau de la Terre d’environ 65 milliards de neutrinos par seconde et par centimètre carré et représente la plus importante source de neutrinos extra-terrestres.

Arrive-t-on à les détecter ? Connaissant le nombre de neutrinos qu’il était possible de détecter avec les instruments existants, plusieurs expériences comme - par exemple - GALLEX ou Kamiokande ont voulu confirmer les prévisions théoriques.

Quelques propriétés physiques des neutrinos

Les neutrinos sont des particules élémentaires stables appartenant à la famille des leptons. Ils ont une charge électrique nulle, un spin égal à 1/2 et ne sont sensibles qu’à deux des quatre interactions fondamentales ; l’interaction faible et la gravitation. Leur section efficace d’interaction ou leur probabilité d’interaction augmente avec leur énergie, mais elle reste toujours très faible : par exemple, sur 10 milliards de neutrinos ayant une énergie de 1 MeV (ou méga-électronvolts) et traversant la Terre, un seul neutrino aura une interaction avec un atome de notre planète…

Longtemps considérée comme nulle, leur énergie de masse (ou masse au repos) est extrêmement faible, elle est de l’ordre du milli-électronvolt alors que les électrons ont une énergie de masse de 511 keV (ou kilo-électronvolts), c’est-à-dire qu’ils sont presque un milliard de fois plus lourd !

Il en existe trois espèces ou saveurs différentes, les neutrinos électroniques, muoniques et tauiques, mais le plus extraordinaire est qu’un neutrino change périodiquement de saveurs au cours de son existence. C’est le phénomène d’oscillation des neutrinos dû à un effet quantique appelé effet MSW (pour Mikheyev, Smirnov et Wolfenstein), mis en évidence pour la première fois en 1998 par l’expérience Super Kamiokande.

Comme nous l’avons vu celui-ci apporta enfin une réponse à l’énigme des neutrinos solaires. Mais une autre question fondamentale reste aujourd’hui encore en suspens : les neutrinos sont-ils ou non identiques à leurs anti-particules ? Pour les physiciens, cela équivaut à se demander si les neutrinos sont soit des particules de Dirac, soit des particules de Majorana.

Dans le cas où les neutrinos sont identiques à leurs anti-particules, c’est-à-dire s’ils sont des particules de Majorana, il serait possible d’observer ce que l’on appelle une double désintégration bêta sans neutrino dans laquelle l’antineutrino produit par désintégration d’un neutron dans certains noyaux radioactifs serait réabsorbé par un neutron du même noyau. Deux électrons seraient alors émis sans aucun neutrino.

Il reste encore difficile de réaliser une expérience mettant en évidence l’existence d’une telle réaction car la probabilité qu’elle ait lieu reste très faible puisqu’il faut deux interactions faibles successives : cela correspond à environ trois ou quatre événements par an et par kilogramme de matière dans un détecteur.

Une expérience de ce type est depuis quelques années en cours, c’est l’expérience NEMO (pour Neutrino Ettore Majorana Observatory), qui est devenu aujourd’hui SUPERNEMO, suite à l’amélioration des techniques de détection. Pour le moment, aucun résultat probant n’a été produit.



Le problème est que le nombre de neutrinos qui étaient effectivement détectés ne dépassait guère les 50% de ce qui était attendu. Qu’advenait-il des neutrinos manquants ?

Cette affiche résume l’ensemble des composants ou particules élémentaires constituant la matière de notre Univers. Les neutrinos sont présents dans les 3 familles de leptons. Au cours de son existence, un neutrino change périodiquement de famille : c’est le phénomène d’oscillation des neutrinos qui n’a été prouvé que récemment - Crédit image : CNRS/IN2P3

Ce problème, que l‘on appela l’énigme des neutrinos solaires, agita beaucoup la communauté scientifique et il ne trouva de solution que lorsque l’on comprît deux choses : la première était que les détecteurs utilisés n’étaient sensibles qu’à un seul type de neutrinos sur trois, les neutrinos électroniques. La seconde était la compréhension du phénomène d’oscillation des neutrinos : par un effet quantique, appelé effet MSW, les neutrinos en provenance du Soleil changent périodiquement de saveur (ou de type) au cours de leur voyage vers la Terre.

Ainsi, un neutrino électronique peut très bien, en arrivant sur Terre, s’être transformé en neutrino muonique ou tauique ! Cette extraordinaire propriété physique est donc à l’origine du déficit de neutrinos solaires observés, les neutrinos muoniques ou tauiques étant peu ou pas du tout détectés. Ainsi, il fallut attendre 2003 et les résultats de l’expérience SNO, capable de détecter les trois saveurs de neutrinos solaires grâce à de nouveaux détecteurs, pour mettre fin à l’énigme des neutrinos manquants et confirmer le phénomène d’oscillation.

Les neutrinos dans les supernovæ

La fin de vie d’une étoile massive, dont la masse est supérieure à environ huit fois celle du Soleil, est un des phénomènes les plus violents de notre Univers. L’étoile explose et seul son cœur résiste à cette extraordinaire libération d’énergie : durant cette explosion, l’étoile est qualifiée de supernova (de type II). Mais revenons à l’origine de ce processus : une étoile est avant tout une gigantesque machine capable de fusionner et de transformer les atomes dont elle est constituée au départ - à savoir essentiellement de l’hydrogène et un peu d’hélium - en des éléments plus lourds.

Ce mécanisme, appelé nucléosynthèse stellaire, a lieu dans le cœur de toutes les étoiles. Il permet d’obtenir tous les éléments ou noyaux atomiques jusqu’au fer 56 dont le noyau est le plus stable des éléments lourds. Au-delà du fer, les éléments naturels plus massifs jusqu’au plutonium (le 94ème) nécessitent des réactions à des énergies plus fortes qui se font uniquement lors des explosions de supernovæ ou dans les sursauts gamma. Rappelons que ce sont ces mêmes éléments qui constituent les molécules de notre corps ainsi que celles de toute forme de vie.

Comme disait le célèbre astrophysicien Hubert Reeves, nous sommes tous faits de poussières d’étoiles.

Les neutrinos entrent en scène lorsque le cœur de fer et de nickel de la supernova s’effondre sur lui-même. Il faut savoir que la stabilité de ce cœur, dans les derniers instants de la vie de l’étoile initiale, repose sur la pression exercée par la population électronique, appelée pression de dégénérescence, qui seule est capable de s’opposer à l’intense champ de gravitation.


Au-delà d’une certaine masse (précisément 1,44 fois celle du Soleil), appelée masse de Chandrasekhar, la gravitation devient plus forte que la pression de dégénérescence et le cœur s’écroule. Il se produit alors un nouveau phénomène dans le cœur de l’étoile : la densité y est si forte que protons et électrons fusionnent pour des donner des neutrons.
Lors de cette réaction, appelée neutronisation du cœur, une très grande quantité de neutrinos (environ 1058 !) est produite et emporte dans l’espace l’essentiel de l’énergie de l’explosion.
Pour être plus précis, ce ne sont pas moins de 99% de l’énergie rayonnée qui se retrouvent sous forme de neutrinos alors que les photons ne représentent qu’environ 0,01%. Cet effondrement est à l’origine d’une onde de choc qui se propage à une vitesse de plusieurs milliers de kilomètres par seconde depuis le cœur vers les couches supérieures de l’étoile qui explosent littéralement.
En quelques dixièmes de seconde, il ne reste plus que le cœur de l’étoile transformé en une boule de neutrons si dense qu’un mètre cube pèse plus de 1017kg.
Les premiers neutrinos issus d’une supernova que l’on a pu détecter datent du 23 février 1987. Découverte par hasard à l’œil nu par l’astronome Ian Shelton à l’Observatoire de la Silla (Chili), la supernova SN 1987A, située à 160 000 années-lumière de nous dans le Grand Nuage de Magellan, une galaxie satellite de la Voie Lactée, libéra pendant quelques instants une énergie supérieure aux dizaines de milliards d’étoiles de notre galaxie.

Un neutrino ultra-énergétique

Le communiqué est tombé en août 2015 et l’annonce officielle s’est faite lors de la 34ème Conférence Internationale sur les Rayons Cosmiques qui s’est tenue à La Haye, en Belgique : des scientifiques du projet Ice Cube, un des meilleurs détecteurs de neutrinos actuels, enfoui profondément sous les glaces de l’Antarctique, ont en effet annoncé avoir détecté le neutrino le plus énergétique qui ait été observé.

Son énergie, de l’ordre de plusieurs PeV (soit 1015 eV), est égale à deux ou trois fois celle du précédent record. Cela correspond environ à l’énergie d’une balle de tennis de table allant à 3 km/h, concentrée dans une particule beaucoup plus petite qu’un atome. Pour obtenir ce record, ils ont analysé un échantillon contenant pas moins de 340000 neutrinos.

Cet exploit confirme qu’il est possible d’imaginer sonder l’Univers profond par l’étude systématique des neutrinos de haute énergie que l’on reçoit.



En une dizaine de secondes, sur les quelques 1058 neutrinos émis par la supernova, ce sont un peu plus de 1017 neutrinos qui, après un long voyage de 160 000 ans dans l’espace, traversèrent les détecteurs de Kamiokande. Mais seule une petite dizaine fut effectivement détectée ! On notera que ces neutrinos ont été détectés environ 2h20 avant l’émission de photons : ce décalage temporel traduit en fait le temps qu’il faut à l’onde de choc pour atteindre les couches supérieures de l’étoile.

Les neutrinos, insensibles à la matière et voyageant à une vitesse très proche de celle de la lumière ont dépassé cette onde de choc et sont partis dans l’espace avant même que ne se produise l’explosion et que des photons ne soient émis par les couches supérieures. Les neutrinos sont donc les premiers messagers d’une supernova : en d’autres termes, les habitants d’une planète en orbite autour d’une telle étoile seraient prévenus de l’imminence de son explosion quelques heures avant… mais sans doute trop tard pour une éventuelle fuite !

Les neutrinos de haute énergie

Il est un domaine de l’astrophysique moderne où les neutrinos semblent jouer un rôle encore plus essentiel, c’est celui de l’astrophysique des hautes énergies. Et c’est pour cette raison que des expériences comme ANTARES ou IceCube ont été réalisées.

Parmi les phénomènes libérant énormément d’énergie sous formes de photons, de particules accélérées et de neutrinos, on retrouve - par exemple - les noyaux actifs de galaxies, les micro-quasars, les pulsars ou encore les sursauts gamma. Ces objets ont pour point commun de produire des jets ou des écoulements relativistes de matière, mais aussi de nombreux chocs.

Autrement dit, ils expulsent de l’énergie dans l’espace, sur différentes échelles de temps, sous forme de photons et de toutes sortes de particules accélérées (protons, noyaux atomiques plus lourds, électrons…) ayant des vitesses très proches de celle de la lumière. Bien que la structure des jets puisse varier d’un type d’objet à un autre, c’est dans ces environnements que se produisent les processus les plus efficaces que l’on rencontre dans l’Univers quant à l’accélération de particules jusqu’à des énergies extrêmes.

Ils sont notamment à l’origine ce que l’on appelle les rayons cosmiques de ultra-haute énergie, principalement constitués par des protons. Comment apparaissent les neutrinos ? Quels sont leurs rôles ? Il existe, en fait, deux canaux principaux de productions : le premier est celui des collisions entre protons de haute énergie. Dans certains jets relativistes, lorsque la densité est suffisamment élevée, les collisions proton-proton sont très fréquentes et conduisent, via la production de pions et de de muons, à une création importante de neutrinos de haute énergie.

La seconde voie de production de neutrinos est celle dans laquelle des protons ultra-énergétiques interagissent avec des photons. Ce processus, appelé photo-production de pions, conduit également à la création de neutrinos via la désintégration des pions produits.

l peut avoir lieu directement dans les sites d’accélération des rayons cosmiques (les jets et les chocs relativistes) mais également partout dans l’Univers lorsque ces mêmes rayons cosmiques, du moins les plus énergétiques d’entre eux, interagissent avec les photons du fond diffus cosmologique (voir ci-après). C’est ce que l’on appelle l’effet GZK (pour Greisen, Zatsepin et Kuzmin) qui limite, par ailleurs, la propagation des rayons cosmiques d’ultra-haute énergie (>1019 GeV ou giga-électronvolts) en leur faisant perdre peu à peu leur énergie au cours de leur trajet intergalactique.

La Supernova SN1987A (à gauche) située dans le Grand Nuage de Magellan. A droite, la flèche indique l’étoile Sandulek 69 202 avant qu’elle n’explose le 23 février 1987 - Crédit : anglo-australien observatory

La détection et l’étude de la répartition énergétique (ou spectre) de ces neutrinos, dont l’énergie est bien plus élevée que celle des neutrinos issus du Soleil, sont déterminantes pour la compréhension des conditions physiques présentes dans le milieu qui les a produits comme - par exemple - la composition, la densité de matière, la température ou le champ magnétique...

Ils permettent de révéler les différentes interactions entre particules qui ont lieu dans des objets lointains, parfois situés à l’autre bout de l’Univers, en offrant de nombreux arguments théoriques décisifs. Ils sont d’ailleurs les seuls messagers directs de ce qui se passe lorsque le milieu est opaque à tout rayonnement électromagnétique c’est-à-dire lorsque les photons (la lumière) sont incapables de s’en échapper.

Là encore, c’est bien la capacité des neutrinos à traverser, sans interagir, n’importe quel milieu matériel, même magnétisé, qui est cruciale pour l’astrophysicien souhaitant confronter ses prédictions théoriques avec la réalité des observations. L’avantage de ces neutrinos de haute énergie est qu’ils sont un peu plus facilement détectables que les neutrinos de moindre énergie issus - par exemple - de la désintégration bêta comme ceux du Soleil. Malheureusement, ils sont beaucoup moins nombreux !!

Les neutrinos du Big Bang

Les astrophysiciens connaissent bien le fond diffus cosmologique ou CMB (pour Cosmic Microwave Background), cette lumière qui a été émise au tout début de l’Univers lorsque celui-ci devint transparent alors qu’il n’était âgé que de 380000 ans. Mais il existe également le fond cosmologique de neutrinos appelé quant à lui CNB (pour Cosmic Neutrino Background).

Prédit dès 1953, celui-ci est constitué de neutrinos de très basse énergie eux aussi présents partout et issus du tout début de l’Univers. En fait, dans la première seconde après le Big Bang, la température du plasma constituant l’Univers est si élevée que les neutrinos sont en équilibre avec les électrons et les positrons relativistes, neutrons et protons ne jouant alors qu’un rôle minime.

Cela signifie qu’ils sont sans cesse créés et annihilés suite à des interactions du type : neutrino + anti-neutrino donnent électron + positron et vice-versa. Lorsque la température de l’Univers descend autour de dix milliards de degrés (!!), c’est-à-dire seulement une seconde après le Big Bang, les interactions s’arrêtent et le découplage des neutrinos avec le plasma cosmique se produit. Ceux-ci peuvent désormais voyager librement sans interagir avec le reste de l’Univers et parvenir jusqu’à nous.

Ils sont donc les uniques témoins actuels de cette époque si déterminante pour l’évolution de l’Univers tout ayant été des acteurs majeurs à la fois dans l’expansion de ce dernier, mais également dans la nucléosynthèse primordiale, c’est-à-dire dans la formation originelle des éléments légers comme le deutérium, l’hélium ou le lithium par le biais des interactions faibles entre protons, neutrons et leptons. C’est pour ces raisons que la théorie du Big Bang ne peut ignorer l’existence et l’importance de ces neutrinos.

L’intérieur du détecteur du Super-Kamiokande. De la taille de 33 piscines olympiques (on distingue un bateau sur le coté de la photographie), il est rempli de 50 000 tonnes d’eau pure entourée de plus de 11 000 détecteurs sensibles à la lumière bleue produite grâce à l’effet Tchenrenkov, par les électrons accélérés suite à l’interaction avec un neutrino.

Enfin, de nos jours, ces neutrinos pourraient être à l’origine d’une partie de la matière noire, cette matière invisible si essentielle pour comprendre par exemple les mouvements galactiques (rotation propre des galaxies) et intergalactiques (mouvement des galaxies dans les amas) et qui représente environ 27% du contenu en énergie de l’Univers.

Dans l’Univers, on compte un peu plus de 300 neutrinos par centimètre cube datant de l’époque primordiale, tandis qu’il n’y a que 5 photons en moyenne pour dix mètres cubes. La principale difficulté pour accéder à l’information qu’il pourrait nous apporter sur les premiers instants de l’Univers réside dans le fait que leur détection s’avère encore plus problématique que celle des neutrinos d’origine solaire.

En réalité, aucune méthode ne permettait jusqu’à très récemment de mesurer le CNB. L’astuce a été trouvée suite aux résultats du satellite Planck sur l’autre fond diffus cosmologique (le CMB) : nous savons qu’avant l’émission du CMB, l’Univers était constitué d’un plasma de protons, de neutrons d’électrons avec quelques noyaux légers. Quant aux neutrinos du CNB, ils se propageaient sans interaction à une vitesse très proche de la vitesse de la lumière et supérieure à la vitesse du son dans ce plasma.

Tout comme un avion qui franchit le mur du son dans l’atmosphère en faisant un bang caractéristique d’un choc, les neutrinos provoquèrent eux-aussi des ondes de chocs dans le plasma primordial. Cela se traduisit par de minuscules changements dans les fluctuations de densité de matière et, par conséquent, par l’ajout d’infimes variations de températures au moment de l’émission du fond diffus cosmologique.

C’est grâce au satellite Planck, développé par l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et spécialement dédié à la mesure des variations de température dans le CMB, que l’on est parvenu à observer et à mesurer précisément ces dernières années les fluctuations de densité dans l’Univers primordial.

Dans une publication récente, datant d’août 2015, Brent Follin et ses collaborateurs de l’Université de Californie (Davis, USA) ont ainsi comparé les fluctuations de densité que l’on aurait dû avoir s’il n’y avait pas eu de neutrinos primordiaux avec les données obtenues par le satellite Planck. Les résultats montrent, avec une très grande précision, un décalage correspondant exactement et sans ambiguïté à l’existence et à l’influence du fond cosmologique de neutrinos. Mieux, il permet de confirmer l’existence d’au moins trois saveurs de neutrinos en accord avec les derniers développements théoriques.

Cette découverte remarquable souligne les rapports étroits existant entre la physique des particules et la cosmologie moderne dans laquelle les neutrinos jouent un rôle central et déterminant. Dans les années qui viennent, l’observation et l’étude du CNB se fera sans doute de manière plus directe : en effet, nous avons remarqué que les neutrinos primordiaux pouvaient constituer une partie de la matière noire.

Cette matière noire est justement l’objet et le but de plusieurs expériences qui sont en train d’être réalisées et qui permettront une détermination directe de la nature de cette matière noire. Les neutrinos du CNB n’ont donc pas encore révélé tous leurs secrets…

Quelques liens pour en savoir plus :

- http://www.in2p3.fr/physique_pour_t...
- https://www.canal-u.tv/video/univer...
- https://lejournal.cnrs.fr/billets/l...
- http://public.planck.fr/resultats/2...
- http://antares.in2p3.fr/News
- https://icecube.wisc.edu
- http://www-sk.icrr.u-tokyo.ac.jp/sk...


* Astrophysicien sans poste, Denis Gialis est spécialiste des processus d’accélération et de l’émission à haute énergie des particules au voisinage des objets compacts (trous noirs, étoiles à neutrons...) et dans les écoulements relativistes (vents de sursauts gamma, jets de noyaux actifs de galaxie...). Il survit en étant professeur dans l’enseignement supérieur privé. Il a publié récemment, avec F.X. Désert (directeur de l’IPAG), un ouvrage de problèmes en relativité générale à l’occasion du centenaire de cette théorie.

Du même auteur, sur le même site :

- Ondes gravitationnelles, une révolution en marche !
- Les Trous Noirs, futures sources d’énergie ?
- Sursauts gamma, les plus prodigieuses explosions de l’Univers

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