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Énoncé du problème des neutrinos solaires

La figure 2.2 présente la prédiction du MSS et les résultats de six expériences actuelles de détection des neutrinos solaires : chlore, SuperKamiokande, Kamiokande, GALLEX/GNO, SAGE et SNO. Pour l'ensemble de ces six expériences le flux mesuré est moindre que celui détecté.

Figure: Comparaison entre flux théorique et flux mesuré [Bahcall 2003] pour différentes expériences de neutrinos solaires. Les valeurs de flux obtenues par les expériences radiochimiques au chlore et au gallium sont données en unité standard des neutrinos solaires (SNU) correspondant au nombre d'événements par seconde et par atome cible ( 1 SNU = 10-36 s). Pour les autres expériences, les flux sont normalisés par rapport aux flux théoriques prédits. Seul le flux de neutrinos mesuré par SNO est en accord avec le MSS.
\begin{figure}\begin{center}
\epsfig{file=sources_nu/figures/bahcall_total_rates.ps,height=11cm}\end{center}\end{figure}

C'est dans les années 90 avec les résultats de Kamiokande 2.3 que le problème des neutrinos solaires s'est compliqué : le flux mesuré des $ \nu_{{\isotopes{8}{B}}}^{}$ est d'environ un facteur deux moindre que celui prédit par la théorie. De plus, le taux d'événements détectés était supérieur à celui mesuré par l'expérience chlore. Ceci est une incompatibilité de mesure, avec un seuil en énergie plus bas 2.4, chlore ne devrait pas montrer une réduction du flux des neutrinos solaires comparativement à celui mesuré par Kamiokande. Enfin la mesure du flux de $ \nu_{{\isotopes{7}{Be}}}^{}$ constitue le dernier problème. Les expériences GALLEX et SAGE, sensibles aux neutrinos pp, dont le flux est déterminé à mieux de 1 % par la théorie, montrent une absence de contribution des $ \nu_{{\isotopes{7}{Be}}}^{}$ au flux total de neutrinos solaires. Qui plus est, en considérant l'ensemble des expériences de neutrinos solaires ce flux devrait être négatif !

En combinant l'ensemble de ces résultats, et en supposant une oscillation entre les saveurs des neutrinos solaires, nous pouvons résumer l'ensemble des valeurs possibles des paramètres d'oscillation sur la figure 2.3.

Figure: Solutions possibles pour les paramètres d'oscillation des neutrinos solaires au début 2001 avant les résultats de SNO. La figure de droite indique le cas d'une transformation νe en neutrino stérile. Après les résultats de SNO l'hypothèse du neutrino stérile ($ \nu_{{s}}^{}$) a été largement rejetée [Miramonti and Reseghetti 2002].
\begin{figure}\begin{center}
\epsfig{file=sources_nu/figures/BAH258presno.eps,width=14cm,height=10cm}\end{center}\end{figure}

Cette figure présente la situation à la fin de l'année 2001 avant les résultats de SNO. Les régions qui sont les solutions possibles sont portées sur cette figure. Elles sont appelées SMA, LMA, LOW et VACUUM ou VAC. On verra qu'elles sont toutes accessibles aux détecteurs actuels.


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dadoun 2004-03-11