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NEUTRino: particule sans charge électrique - NEUTRE NeutrINO: particule trés légère (masse ZERO?) hypothèse de 1930 (W. Pauli à Zurich): pas plus lourde.

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1 NEUTRino: particule sans charge électrique - NEUTRE NeutrINO: particule trés légère (masse ZERO?) hypothèse de 1930 (W. Pauli à Zurich): pas plus lourde que 1/100 dun proton particule fantôme - difficile à observer probabilité dinteraction avec la matière: EXTRÈMENT FAIBLE Quest-ce quun Neutrino ( ) ?

2 Oscillation de Neutrinos e Si les neutrinos ont une masse, il est possible de les détecter lorsquils se transforment dune famille à une autre famille. Mesure de loscillation du neutrino ! Trois familles de Neutrinos: neutrino électron: découvert en 1956 e neutrino tau: découvert en 2000 neutrino muon: découvert en 1963

3 CNGS CERN Neutrinos to Gran Sasso Envoyer un faisceau de neutrinos muon produit au CERN sur une longue distance (732km). Détecter des neutrinos tau au Gran Sasso. Preuve de loscillation – ! Preuve que les neutrinos ont une masse ! Principe

4 Production de Neutrinos Produire des protons de haute énergie Les envoyer contre une cible Produire ainsi des pions Guider ces pions à laide de corne magnétique Laisser ces pions se désintégrer en neutrinos muon et muons Détecter les neutrinos au Gran Sasso SPS PS Cible Cornes magnétiques Gran Sasso en Italie Tube de désintégration Faisceau de protons protons pions neutrinos = neutrinos sont envoyés par jour = neutrinos arrivent au Gran Sasso par jour 25 Neutrinos muon sont détectés par jour au Gran Sasso à laide dun détecteur de 1800 tonnes 2 Neutrinos tau sont détectés par année au Gran Sasso à laide dun détecteur de 1800 tonnes p + C (interaction) + désintegration + +

5 CNGS - Site au CERN Meyrin Prévessin-Moens SPS LHC faisceau de protons cible, cornes magnétiques faisceau de neutrinos Tube de désintegration

6 Histoire de Neutrinos ( 1930: W. Pauli émet léxistence du neutrino pour expliquer le spectre en énergie de la désintégration béta (neutron proton + électron + neutrino). 1932: Enrico Fermi reprend lhypothèse du neutrino et élabore sa théorie de la désintégration béta (interaction faible). 1936: C. Anderson découvre la particule muon (appelée parfois électron lourd). 1956: C. Cowan and F. Reines découvrent le neutrino electron – Project Poltergeist. 1963: J. Steinberger, L. Lederman, M. Schwartz découvrent le neutrino muon. 1975: Au Stanford Linear Collider la particule tau est découverte. 1987: Dénormes détecteurs souterrains deau liquide, installés dans la mine Kamioka au Japon et dans la mine de sel Morton-Thiokal aux USA, détectent les premiers neutrinos dun Supernova 1987A. 1989: Les expériences au CERN et Stanford, USA montrent qu'il n'existe que trois familles de neutrinos. 1998: Lexpérience Super-Kamiokande au Japon montre les premières indications de loscillation des neutrinos. 2000: Lexperience DONUT au Fermilab, USA découvre le neutrino tau.

7 Détecteurs de Neutrinos Super- Kamiokande, Japon: Un détecteur de tonnes deau, 1000 m sous terre. Les détecteurs de neutrinos sont composés d'une grande quantité de matériaux situés dans une caverne souterraine (pour les protéger du rayonnement cosmique). Mine dor de Homestake, South Dakota, USA. Le détecteur contient 617 tonnes de tétrachloroéthylène. OPERA, Laboratoire du Gran Sasso, Italie: Le détecteur est fait de briques de plomb lourd/émulsions photographiques. Au total: briques = 1800 tonnes.

8 neutrinos/seconde = 4·10 14 /s provenant du soleil traversent notre corps. En 100 ans, seulement 1 neutrino interagit dans notre corps ! On aurait besoin dun bloc de plomb dune épaisseur de = mètres pour arrêter la moitié des neutrinos provenant du soleil. Neutrinos du Soleil

9 Les neutrinos sont partout parmi nous... Neutrinos de la terre: Cette radioactivité naturelle correspond à centrale nucléaire (6 millions) par seconde et par cm 2. Chaque personne est émettrice de neutrinos: (340 millions) par jour. (20 milligrammes de potassium 40 K radioactif dans notre corps). Phénomènes cosmologiques: Neutrinos de Supernova (explosion détoiles) Neutrinos cosmiques : énergie très basse, partout dans lunivers: 330 neutrinos par cm 3. Neutrinos du soleil: (réactions nucléaires) (4x10 14 ) par seconde.


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