Physique d’Astroparticule J. Brunner

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1 Physique d’Astroparticule J. Brunner
6eme cours Neutrinos & rayons cosmiques

2 Plan de cours (24 h) 19/12/06 (mar) 4h 8:00 – 12:00 JB
22/01/07 (lun) 4h 8:00 – 12:00 JB 25/01/07 (jeu) 2h 8:00 – 10:00 JB 31/01/07 (mer) 4h 8:00 – 12:00 EK 07/02/07 (mer) 4h 8:00 – 12:00 EK 09/02/07 (ven) 2h 16:00 –18:00 JB 09/03/07 (ven) 2h 8:30 – 10:30 Examen Concepts generaux (univers, rayonnement, matiere) Relativité restreint

3 Physique du neutrino

4 Remarques générales Pas de structure connue Très faible masse Pas de charge Pas de couleur Interagissant par interaction faible seulement  Très faible section efficace

5 Libre parcours moyen pour un neutrino de 1 MeV -> ~ 1 année lumière dans le Fer

6 Neutrinos cosmologiques
Neutrinos solaires bouffeesNeutrinos supernova Anti-neutrinos terrestres Anti-neutrinos centrales nucleaires Fond diffus des supernovas Neutrinos atmospheriques Neutrinos quasars

7 Particules les plus abondantes dans l’univers apres le photons
neutrinos cosmologiques 300 n / cm3 a 2 K ( 0.5 meV) ( ) neutrinos solaires n / cm2 / s ( sur Terre )

8 Préhistoire Radioactivite

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12 Solutions ( mauvaises )
Rutherford : Electrons must be losing energy on their way out of the sample by scattering with other atoms. Bohr Energy in the beta decay is not conserved! Maybe still conserved statistically, but not on an event-by-event basis. Pretty unpleasant idea Not a complete solution, anyway - Conservation of momentum violated too? - The accounting of spin before and after beta decay angular momentum conservation violated.

13 Solutions ( c’est la bonne )
Pauli.s Letter of Dec. 4, 1930 Dear Radioactive Ladies and Gentlemen, As the bearer of these lines, to whom I graciously ask you to listen, will explain to you in more detail, how because of the "wrong" statistics of the N and Li6 nuclei and the continuous beta spectrum, I have hit upon a desperate remedy to save the "exchange theorem" of statistics and the law of conservation of energy. Namely, the possibility that there could exist in the nuclei electrically neutral particles, that I wish to call neutrons [Fermi later called these “neutrinos”], which have spin 1/2 and obey the exclusion principle and which further differ from light quanta in that they do not travel with the velocity of light. The mass of the neutrons should be of the same order of magnitude as the electron mass and in any event not larger than 0.01 proton masses. The continuous beta spectrum would then become understandable by the assumption that in beta decay a neutron is emitted in addition to the electron such that the sum of the energies of the neutron and the electron is constant... I agree that my remedy could seem incredible because one should have seen these neutrons much earlier if they really exist. But only the one who dare can win and the difficult situation, due to the continuous structure of the beta spectrum, is lighted by a remark of my honoured predecessor, Mr Debye, who told me recently in Bruxelles: "Oh, It's well better not to think about this at all, like new taxes". From now on, every solution to the issue must be discussed. Thus, dear radioactive people, look and judge. Unfortunately, I cannot appear in Tubingen personally since I am indispensable here in Zurich because of a ball on the night of 6/7 December.

14 Detection n + p ---> e+ + n Ek n + p ---> d + 2.2 MeV
g g ( 2x 500 keV)

15 Les premieres idees

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17 Le problème de la masse du neutrino
(en GeV) Neutrino seul fermion neutre Neutrino Majorana bonne explication au problème de la petite masse (peut être)

18 Masse

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20 ====> nucléosynthèse primordiale
Dans le modèle standard cosmologique ( Hot Big Bang ) plusieurs réactions nucléaires ont lieu quand l’Univers est age de quelques secondes a quelques minutes. Ces éléments sont  le 2D, 3He, 4He, et 7Li. ====> nucléosynthèse primordiale L’abondance des éléments formes est fonction du nombre de baryons par photon ainsi que du taux d’expansion de l’Univers a cette période. L’expansion est a son tour fonction du nombre de particules relativistes présentes soit du nombre de photons et du nombre de neutrinos. Connaissant la densité de baryons et le nombre de familles de neutrinos nous pouvons retrouver les abondance des éléments légers ( mesurables aujourd’hui )

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22 Nombre de familles de neutrinos : 3 – 4 !
Déduit il y a 25 ans !!

23 La détection des neutrinos du soleil

24 Dépendance en temps

25 Solar neutrinos Total loss 2.3 % Nn ~ 2 . 1038 s-1 (ne - pp )
p + p -> 2H + e+ + ne (ne - pp ) p + e- + p -> 2H + ne <En> = 0.27 MeV 0.4 % (ne - pep ) 99.6 % 2H + p -> 3He + g En = 1.44 MeV % 85 % 3He + 3He -> 4He + 2p 3He + p -> 4He + e+ + ne 15 % (ne - hep) pp I loss ~ 2% 3He + 4He -> 7Be + g En = 9.63 MeV 0.13 % 99.87 % (ne - 7Be) 7Be + e- -> 7Li + ne 7Be + p -> 8B + g En = 0.39, 0.86 MeV 7Li + p -> 2 4He 8B -> 8Be* + e+ + ne (ne - 8B) <En> = 6.74 MeV pp II loss 4% 8Be* -> 2 4He pp III loss 28% Total loss 2.3 % Nn ~ s-1

26 Spectre neutrinos

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29 . 1964 Ray Davis propose de detecter les n du soleil
37Cl + ne Ar + e- . : seulement 34 % des neutrinos attendus ! Et ceci pendant 20 ans Problème du neutrino solaire

30 Detection Radio-chimie ne +Z-1A  e- + ZA* Selection du seuil
ne +37Cle- + 37Ar E>0.8MeV ne +71Gae- + 71Ge E>0.233 MeV

31 Cl experiment (ne + 37Cl  e- + 37Ar)
Mass = 615 tons C2Cl4 (2.16 x 1030 Cl-atoms) SSM ~ Ar atoms/day Threshold MeV Depth = 1500 m (4850 ft) Background CR-37Ar = (0.080.03) atoms/day Extraction efficiency % ± 3%/run 37Ar half life 35 days Counting efficiency ~40% ± 2.5% No time information No spectrum information Observed/Predicted =0.27±0.04 8.1 1.1 7Be 8B 2.56 ±0.23 6.1 37Cl 7Be+8B=7.3SNU (1 SNU =10-36captures /sec)

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34 SNU ( Solar Neutrino Unit)
 captures/s/noyau

35 Ga Experiments (ne + 71Ga 71Ge+e-) (GALLEX/GNO,SAGE)
GALLEX/GNO 30.3 ton Gallium SSM Ge atoms/day SAGE 50 ton metallic Ga Threshold = 233 keV Counting eff % 71Ge half life= days Extraction efficiency (3-4 weeks) 99% GALLEX/GNO 0.58±0.05 SAGE 0.59±0.06 ( ) 128 Be (1990 -) 78 +8 -7 74 ±7 B pp SAGE Ga GALLEX (+GNO) exp / SSM pp sensitive

36 GALEX

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39 Detection 2. Detection du recul SK, SNO - Information temps, direction
- E>5 MeV - Information temps, direction Day/Night, Zenith, seasonal Energie evenements Distortion spectre Water Cherenkov n + e- --> n + e-

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41 Kamiokande Super - Kamiokande 3000 t H2O, 680 t vol. fiduciel, 948 PM
( Jan Fev ) 3000 t H2O, 680 t vol. fiduciel, 948 PM Seuil : MeV --> 8B FKam = 2.82 x 106 cm-2 s-1, FSSM = 5.05 x 106 cm-2 s-1 Super - Kamiokande ( ) 50 kt H2O, kt vol. fiduciel ( 41.4 m haut, 39.9 m diametre 11,200 PM ( 50 cm diametre ) Resol. energie 2.5% (a 1 GeV) ～16% (a 10 MeV) Seuil 5 MeV

42 Détection des neutrinos
du soleil Super Kamiokande T eau Photo-Multiplicateur 41.4 m 40 m Lumière Cherenkov

43 Détection directe des neutrinos
Accès à la direction du neutrino n e- n e- n e- n e- n e- n e- e- n n e-

44 Détection directe des neutrinos
Déplacement d’une particule chargée dans un milieu transparent e- Effet Cherenkov V_e- > V_lumiere ( dans le milieu ) 42o dans l’eau Direction de l’électron

45 plus vite que la lumiere dans l’eau => Lumiere Cherenkov
Lorsqu’on se déplace plus vite que le son dans l’air Lorsqu’on se deplace plus vite que la lumiere dans l’eau => Lumiere Cherenkov Réacteur nucléaire

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48 Trace muon 0.5 MeV

49 Timing

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53 Nov ~7000 PMT　broken July 2002

54 Resultat 31/05/ /07/2001 ( 1496 j) solar neutrinos (14.5 evts/j ) 8B flux : ( x 106 cm-2 s-1) Data / SSM =

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56 Yearly Variation of SK Rate
Michael Smy, UC Irvine

57 Daily Variation of SK Rate

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60 La Roue cosmique Mesurer la partie du rayonnement cosmique qui arrive à la surface de la terre avec une manip transportable et utilisable dans les lycées

61 Rappel tm = 2.2 ms

62 Source naturelle de particules de haute énergie
Muons cosmiques Source naturelle de particules de haute énergie 100 m / m2 /sr / sec Origin: phénomènes cosmiques violents

63 Identification des muons
Mesure des signaux correllées dans plusieurs détecteurs

64 Alimentation Haute tension Rouleaux Photomultiplicateurs Cartes electroniques Digitisations des pulses Scintillateurs plastiques

65 Traitment des signaux Labview

66 Taux de comptage Parametres d’affichage compteur Derniere valeur

67 Qu’est ce que l’on peut faire avec ?
Distribution angulaire des muons Mesure de flux de muons tests statistiques Mesures avec des source radioactive Densimétrie atmosphérique Coïncidence versus coup isolé

68 End