Quelques remarques et souvenirs à propos du Prix Nobel de Physique 2015 (et 2002) Michel Spiro 4, Novembre 2015

Prix Nobel 2015 version SFP Le 6 octobre 2015, le prix Nobel de physique a été décerné au Japonais Takaaki Kajita et au Canadien Arthur B. McDonald pour la découverte des oscillations de neutrinos. Cette découverte implique que les neutrinos sont massifs et montre que le modèle standard de la physique des particules est (sans doute) incomplet, ouvrant ainsi de nouvelles pistes de recherche de physique au-delà du modèle standard. Aussi, en résolvant la vieille énigme du flux des neutrinos solaires électroniques, dont la mesure était bien plus faible que les prédictions astrophysiques, cette découverte a permis de réconcilier astrophysique et physique des particules pour l’étude du soleil.

Takaaki Kajita de la Collaboration Super-Kamiokande, détecteur géant de neutrinos au Japon, a présenté en 1998 des résultats prouvant l’oscillation en une autre saveur des neutrinos muoniques (ν μ ) dits atmosphériques, produits dans les désintégrations des muons et des pions issus de l’interaction des rayons cosmiques avec l’atmosphère terrestre. En 2001, la collaboration de l’Observatoire de Neutrinos de Sudbury(SNO), dirigée par Arthur B. Mc Donald, prouve l’oscillation des neutrinos électroniques (ν e ), produits dans les réactions thermonucléaires au cœur du soleil, en neutrinos de l’une des deux autres saveurs (ν μ ou ν τ ), et qui n’étaient pas détectés par les expériences précédentes (observant donc un déficit de ν e ).

Mais l’aventure ne fait que commencer: les oscillations de neutrinos sont un outil d’exploration prodigieux au coeur du vaste programme d’étude de ces particules élémentaires quasiment insaisissables. En France, environ une centaine de chercheurs et autant d’ingénieurs et techniciens du CNRS et du CEA se dédient à cette recherche. Ils se répartissent sur plusieurs laboratoires dans différentes régions en France, et travaillent sur plusieurs projets expérimentaux internationaux.

Prix Nobel 2002 version officielle

Water Cerenkov detector: Kamiokande high energy (compared to rest mass) - produces cerenkov radiation when traveling in water (can get direction) xx xx ee ee Z neutral current (NC) ee ee ee ee charged current (CC) WW Are the neutrinos really coming from the sun ? Masatoshi Koshiba

Neutrino image of the sun by Kamiokande – next step in neutrino astronomy Astronomy Picture of the Day June 5, 1998

First experimental detection of solar neutrinos: 1964 John Bahcall and Ray Davis have the idea to detect solar neutrinos using the reaction: 1967 Homestake experiment starts taking data 100,000 Gallons of cleaning fluid in a tank 4850 feet underground 37 Ar extracted chemically every few months (single atoms !) and decay counted in counting station (35 days half-life) event rate: ~1 neutrino capture per day ! 1968 First results: only 34% of predicted neutrino flux ! solar neutrino problem is born - for next 20 years no other detector ! Neutrino production in solar core ~ T 25 nuclear energy source of sun directly and unambiguously confirmed solar models precise enough so that deficit points to serious problem

Ray Davis

La réaction 71 Ga(  e,e) 71 Ge (E thr = 233 keV) EC  = 16.5 d 71 Ga 71 Ga(  e,e) 71 Ge (E thr = 233 keV) EC  = 16.5 d 71 Ga L’origine du signal pp + pep73 SNU (55 %) 7 Be35 SNU (27 %) CNO 8 SNU ( 8 %) 8 B13 SNU (10 %) Tot 129 SNU +9 –7 1  pp + pep73 SNU (55 %) 7 Be35 SNU (27 %) CNO 8 SNU ( 8 %) 8 B13 SNU (10 %) Tot 129 SNU +9 –7 1  Le signal attendu (SSM) Le signal attendu (SSM) 1.2  int. per day, but due to decay during exposure + ineff., 9 71 Ge decay detected per extraction (28 days exposure) 1.2  int. per day, but due to decay during exposure + ineff., 9 71 Ge decay detected per extraction (28 days exposure) Le schéma de l’expérience GALLEX (Italie, Allemagne, France..)

GeCl 4 volatile en solution acide dans 100 t of Ga 3 Cl in sol. Flux d’Azote N= N 0 exp(-f Vgas/Vsol) GeCl 4 volatile en solution acide dans 100 t of Ga 3 Cl in sol. Flux d’Azote N= N 0 exp(-f Vgas/Vsol) See f.i. PL B490(2000)16 PL B314(1993)445 See f.i. PL B490(2000)16 PL B314(1993)445 Opération de l’appareillage t0t0 In synthesis lab Add 1 mg of carrier Extract GeCl 4 12 h Wait d for SR 1 d for blanks GeCl 4 GeH 4 + Xe in counter V =1cc 10 h In tank Counter in shielding 6 months Stop counting Remove counter Extraction

GALLEX - GNO Davis plot GALLEX 65 solar runs GNO 58 solar runs

51 Cr Source 1/ 2 - 5/2 - 3/ keV 175 keV g.s. 71 Ge Strength63.4 PBq69.1 PBq R (meas/expt)1.01 ±11.5% 0.84 ±11.5% 0.93 ± 0.08 [0.91 ± 0.08] Energy (keV) 51 Cr 7 Be % % % % % %

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Prix Nobel 2015 version officielle The Nobel Prize in Physics 2015 recognises Takaaki Kajita in Japan and Arthur B. McDonald in Canada, for their key contributions to the experiments which demonstrated that neutrinos change identities. This metamorphosis requires that neutrinos have mass. The discovery has changed our understanding of the innermost workings of matter and can prove crucial to our view of the universe.

The Heavy Water reactions SNO is sensitive to three different neutrino reactions in Heavy Water: – Charged Current (CC): Only electron flavour Strong Energy Correlation – Neutral Current (NC): All flavours Neutron capture on D releases gamma that compton scatters electron – Elastic Scattering (ES): Mostly electron flavour Strong directional sensitivity, low statistics

The solution: neutrino oscillations Neutrinos can change flavor while travelling from sun to earth The arguments: 1. SNO solar neutrino experiment – measure NC and CC separately ! uses three reactions in heavy water: (Cerenkov) (n-capture by 35 Cl - g scatter - Cerenkov) (Cerenkov) CC NC ES key: NC independent of flavor - should always equal solar model prediction if oscillations explain the solar neutrino problem Difference between CC and ES indicates additional flavors present

The Three Phases of SNO Phase I: Pure D 2 0 – Measurement of all three reactions, but NC signal can only be extracted with “Energy Constrained” fit Phase II: Salt (NaCl) – Neutron capture cross-section increased as well as energy released from capture (2.5 gammas on average) – The increase in isotropy of Cherenkov light from NC significantly increases the statistical separation between CC and NC (energy unconstrained) Phase III: The Neutral Current Detectors – Designed to independently measure the NC flux – Addition of 40 3 He proportional counters to count neutrons – Ended November 28 th 2006 !

Sudbury Neutrino Observatory

Puzzle solved 2001 … With SNO results:  BUT: SNO and Super K see only 8 B s  need to know precisely the 0.02% 7 Be(p,  ) branch and therefore the 7 Be(p,  ) rate to calculate expected rate !

Results from Salt Phase 2002 Energy Spectrum Total Flux Mixing Parameters: -Δm 2 = (8 ± 0.5) x10 -5 eV 2 -θ = (33.9 ± 2.3)° (With KAMLAND data!)

2. Indication for neutrino oscillations in three other experiments: 1998 Super Kamiokande reports evidence for   -->   oscillations for neutrinos created by cosmic ray interaction with the atmosphere 2003 KamLAND reports evidence for disappearance of electron anti neutrinos from reactors 3.There is a (single) solution for oscillation parameters that is consistent with all solar neutrino experiments and the new KamLAND results more arguments for neutrino oscillation solution: KamLAND: Reactor prouduces from beta decay of radioactive material in core: Detection in liquid scintillator tank in Kamiokande mine ~180 km away check whether neutrinos disappear 2003 K2K reports evidence for disappearance of muon neutrinos in Super K produced at KEK proton synchrotron 250 km away confirming   -->   oscillation parameters needed to explain atmospheric neutrinos.

K. Eguchi, PRL 90 (2003) dashed: Best fit: LMA sin 2 2  =0.833,  m 2 =5.5e-5 eV 2 shaded: 95% CL LMA from solar neutrino data 2003 Results:

 Consistent solution for neutrino mixing from solar neutrino detectors and KamLAND Again: Solar contours depend on 7 Be(p,  ) reaction rate !!!

Atmospheric ν μ disappearance 1996

Frejus 1996

IIIIIIII IIIIIIII I Frejus 

1998 Super-Kamiokande

Absolute Mass Limits:  e : t-endpoint: mν e < ~4 eV 1987A arrival time vs. energy: m  e < 11 eV   : π+ μ++ν μ at PSI: mν μ < 170 keV ν τ : mν τ < 23 MeV BUT: Cosmology: Sum of masses of all ν’s < 0.71 eV With Δm 2 ’s: heaviest  eV – 0.23 eV but 2 hierarchies possible: Summary of some neutrino properties

Ne pas oublier Yoji Totsuka qui participa en leader à Kamiokande et lança SuperKamiokande (décéda alors qu’il était devenu directeur de KEK) Larry Sulak, pionnier de la technique des détecteurs Cerenkov à eau et lança IMB, prédécesseur de Kamiokande Till Kirsten, leader de GALLEX

Autres activités neutrinos des français à cette époque Les neutrinos des réacteurs: ILL (Cavaignac), Bugey 1, 2, 3, (Desclais, Bouchez), Chooz (Desclais)  Double Chooz et Daya Bay La recherche du Double Beta (Frejus, Jullian) Plus récemment Antarès (JJ Aubert), Opera (Desclais) et l’implication dans T2K La saga des neutrinos est loin d’être terminée!!