D.Vignaud 18.10.02 « Vendredis » du PCC Prix Nobel Physique 2002 Raymond Davis Jr (Philadelphie, USA) et Masatoshi Koshiba, (Tokyo, Japon) ”pour leurs travaux pionniers dans le domaine de l’astrophysique, en particulier pour la détection des neutrinos cosmiques” Riccardo Giacconi (Washington, DC, USA) ”pour des travaux pionniers dans le domaine de l’astrophysique qui ont conduit à la découverte des sources cosmiques de rayons X”.

Le spectre électromagnétique La « lumière » Le spectre électromagnétique Longueur d’onde (m) Astro gamma (®1015 eV) Energie (eV)

Le spectre électromagnétique La « lumière » des photons Le spectre électromagnétique

Le spectre électromagnétique La « lumière » des photons Le spectre électromagnétique R.Giacconi, H.Gursky, F.Paolini and B.Rossi Evidence for X rays from sources outside the solar system Phys. Rev. Lett. 9 (1962) 439 Compteurs Geiger dans une fusée qui a monté jusqu’à 225 km altitude. 350 secondes de prise de données ! R.Giacconi

La « lumière » des neutrinos

La « lumière » des neutrinos R.Davis M.Koshiba

Premiers neutrinos extraterrestres Naissance de l’astronomie neutrino n + Z ® e + (Z+1) « The experiment with chlorine for example would consist in irradiating with neutrinos a large volume of chlorine or C2Cl4, for a time of the order of one month, and extracting the radioactive argon-37 by boiling. The argon-37 would be put inside a small counter … » 1946 B.Pontecorvo (Chalk River Report PD-205) 1949 L.Alvarez (UCRL 2328) 1955 R. Davis 1964 R.Davis & J.Bahcall 1968 R.Davis & J.Bahcall : neutrinos solaires à Homestake 1979 M.Koshiba : construction de Kamiokande (Kamioka Nucleon Decay Experiment) 1987 Supernova SN1987A 1989 Neutrinos solaires à Kamioka Premiers neutrinos extraterrestres Naissance de l’astronomie neutrino

1964

20 mai 1968

20 mai 1968

65 milliards de neutrinos Expérience « chlore » de Homestake ne 65 milliards de neutrinos par cm2 par seconde 600 tonnes C2Cl4

65 milliards de neutrinos Expérience « chlore » de Homestake ne e 37Cl 65 milliards de neutrinos par cm2 par seconde 37Ar 600 tonnes C2Cl4 1 fois par jour : ne + 37Cl ® 37Ar + e

Expérience « chlore » de Homestake He + Ar He Tous les 2 mois : extraction de l’argon pompe 1 mg 36Ar 600 tonnes C2Cl4 He He + Ar piège à charbon de bois (70 K)

Expérience « chlore » de Homestake Tous les 2 mois : extraction de l’argon 600 tonnes C2Cl4 Compteur proportionnel argon

Compteur proportionnel rempli avec l’argon (1 cm3) Désintégration de l’argon 37 Compteur proportionnel rempli avec l’argon (1 cm3) 37Ar ® 37Cl (capture électronique) T1/2 = 35 jours

pic de désintégration de l’37Ar

Taux de production d’37Ar : 0,5 par jour pic de désintégration de l’37Ar signal Taux de production d’37Ar : 0,5 par jour

1998 2,56 ± 0,16 (stat.) ± 0,16 (syst) SNU Prédictions des modèles : 7-8 SNU

1 atome d’argon dans 600 tonnes de C2Cl4 1 grain de sable dans une pyramide de 1000 km 1000 km

1963 : prototype 1966 : construction 1970 : le détecteur

Mine de Homestake (Dakota du Sud)

Histoire de Kamioka(nde) 1978 : Effervescence autour de la durée de vie du proton 1979 : Les japonais, sous la houlette de M.Koshiba, proposent un détecteur Cerenkov de 3000 tonnes dans la mine de Kamioka

Histoire de Kamioka(nde) 1978 : Effervescence autour de la durée de vie du proton 1979 : Les japonais, sous la houlette de M.Koshiba, proposent un détecteur Cerenkov de 3000 tonnes 1983 : Démarrage de Kamioka (seuil 100 MeV) 1986 : Amélioration du détecteur pour descendre le seuil au-dessous de 10 MeV) Janvier 1987 : le détecteur est prêt ! 23 février 1987 : les neutrinos de la supernova arrivent ! 1989 : Premiers résultats sur les neutrinos solaires

65 milliards de neutrinos Expérience Kamioka ne 65 milliards de neutrinos par cm2 par seconde 3000 tonnes d’eau

65 milliards de neutrinos Expérience Kamioka ne ne + e ® ne + e 65 milliards de neutrinos par cm2 par seconde électron PM q

Expérience Kamioka ne ne + e ® ne + e électron PM q cosq

Expérience Kamioka ne ne + e ® ne + e 1989 électron PM q cosq

Grand Nuage de Magellan (150 000 années-lumière)

Grand Nuage de Magellan (150 000 années-lumière) 23 février 1987 : mort d’une étoile, Sanduleak 69202

23 février 1987 Mine de Kamioka 2h47 4h34 6h37 7h32

23 février 1987 Mine de Kamioka 2h47 4h34 6h37 7h32

23 février 1987 Mine de Kamioka 1058 neutrinos émis par SN1987A 450 1015 ont traversé le détecteur Kamiokande 12 interactions en 10 secondes ! 2h47 4h34 6h37 7h32

La mort ! La vie ! 150 000 ans ! 8 minutes ! Kamioka : les neutrinos témoins de la vie et de la mort des étoiles … et ce n ’est pas un prix Nobel de Biologie

Histoire de Kamioka(nde) 1978 : Effervescence autour de la durée de vie du proton 1979 : Les japonais, sous la houlette de M.Koshiba, proposent un détecteur Cerenkov de 3000 tonnes 1983 : Démarrage de Kamioka (seuil 100 MeV) 1986 : Amélioration du détecteur pour descendre le seuil au-dessous de 10 MeV) Janvier 1987 : le détecteur est prêt ! 23 février 1987 : les neutrinos de la supernova arrivent ! 1989 : Premiers résultats sur les neutrinos solaires 2002 : Récompense

Les supernovae et les neutrinos Qu'est-ce qu'une supernova ? C'est un événement dramatique ! A la fin de leur vie, les étoiles massives deviennent instables. Leur cœur s'effondre en quelques secondes et elles explosent. Luminosité maximum : 109 L Energie totale relâchée : ~ 1053 ergs (1% observée - 99% sont des neutrinos) Supernovæ de type II - M > 8 M Ces étoiles massives évoluent vers des supergéantes rouges ou bleues Des réactions nucléaires produisent des éléments de plus en plus lourds ® 56Fe Quand le cœur de fer atteint la masse de Chandrasekhar (1.4 M), il s'effondre. Pendant l'effondrement : e-p ® ne . A 10 km de rayon, le cœur se raidit et explose, l'onde de choc balayant le manteau. Les neutrinos s'échappent en emportant l'énergie : eB = -G(M2/R) = 2,7 1053 ergs (M/M )2

Quelques nombres 1058 neutrinos émis par SN1987A 450 1015 ont traversé le détecteur Kamiokande Nombre total e détectés par Kamiokande :

chlore GALLEX / GNO SAGE Kamioka SuperKamioka SNO Borexino Future 1970 2000 1980 1990 1995 1985 1975 2005 chlore ? GALLEX / GNO SAGE ? Kamioka SuperKamioka SNO Borexino Future radiochemical radiochemical

Pourquoi le prix Nobel 2002 ? A suivre ! Découverte de nouvelles sources astrophysiques (dans le spectre des « photons X » et dans celui des neutrinos) Récompense de « pionniers » Côté neutrinos Neutrinos solaires : témoins de la « vie » des étoiles (preuve que l’énergie du Soleil est bien liée à des réactions nucléaires) Neutrinos de supernovae : témoins et acteurs de la « mort » des étoiles massives A suivre !

Sketch of the post-collapse stellar core during the neutrino heating and shock revival phase frontier between n cooling and n heating neutrinosphere shock protoneutron star The shock expansion is impeded by mass infall at a rate M, but supported by convective energy transport from the region of strongest n heating into the post-shock layer. Convection inside the nascent neutron star raises the n luminosities. H.T.Janka et al., astro-ph/0103015