Borexino le Soleil et la Terre Daniel Vignaud (APC Paris) IRFU/SPP Saclay 5 décembre 2011

n n n n

But principal de Borexino : détection des neutrinos solaires du « béryllium-7 » Proposal (Italie, Allemagne, USA) : 1991 Prototype et construction : 1994-2006 APC : 1999 Démarrage prise de données : mai 2007

Borexino le Soleil et la Terre Quelques rappels sur le Soleil Les neutrinos solaires avant Borexino Borexino Les neutrinos du Soleil : 7Be, 8B, pep, CNO Les géoneutrinos Le futur

Borexino le Soleil et la Terre Quelques rappels sur le Soleil Les neutrinos solaires avant Borexino Borexino Les neutrinos du Soleil : 7Be, 8B, pep, CNO Les géoneutrinos Le futur

Température au centre : 15 106 degrés p + p ® d + e+ + ne Le Soleil cœur zone radiative convective Composition : 73% hydrogène (H) 25% hélium (He) 2% autres éléments 8 4 2 température T (106 K) Energie du Soleil : cycle compliqué de réactions nucléaires Bilan énergétique : 4 protons + 2 électrons ® hélium-4 + 2 neutrinos + 4 10-12 W

Réactions nucléaires dans le Soleil npp p + p ® 2H + e+ + ne 3He + 3He ® 4He + 2p 3He + 4He ® 7Be + g 2H + p ® 3He + g 100% 85% 15% 7Be + e- ® 7Li + ne 7Li + p ® 4He + 4He 15% nBe 7Be + p ® 8B + g 8B ® 8Be + e+ + ne 8Be ® 4He + 4He 0,02% nB nB

Réactions nucléaires dans le Soleil npp p + e- + p ® 2H + ne 0,4% npep p + p ® 2H + e+ + ne 2H + p ® 3He + g 100% 85% 3He + p ® 4He + e+ + ne 2 10-5 nhep 15% 3He + 3He ® 4He + 2p 3He + 4He ® 7Be + g 15% 0,02% nBe 7Be + e- ® 7Li + ne 7Be + p ® 8B + g nB nB 7Li + p ® 4He + 4He 8B ® 8Be + e+ + ne 8Be ® 4He + 4He

Réactions nucléaires dans le Soleil cycle CNO 12C : catalyseur 12C + p ® 13N + g 13N ® 13C + e+ + ne 13C + p ® 14N + g 14N + p ® 15O + g 15O ® 15N + e+ + ne 15N + p ® 12C + 4He nN nO nB

Production d’énergie dans les étoiles cycle CNO cycle pp 1 10 100 1000 Température de l’étoile (106 K) Competition between the pp chain and the CNO cycle as a function of the stellar temperature. For the Sun, the pp chain is still dominant.

Spectre en énergie des neutrinos solaires SuperK, SNO Chlore Borexino Gallium LENS TPC Energie des neutrinos (MeV) Spectres continus : cm-2s-1MeV-1 Raies monoénergétiques : cm-2s-1 Flux 102 106 1010 1 10 0,1 pp 7Be pep 8B hep

Spectre en énergie des neutrinos solaires SuperK, SNO Chlore Borexino Gallium LENS TPC Energie des neutrinos (MeV) Spectres continus : cm-2s-1MeV-1 Raies monoénergétiques : cm-2s-1 Flux 102 106 1010 1 10 0,1 pp 13N 15O pep 7Be 8B hep

Prédictions du modèle standard du ¤ Flux (cm-2 s-1) GS98 (High met.) AGS09 (Low met.) Error pp (1010) 5.98 6.03 0.6% pep (108) 1.44 1.47 1.2% 7Be (109) 5.00 4.56 7% 8B (106) 5.58 4.59 14% 13N (108) 2.96 2.17 15O (108) 2.23 1.56 15% Exp. radiochim. (SNU) Chlore 8.5 6.9 10% Gallium 128 121 6% SNO 40 ans de modélisation Z/X 0.0229 0.0178 J.N.Bahcall, M.Pinsonneault, S.Basu, astro-ph/0010346, Ap. J. 555 (2001) 990 A.M. Serenelli, W.C. Haxton, C. Pena-Garay, arXiv:1104.1639 S.Turck-Chièze et al., Ap. J. Lett. 555 (2001) L69 S. Turck-Chièze and S. Couvidat, Rep. Prog. Phys. 74 (2011) 086901 Meilleure détermination de la métallicité mais mauvais accord avec l’héliosismologie

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L’expérience « pionnière » au chlore 1970 : le détecteur Radiochimique Sensible aux neutrinos Be et B Résultat : 2.56 ± 0.20 SNU 1/3 des modèles solaires (7.6 ± 1.2 SNU) Homestake mine (South Dakota) 600 tons of C2Cl4 ne + 37Cl ® 37Ar + e- 37Cl (T1/2=35 d) B.T.Cleveland et al., Ap. J. 496 (1998) 505

GALLEX : détection radiochimique des neutrinos solaires primordiaux L = 150 millions km <E> = 1 MeV 30.3 tonnes de gallium en solution aqueuse : GaCl3 + HCl ne + 71Ga ® 71Ge + e- 65 109 neutrinos solaires/cm2/s Þ 1,2 atome de 71Ge par jour dans 30 tonnes de gallium seuil = 233 keV désintégration 71Ge par capture électronique * capture L : 1.17 keV * capture K : 10.37 keV Détecteur européen GALLEX (Gran Sasso)

GALLEX/GNO : les résultats 56% des neutrinos solaires attendus (128 ± 8) SNU Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 118 (2003) 33

sensible aux neutrinos B SuperKamiokande 50 000 tonnes d’eau cosq neutrino ne + e- ® ne + e- électron q E > 5 MeV sensible aux neutrinos B

Asymmetry = (N-D) / 0.5 (N+D) = SuperKamiokande 45% des neutrinos solaires attendus ! Soleil : 5 ± 1 Flux measured for 8B n : (2.32 ± 0.03 (stat.) ± 0.08 (syst.)) 106 cm-2 s-1 Day : (2.28 ± 0.04 (stat.) ± 0.08 (syst.)) 106 cm-2 s-1 Night : (2.36 ± 0.04 (stat.) ± 0.08 (syst.)) 106 cm-2 s-1 Asymmetry = (N-D) / 0.5 (N+D) = 0.033 ± 0.022 (stat.) ± 0.013 (syst.)) [1.3 s from 0] Effet jour-nuit ? hep-ex/0103032

résultats et prédictions Neutrinos solaires : résultats et prédictions chlore chlore SuperK gallium Printemps 2001

Pas de 7Be Lancement de Borexino Difficultés pour les solutions astrophysiques avant SNO : où sont passés les n du béryllium ? SSM Expériences Pas de 7Be Lancement de Borexino - N.Hata and P.Langacker, hep-ph/9811460

Sudbury Neutrino Observatory (SNO) 1000 tons D2O (target) 7000 tons H20 (shield) 9600 8’’ PM for Cerenkov light Canada-USA-GB Collaboration cosq Juin 2001 (CC) 11 events / day (NC) 3 to 9 ev. / day (elastic sc.) 1 ev./day n detection E > 4-5 MeV sensible aux neutrinos B

Summary of SNO results (2006) [units : 106 cm-2 s-1] ne pp d e W n n,e e,n W,Z n (p) Z Sun : 5 ± 1 CC : 1.76 ± 0.11 NC : 4.94 ± 0.43 CC : 1.68 ± 0.10 ES : 2.35 ± 0.27 Phase avec du sel arXiv:1109.0763 ES : 2.39 ± 0.27 Pas d’oscillation : Flux total = ES = CC = NC Oscillation Flux total = CC + (ES-CC)*6 = NC ES(SK) : 2.32 ± 0.08 NC : 5.09 ± 0.63

Summary of SNO results ne ne nm,t ne nm,t CC ES ne nm,t NC

Résultats expérimentaux après SNO

Comment interpréter tout ça ? Les réactions nucléaires dans le Soleil ne produisent que des ne Les détecteurs de neutrinos solaires étaient (jusqu’à SNO) sensibles seulement (ou principalement) aux ne SNO a montré que les ne ont été (partiellement) transformés en nm ou nt et le mécanisme d’oscillation explique le déficit observé. Pour obtenir les paramètres de l’oscillation, on ajuste simultanément les réductions de flux de observées dans les expériences et les spectres. Les réactions nucléaires dans le Soleil ne produisent que des ne Les détecteurs de neutrinos solaires étaient (jusqu’à SNO) sensibles seulement (ou principalement) aux ne SNO a montré que les ne ont été (partiellement) transformés en nm ou nt et le mécanisme d’oscillation explique le déficit observé. Pour obtenir les paramètres de l’oscillation, on ajuste simultanément les réductions de flux de observées dans les expériences et les spectres.

Solutions MSW (avant SNO) SMA LMA LOW Dm2 (eV2) tan2q VAC Possibles grâce à l’effet MSW Bahcall, Krastev, Smirnov, hep-ph/0103179

Solutions MSW (après SNO) SMA LMA LOW Dm2 (eV2) tan2q VAC Bahcall, Krastev, Smirnov, hep-ph/0103179

Les neutrinos solaires et les paramètres d’oscillation 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 tan2q Données solaires + KamLAND 2005 : précision sur Dm212 Le fit inclut les données solaires jusqu’en 2005 : précision sur l’angle q12 nucl-ex/0502021 Phys. Rev. C72 (2005) 055502

Détection des antineutrinos de réacteurs (E~5 MeV) KamLAND (2002-2008) Détection des antineutrinos de réacteurs (E~5 MeV) Observé : 1609 événements Attendu : 2179 ± 89 événements sin2(2q12) = 0.87 Dm2 = 7.6 10-5 eV2 Phys. Rev. Lett. 100 (2008) 221803

ne solaires est modifié Survival probabilities with MSW effect Comment le spectre des ne solaires est modifié par l’effet MSW ?

Effet MSW : le cas du Soleil (LMA) Large Mixing Angle solution sin2(2q12) = 0.87 Dm2 = 7.6 10-5 eV2 0.9 0.8 1. 10. 1.0 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 En (MeV) P(ne ne) Borexino vacuum effect 1-0.5 sin22q12 0.57 MSW effect sin2q12=0.314 pp 7Be pep 8B

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Collaboration Borexino

Borexino n e ® n e 5 10-9 Bq/kg 5 10-9 Bq/kg 1 verre d’eau : 10 Bq Diffusion élastique n e ® n e Objectif n° 1 : neutrinos du 7Be Proposal : 60 événements / jour (sans oscillation) 10-40 (si oscillation) Gran Sasso (Italie) 50 fois plus de lumière que Tcherenkov Pas de directionalité Pas de distinction e- Soleil et e- radioactivité Scintillateur 5 10-9 Bq/kg 1 verre d’eau : 10 Bq Objectif : Gagner 10 ordres de grandeur 5 10-9 Bq/kg 1 verre d’eau : 10 Bq Objectif : Gagner 10 ordres de grandeur

Signal attendu dans Borexino (modèle standard + solution LMA) fenêtre Be fenêtre pep visible energy (MeV) 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 2 events / (day x 100 tons) 103 102 10 1 10-1 10-2 14C total pp ne ® ne Be B CNO pep

Laboratori Nazionali del Gran Sasso Abruzzes, Italie 120 km est de Rome 1000 m roche 1.2 m/m2/h Laboratori Nazionali del Gran Sasso

Borexino est situé sous la montagne du Gran Sasso (3800 m equivalent eau) Cible: 300 tonnes de liquide scintillant dans un nylon de 4,25 m de rayon 1er blindage: 900 tonnes de liquide non scintillant 2nd nylon (contre le radon) 2200 photomultiplicateurs regardant le centre 2nd blindage: 2100 tonnes d’eau 208 PMTs pour signer le passage d’un muon (veto)

Ennemi n°1 : radioactivité U, Th, 14C, … Le défi majeur est la réduction de la radioactivité naturelle But (utopique lors du proposal en 1992): ≤ 10-16g/g : Th, U equiv. 14C/12C ≈10-18. Idée : construire un prototype le “Counting Test Facility” (CTF) pour tester les méthodes de purification jusqu’à 5 10-16g/g U,Th equiv. Le CTF a fonctionné de 1996 à 2002

Zone d’intérêt pour le signal Les ennemis sont nombreux ! Zone d’intérêt pour le signal 0 0.5 1 1.5 2 2.5 210Po T1/2=138 jours 100% a Ea = 5,3 MeV Quenching f. dans PC: 13.4 Evis = 395 keV 40K T=1,25 106 ans 89% b 11% c.e. Emax = 1,311 MeV 11C Cosmogénique (m) T=20 min 100% b+ Emax = 0.96 MeV 1.02<Evis<1.98 MeV 14C T1/2=5730 ans 100% b Emax = 156 keV 85Kr T=10,7 ans ~100% b Emax = 0,687 MeV E (MeV)

Un cahier des charges rigoureux pour la propreté et la purification Scintillateur Volume central : PC + PPO (1.5 g/l) (longueur d’atténuation : ~ 7m) Volume extérieur et buffer : PC + DMP (5 g/l) PC : contrôle de la production et du transport, water extraction (eau ultra pure : U/Th equivalent:10-14g/g,222Rn<1 mBq/m3, 226Ra<0.8 mBq/m3), distillation (80 mbar, 900C), N2 stripping avec de l’azote ultra-pur (low Ar-Kr : 0.005 ppm Ar, 0.06 ppt Kr, <0.1 mBq/m3 de Rn). PPO : purifié à part (master solution, puis purification) Sélection des composants, surfaces électropolies et passivées, nettoyage (acide, eau ultrapure). Contrôle Rn dans le hall 40-120 Bq/m3. Toutes les opérations en salle propre: classes 10,100,1000; le détecteur lui-même est maintenu salle propre de classe 10000 Voile de nylon : effort spécifique (fabrication, transport, stockage, déploiement)

Bruits de fond 14C : 2.7 ± 0.6 10-18 14C/12C 238U - étude via les descendants du 222Rn : 214Bi-214Po Þ < 2 10-17 g/g 238U equivalent 85Kr Þ limite supérieure : 35 ev./jour/100 tonnes 210Bi Pas d’évidence directe Þ paramètre libre dans le fit

Sphère en acier vue de l’intérieur du “water tank”

Détecteur rempli de scintillateur (avril 2007)

2002-2007 : La traversée du désert Les premières données 15 mai 2007 : l’oasis est en vue (démarrage de l’expérience) Résultats préliminaires sur les neutrinos solaires du 7Be à la conférence TAUP 2007 2008-2009 : calibration du détecteur avec des sources radioactives. 2010-2011 : la moisson de résultats … à suivre

Le signal lumineux LY ≈ 500 p.e./MeV avant calibration La quantité de lumière (light yield) évaluée en fittant le spectre du 14C (endpoint = 156 keV) et comme paramètre libre dans le fit global du spectre. avant calibration résolution spatiale: 16 cm @ 500 keV (scaling ) résolution en énergie: 10% @ 200 keV 8% @ 400 keV 6% @ 1 MeV LY ≈ 500 p.e./MeV

Calibration du détecteur (I) clear tag from Bi-Po fast coincidence globe box assembly 3 campaigns in 2008-2009 7 CCD cameras; determine the absolute source position <2cm umbilical cord Source insertion movable arm PMT radioactive source g b a n dopant dissolved in small water vial 222Rn loaded liq. scint. vial Am-Be 57Co 139Ce 203Hg 85Sr 54Mn 65Zn 60Co 40K 14C 214Bi 214Po n-p +12C n+Fe Energy (MeV) 0.122 0.165 0.279 0.514 0,834 1.1 1.3 1.4 0.15 3.2 (7.6) 2.2 4.94 ~7.5 clear tag from Bi-Po fast coincidence

Calibration du détecteur (II) Reconstructed position shift from nominal Z R -3cm -0.3cm Typical plot Using the 184 points of Rn calibration data, the fiducial volume uncertainty is 1.3% The energy scale uncertainty is less than 1.5% between 0~2MeV

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A la recherche des n du 7Be All data: 740 live days Expected 7Be signal

A la recherche des n du 7Be All data: 740 live days Remove m + m followers (2 ms) Expected 7Be signal

A la recherche des n du 7Be All data: 740 live days 210Po a Remove m + m followers (2 ms) Fiducial Volume R < 3.02m |z| < 1.67m Expected 7Be signal Fiducial mass = 75.6 tonnes

a/b pulse shape discrimination Particles with higher ionization density produce more slow light Fit each energy bin with the sum of two Gaussians Separate α / β using the “Gatti Parameter”

A la recherche des n du 7Be All data: 740 live days Remove m + m followers (2 ms) Fiducial Volume Statistically subtract a’s Expected 7Be signal

A la recherche des n du 7Be 1-D binned likelihood fits in energy 7Be, 210Po, 85Kr, 11C, 210Bi weights floated pp, pep, 8B, and CNO fixed to SSM fluxes + LMA 222Rn, 218Po, and 214Pb weights constrained by 214Bi-214Po co-incidence

A la recherche des n du 7Be Evénements / jour / 100 tonnes : 85Kr: 31.2 ± 1.7 ± 4.7 210Bi: 41 ± 1.5 ± 2.3 11C : 28.5 ± 0.2 ± 0.7 2 exemples de fit : Pas de soustraction des a du 210Po – Energie d’après le nombre de photons Soustraction des a (pulse shape method de Gatti) - Energie d’après charge totale

A la recherche des n du 7Be 46.0 ± 1.5 (stat) ± 1.5 (syst) ev./jour/100 tonnes pour les n¤ du 7Be (862 keV) Erreurs systématiques F(7Be-862 keV) = (2.78 ± 0.13) 109 cm-2 s-1 SSM-High Met = (4.48 ± 0.31) 109 cm-2 s-1 Ratio = 0.62 ± 0.05 Pee = 0.51 ± 0.07 [s(ne)=4.5 s(nm,nt)] arXiv:1104.1816 Phys. Rev. Lett. 107, 141302 (2011)

Asymétrie jour-nuit des n du 7Be Régénération possible des ve s’ils traversent la Terre avant d’interagir (Cribier et al., 1986). Solar before Borexino P(ne ® ne) 1 sin2q E/Dm2 Model Predicted And (862 keV) LMA <0.001 LOW 0.11 - 0.80 MaVaN ~0.20

Asymétrie jour-nuit des n du 7Be I. Fit the day and night spectra separately Adn(862 keV): 0.007 ± 0.073

Asymétrie jour-nuit des n du 7Be II. Normalize the day and night spectra to the day livetime / Fit the difference for 7Be and 210Po / Assume that backgrounds are d/n invariant Low solution Adn(862 keV): 0.001 ± 0.012stat ±0.007sys

Asymétrie jour-nuit des n du 7Be Solar BEFORE Borexino arXiv:1104.2150 Phys. Lett. B (to appear)

Asymétrie jour-nuit des n du 7Be Solar WITH Borexino LOW solution excluded at >99.73% C.L. arXiv:1104.2150 Phys. Lett. B (to appear)

A la recherche des n pep et CNO 85Kr 7Be v 210Po 210Bi 11C : dominant background Cosmogenic, t1/2 = 29 min Borexino muon rate = 4200/day Can’t veto after every muon! pep v CNO v External Backgrounds

A la recherche des n pep et CNO Cosmic μ 11C + n Most 11C (t1/2=29 min) produced via m + 12C 11C + n 11C 11Be + e+ + ne n capture (255 ms) Most 11C (t1/2=29 min) produced via m + 12C 11C + n 11C 11Be + e+ + ne Delayed neutron capture (2.2 MeV g signal) identifies when and where 11C was produced geometrical cut The 125 muon-neutron coincidences/day can be vetoed without excessive loss of live time.

A la recherche des n pep et CNO I. Three-fold coincidence : space and time veto after coinc. between m and cosmogenic n Remove 91% of 11C with a livetime sacrifice of 51.5%.

A la recherche des n pep et CNO II. Pulse shape discrimination between e+ and e- (50% of e+ give orthopositronium (t1/2=3 ns))

A la recherche des n pep et CNO III. Multidimensional fit with all the ingredients + * pep flux 3.1 ± 0.6 ± 0.3 counts/(day.100 ton) F(pep) = 1.6 ± 0.3 108 cm-2s-1 F(SSM) = 1.45 ± 0.1 108 cm-2s-1 CNO flux < 7.9 counts/(day.100 ton) F(CNO) < 7.7 108 cm-2s-1 F(SSM) = 5.2 (3.7) 108 cm-2s-1 arXiv:1110.3230

Mesure du flux des n¤ du 8B Taux attendu dans Borexino (0-14 MeV) : 0.49±0.05 c/d/100 tonnes > 5 MeV (comme SK et SNO): 0.14±0.01 c/d/100 tonnes Contamination des g 2.6 MeV du 208Tl E>2.8 MeV: 0.26±0.03 c/d/100 tonnes FSSM = 5.58 ± 0.60 106 cm-2 s-1 (High Metallicity 2011) Taux de comptage : 30 c/d/100 ton Spectre brut (2.8-16.3 MeV) Borexino 246 jours Rapport S/B < 1/100!!!

Some cuts m All m are cut (residual rate: <10-3 c/d) Neutron cut: 2 ms veto after each m, to reject induced n (mean capture time ~250 ms) (residual n rate: ~10-4 c/d) Muon energy spectrum Fiducial volume (to eliminate surface contamination by 220Rn and 222Rn) Cosmogenic cuts (to eliminate short-live radioactive induced like 12B, 8Li, 9Li, 8He, 6He,…) Some more cuts… 10C, 214Bi, 208Tl.

Le spectre des n¤ du 8B

F(SSM)High Met = 5.58 ± 0.6 106 cm-2s-1 Le flux des n¤ du 8B 345.3 d 75±13 events above 3 MeV (46±8 events above 5 MeV) F(8B) = 0.22 ± 0.04 ± 0.01 cpd/100 t (F(8B) = 0.13 ± 0.02 ± 0.01 cpd/100 t) F(8B) = 2.4 ± 0.4 ± 0.1 106 cm-2s-1 (F(8B) = 2.7 ± 0.4 ± 0.2 106 cm-2s-1) F(SSM)High Met = 5.58 ± 0.6 106 cm-2s-1 Systematic errors: 3.8% (masse fiducielle) 3.5% (energy threshold) > 5 MeV > 7 MeV > 5.5 MeV > 6 MeV > 2.8 MeV *Threshold is defined at 100% trigger efficiency arXiv:0808.2868 Phys. Rev. D82 (2010) 033006

Borexino et la solution MSW-LMA 0.9 0.8 1. 10. 1.0 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 En (MeV) P(ne ne) sin2(2q12) = 0.87 Dm2 = 7.6 10-5 eV2 vacuum effect 1-0.5 sin22q12 0.57 pp - all solar 7Be - Borexino pep – Borexino 8B – SNO (LETA) + Borexino 8B – SNO + SK MSW effect sin2q12=0.314

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Que sont les géoneutrinos ? Radioactivité naturelle de la Terre (U, Th, K) émet des antineutrinos. Mesure du flux thermique de la Terre : ~ 40 TW). Contribution radiogénique estimée à ~ 20 TW. Modèle standard : BSE (Bulk Silicate Earth) Quelle est la contribution radiogénique ? Quel est le rapport U/Th dans la croûte ? Dans le manteau ? Y a-t-il un géoréacteur dans le coeur ? Est-ce que le modèle géochimique standard (BSE) est compatible avec les mesures de géoneutrinos ?

Comment mesurer les géoneutrinos ? détecteur d’antineutrinos Borexino excellent détecteur d’antineutrinos n + p n + e+ e signal > 1 MeV capture : 2.2 MeV 256 ms seuil : 1.806 MeV Expected spectrum for e+ Bruit de fond principal : les réacteurs nucléaires ! Geo-n Geo+reactors (no osc.) Geo+reactors (osc.) Reactors

A la recherche des géoneutrinos Dec. 07 – Dec. 09 (537 d - 252.6 ton yr) 21 candidates 15 ev. in the geo-n window (Qprompt<1300 p.e.) Réacteurs : 16.3 ± 1.1 ev. (Qprompt>1300 p.e.) – no osc. 9.4 ± 0.6 ev. (Qprompt>1300 p.e.) – osc. 5.0 ± 0.3 ev. (Qprompt<1300 p.e.) Bruit de fond (Qprompt<1300 p.e.) : 0.31 ± 0.05 ev. Anti-neutrino candidates : 1) Light yield of prompt signal > 410 p.e. 2) Light yield of delayed signal: 700 p.e. ≤ Qdelayed ≤ 1250 p.e. 3) Correlated time: 2 ms ≤ Dt ≤ 1280 ms 4) Correlated distance: DR < 1m 5) Reconstructed vertex of prompt signal: RInnerVessel – Rprompt ≥ 25 cm Total detection efficiency determined by MC simulations: 0.85 ± 0.01

Background for geoneutrinos Background source events/(100 ton-year) Cosmogenic 9Li and 8He 0.03 ± 0.02 Fast neutrons from μ in Water Tank (measured) < 0.01 Fast neutrons from μ in rock (MC) < 0.04 Non-identified muons 0.011 ± 0.001 Accidental coincidences 0.080 ± 0.001 Time correlated background < 0.026 (γ,n) reactions < 0.003 Spontaneous fission in PMTs 0.003 ± 0.0003 (α,n) reactions in the scintillator [210Po] 0.014 ± 0.001 (α,n) reactions in the buffer [210Po] < 0.061 Total 0.14 ± 0.02 To be compared: 2.5 geo-n/100 ton-year assuming BSE)

A la recherche des géoneutrinos Geo-reactor in the Earth core ? Fully radiogenic model Minimal radiogenic model 3s Best fit 1s from the BSE model Central value close to the fully radiogenic model 1s 2s Geo-reactor in the Earth core ? Power < 3 TW arXiv:1003.0284 Phys. Lett. B 687 (2010) 299

Borexino le Soleil et la Terre Quelques rappels sur le Soleil Les neutrinos solaires avant Borexino Borexino Les neutrinos du Soleil : 7Be, 8B, pep, CNO Les géoneutrinos Le futur

Le futur pour les neutrinos solaires mesurer les n de la raie pep avec meilleure précision mesurer les n CNO (si suppression 210Bi) mesurer les n pp ?

Le futur : les n de supernovas SNIIa : 3 1053 ergs (99% en neutrinos) 1058 neutrinos émis en 10 secondes 1. Collapse 2. Onde de choc 3. Accrétion de matière 4. Refroidissement From G. Raffelt

Le futur : les n de supernovas Supernova typique au centre galactique (8 kpc) n + p n + e+ e En > 1.8 MeV 80 ev. n + e- n + e- ( ) x diffusion élastique 5 ev. n + p n + p ( ) x mesure p de recul (>0.25 MeV) 55 ev. n + 12C n + 12C* ( ) x Eg = 15.1 MeV 20 ev.

Le futur : les n superluminiques ???

Le futur : les n stériles ???? Différentes anomalies autour de Dm2 = 1eV2 (LSND, MiniBoone, réacteurs, gallium sources,…) (Brevet IRFU/ Mention et al. – arXiv:1101-2755) Existence de neutrinos stériles ???? Source de neutrinos (50Cr) > 100 PBq ou d’antineutrinos (144Ce, 106Ru) > 1 PBq pour tester (Cribier et al. arXiv:1107-2335) Où mettre la source ? A: underneath - D = 825 cm - No change to present configuration B: inside - D = 700 cm - Need to remove shielding water C: center - Major change - Remove inner vessels

Conclusion Borexino a aujourd’ui dépassé les objectifs du proposal Borexino mesure les neutrinos solaires du 7Be, pep et du 8B … et donne une limite sur les CNO Borexino affine la solution MSW-LMA des oscillations dans le secteur “solaire”. Borexino mesure les géoneutrinos Futur prometteur : amélioration précision sur pep, CNO et géoneutrinos; mesure pp ? neutrinos de supernovas ?? neutrinos superluminiques ??? neutrinos stériles ????

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