Astronomie Neutrino José Busto 28 Janvier 2006 CPPM / Université de la Méditerranée Agora des Sciences

L’Univers de toutes les nuits Univers “visible”

sans télescope

avec télescope

Lumière = Onde Electro-magnétique Longueur d’onde: l= c/n Fréquence: n (Hz)

L’Univers à travers les ondes EM

Multiples fenêtres Électromagnétiques ouvertes à l’Univers

Multiples fenêtres Électromagnétiques ouvertes à l’Univers UV IR 73cm Visible Rayons g Rayons X Ondes millimétriques CMB

La fenêtre des neutrinos

Qu'est-ce-qu'un Neutrino ?

1896 Découverte de la radioactivité Préhistoire du neutrino 1896 Découverte de la radioactivité 3 processus d’instabilité de la matière : a, b, g a : charge positives b : charge negative g : neutre A B + p Conservation de l’énergie Conservation de l’impulsion p : spectre discret ( mp << mB )

O.K. a ? b O.K. g

n La solution désespérée Lettre de Pauli du 4 Decembre 1930 L’électron est accompagné par une nouvelle particule avec laquelle il partage son énergie Cette particule doit être très difficile à détecter car elle n’a jamais été observée => mn ~ 0 => Qn = 0 n

Découverte du neutrino (électronique) Expérience de Reines et Cowan :

Le neutrino dans le monde des particules Matière ordinaire (stable ) Q = 0 Q = 0 12 particules de matière dont 3 neutrinos ne, nm, nt

Les interactions Quelle force sent le neutrino ? …… la plus faible ! Intensité 1 10-2 10-38 10-7 Tout ce qui a une masse Leptons charges quarks Leptons Quarks Quelle force sent le neutrino ? …… la plus faible !

Le neutrino, particule passe-muraille ~ 1 annee lumiere !! (9.1012 km) Le neutrino peut sonder les régions les plus reculées de l’Univers Le neutrino peut sonder les régions le plus intimes des objets cosmiques

Les neutrinos du Soleil

Equilibre dynamique Nuage de gaz ( H ) T ~ 14 Millions de oK Gravitation Radiation Gravitation Fusion nucléaire Equilibre dynamique T ~ 14 Millions de oK Nuage de gaz ( H )

46 milliards cm2/s arrivent sur la Terre Comment cela marche ? 85 % p + p -> d + e+ + ne d + p -> 3He + g 3He + 3He -> 4He + 2p (ne - pp ) pp I 99.87 % 3He + 4He -> 7Be + g 7Be + e- -> 7Li + ne 7Li + p -> 2 4He pp II (ne - 7Be) 15 % 7Be + p -> 8B + g 8B -> 8Be* + e+ + ne 8Be* -> 2 4He pp III (ne - 8B) 0.13 % 46 milliards cm2/s arrivent sur la Terre Nn ~ 2 . 1038 s-1 4p + 2e- --> He + 2ne + 26.731 MeV

Davis détecte des neutrinos. Mais … pas tous ceux qu’il faut !? 1964 Ray Davis propose de detecter les n du soleil 37Cl + ne 37Ar + e- . Mine de Homestake Bingo ! Davis détecte des neutrinos. Mais … pas tous ceux qu’il faut !? Problème du neutrino solaire 37Cl n 37Ar 37Ar +e- C2Cl4 Ces neutrinos viennent-il réellement du soleil ?

n + e- ---> n + e- Détection directe des neutrinos e- dans l’eau Effet Cherenkov V_e- > V_lumiere ( dans le milieu ) 42o dans l’eau Direction de l’électron Accès à la direction des neutrinos n + e- ---> n + e- n e-

Kamiokande  Super Kamiokande 50,000 T eau 11,200 Photo-Multiplicateur 40 m

Photo-Multiplicateur

(14.5 evts/j ) 8B flux : 2.35 +- 0.02 +- 0.08 ( x 106 cm-2 s-1)

Le soleil en neutrino

Astronomie neutrino au delà du soleil Autant énergie que toute une galaxie ! 23 fevrier 1987, Grand Nuage de Magellan ( 150000 a.l.) Sanduleak –69o 202 SuperGeante Bleu 20 Mo Supernovae 1987A

Encore plus sur les etoiles Etoile : 75% H et 25% He Fusion “lente” de l’hydrogene 3 4He -> 12C + 7.656 MeV : Geante Rouge --> Naine Blanche Avenir du Soleil 4H + 2e- -> 4He + 2ne 26.731 MeV Si plus de 8 masse solaire 2 12C -> 20Ne + a + 4.62 MeV 2 20Ne -> 16O + 24Mg + 4.59 MeV 2 16O -> 28Si + a + 9.59 MeV 2 28Si -> 56Ni -> . . . -> 56Fe Au delà, réactions endothermiques => fin du combustible

Fe Onde de choc n Sphère de n Étoile à neutrons Trou Noir densité nucléaire Onde de choc

On a vu les neutrinos de la SN ! Confirmation des modèles SN Physique du n

Les supernovae “historiques” an 185 369 1006 1054 1181 1572 1604 1987A Chinois Nebuleuse du Crabe Tycho Brahe Kepler Première ( et seule ) observée en n

Betelgeuse (20 Mo, 310 a.l.) et “prochainement”

Astronomie de l’extrême

Astronomie Haute énergie Messagers : g, p, n g n p Neutrino : excellente sonde de l’Univers profond et violent

Origine des neutrinos haute énergie p p A p + ... nm + m m nm + ne + e

Les sources Sources galactiques: Sources Extragalactiques: Plusieurs millions a.l. Accélérateurs cosmiques Les sources Crab Nebula Sources galactiques: Pulsars SNRs Micro quasars Sources Extragalactiques: AGN GRBs

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

Comment détecter les n haute énergie Très faibles flux => très grand détecteurs => Détecteur “naturel” Lumière Cherenkov dans l’eau de mer ou la glace Produite par les muons issus des neutrinos muoniques ( nm + M ----> M’ + m ) nm m Cherenkov light 42o nm m

t4 t3 t2 t1 Reconstruction de la trajectoire L’évolution en temps de la lumière Cherenkov dans les PM donne la direction t4 t3 t2 t1

ANTARES collaboration Erlangen NIKHEF Amsterdam ITEP Moscow Sheffield Leeds IFREMER, Brest DAPNIA, Saclay IReS, Strasbourg Mulhouse CPPM , Marseille IFREMER,Toulon COM, Marseille OCA, Nice Genova Bologna Bari IFIC Valencia Pisa Roma Catania LNS

ANTARES Site Shore Station Institut Michel Pacha Submarine Cable La Seyne sur Mer Institut Michel Pacha Shore Station

Telescope ANTARES 14.5 m 450 m 40 km to shore Junction Box ~70 m © F. Montanet Telescope ANTARES 12 lines 25 storeys / line 3 PMTs / storey 900 PMTs 450 m 14.5 m 40 km to shore Junction Box ~70 m Submarine links 2500m depth

Le bruit de fond biologique © F. Montanet Le bruit de fond biologique + bactéries 40K Bioluminescence

Bruit de fond physique nm nm p p On regarde vers le bas Le bruit de fond physique provient de l’interaction dur rayonnement cosmique avec l’atmosphère. nm m p p nm On regarde vers le bas En(cosmique) > En(atmosphérique) On regarde à haute énergie

Déploiement de la boite de jonction 2000 – 2002 Detailed knowledge of large objects on site

Prototype sector line PSL & MIL Mini Instrumentation Prototype Line Feb 2003 Prototype Sector Line (PSL) Dec 2002 April 2003 – July 2003 PLS :1/5 of a complete line Junc Box Dec 2002 March 2003 EO cable Oct 2001

Mars 2005 Ligne 0 + MILOM 25 étages Junction Box

Première ligne prête Decembre 2005 Détecteur complet 2007

Astronomie neutrino au pole sud AMANDA AMANDA Pole Sud Dome road to work Summer camp 1500 m 2000 m [not to scale]

Forage d’un trou de 2400 m dans la glace Descente module optique

Prochaine Génération: KM3 ICECUBE-Pole Sud KM3NET-Méditerranée Amanda II

Conclusion n ? Neutrino

Les conférences du CPPM Nouveau cycle mars 2006 Samedi 10h – campus de Luminy CPPM : marwww.in2p3.fr

Différents type d’événements Gerbe hadronique N W nl l nt m t nt nm ne

Dépendance en temps

Most promising sources AMANDA ANTARES Mkn 501 Mkn 421 CRAB SS433 3C 279 not observed Mkn 501 CRAB RX J1713.7-39 SS433 VELA not observed GX339-04 Centre galactique SS433 Microquasars: GX339

Predictions. Galactic sources Type Distance (kpc) E (GeV) Nμ (km-2 yr-1 ) Ref. Supernovae Shocks pulsars 10  103  102  106  105 108  10  108 100 50  1000  100  1000  1000 Waxman & Loeb 2001 Protheroe et al. 1998 Beall & Bednarek 2002 Nagataki 2004 Plerions Crab 0.5  4.4 2 < 103  105  103  5·105 10 106  1  12  1 a few  1  4  14 Guetta & Amatto 2003 Bednarek 2003 Bednarek & Protheroe 1997 Amato et al. 2003 Shell SNRs SNR RX J1713.7-3946 Sgr A East 6 8  104  105  40  140 Alvarez-Muñiz & Halzen 2002 Pulsars + Clouds Galactic Centre Cygnus OB2 1.7 104 107 > 103 104  107 < 106  2  30  0.5 4 Bednarek 2002 Torres et al. 2004 Anchordoqui et al. 2003 Binary systems A0535+26 2.6 3 · 102  103 Microquasars 1  10 103 105 1  300 Distefano et al. 2002 Magnetars 3  16 < 105 1.7 (0.1/∆Ω) (5/d2) Zhang et al. 2003

g e- p p+, po n

Spectre neutrinos