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

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

Physique du neutrino

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

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

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

Particules les plus abondantes dans l’univers apres le photons neutrinos cosmologiques 300 n / cm3 a 2 K ( 0.5 meV) ( ) neutrinos solaires 6.4 1010 n / cm2 / s ( sur Terre )

Préhistoire Radioactivite

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.

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.

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

Les premieres idees

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)

Masse

====> 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 )

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

La détection des neutrinos du soleil

Dépendance en temps

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 2. 10-5 % 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 ~ 2 . 1038 s-1

Spectre neutrinos

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

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

Cl experiment (ne + 37Cl  e- + 37Ar) Mass = 615 tons C2Cl4 (2.16 x 1030 Cl-atoms) SSM ~ 1.5 37Ar atoms/day Threshold 0.814 MeV Depth = 1500 m (4850 ft) Background CR-37Ar = (0.080.03) atoms/day Extraction efficiency 90-95% ± 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)

SNU ( Solar Neutrino Unit)  10-36 captures/s/noyau

Ga Experiments (ne + 71Ga 71Ge+e-) (GALLEX/GNO,SAGE) GALLEX/GNO 30.3 ton Gallium SSM 1.18 71Ge atoms/day SAGE 50 ton metallic Ga Threshold = 233 keV Counting eff. 39.6 % 71Ge half life= 11.43 days Extraction efficiency (3-4 weeks) 99% GALLEX/GNO 0.58±0.05 SAGE 0.59±0.06 (1991-1997) 128 Be (1990 -) 78 +8 -7 74 ±7 B pp SAGE Ga GALLEX (+GNO) exp / SSM pp sensitive

GALEX

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-

Kamiokande Super - Kamiokande 3000 t H2O, 680 t vol. fiduciel, 948 PM ( Jan 1987 - Fev 1995 ) 3000 t H2O, 680 t vol. fiduciel, 948 PM Seuil : 6.75 MeV --> 8B FKam = 2.82 x 106 cm-2 s-1, FSSM = 5.05 x 106 cm-2 s-1 Super - Kamiokande ( 1996 -- ) 50 kt H2O, 22.5 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

Détection des neutrinos du soleil Super Kamiokande 50 000 T eau 11 200 Photo-Multiplicateur 41.4 m 40 m Lumière Cherenkov

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-

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

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

Trace muon 0.5 MeV

Timing

Nov. 2001 ~7000 PMT　broken July 2002

Resultat 31/05/1996 - 13/07/2001 ( 1496 j) 22400 +- 230 solar neutrinos (14.5 evts/j ) 8B flux : 2.35 +- 0.02 +- 0.08 ( x 106 cm-2 s-1) Data / SSM = 0.465 +- 0.005

Yearly Variation of SK Rate Michael Smy, UC Irvine

Daily Variation of SK Rate

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

Rappel tm = 2.2 ms

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

Identification des muons Mesure des signaux correllées dans plusieurs détecteurs

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

Traitment des signaux Labview

Taux de comptage Parametres d’affichage compteur Derniere valeur

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

End