Introduction à la session neutrinos Oh neutrino Haiku japonais XIVème Fiers et légers comme un neutrino Nul ne peut nous attraper Nous traversons gaiment.

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1 Introduction à la session neutrinos Oh neutrino Haiku japonais XIVème Fiers et légers comme un neutrino Nul ne peut nous attraper Nous traversons gaiment les flots Et une bouteille de rhum Chant pirate XVIIIème Le neutrino c’est la force Blog-bd XXIème

2 De quoi je vais vous parler Introduction historique (parce que ça fait pas de mal de se moquer de la tête des physiciens du début du siècle dernier) Ce qu’on cherche à savoir (parce que c’est notre métier et que plus c’est compliqué plus on est content) Ce qu’on sait sur le neutrino (séance d’autocongratulation primaire en vue de montrer à la communauté scientifique qu’on n’est pas si nul que ça en neutrino) De quoi je vais pas vous parler Origine du pirhuprumou

3 Histoire du neutrino 1896-1902: découverte de 3 rayonnements  1930 Le neutrino s’invite au bal : Pauli invente une particule neutre, légère, de faible interaction, émise avec le  et emportant une partie de l’énergie 1914 Chadwick observe un spectre continu dans les désintégrations béta M(Xi) - M(Xf) > E(  ) → E non conservée !! Becquerel, P. et M. Curie, Rutherford, Villard Xi -> Xf +  ou  1933 Fermi : théorie de l’interaction faible (1975 EW Glashow, Weinberg, Salam, Yang, Mills …)  - : n → p + e - + 1956 Reines et Cowan : 1ere détection

4 Ce qu’on a appris depuis Il existe 3 pour 3 saveurs leptoniques : e      Véritable particule fantôme A 10 MeV il faut une 1 année lumière de plomb pour en stopper la moitié Largeur du Z (LEP 1991) Il interagit avec la matière uniquement par interaction faible (Z 0, W +- ) 1 a.l Mince je crois qu’on a perdu Michel

5 Principales interactions des neutrinos avec la matière Diffusion élastique sur e- (ES)  e  x    Interaction par courant chargé (CC) Seuil >~ m l me = 511 keV, m m = 106 MeV, m t = 1.8 GeV l-l- l W+ n p CC l l Z0 N N' NC l l Z0 e- ES e- e W- e- e ES Interaction par courant neutre (NC) Le nucléon emporte très peu d'énergie de recul => difficile à détecter sauf pour la désintégration du deutérium D  n+p

6 Il interagit peu mais … Le soleil 70 milliards /sec/cm2 reçus sur terre Les réacteurs @ 1 km ~ Flux soleil Supernova 10 20 flux solaire en quelques secondes Les rayons cosmiques La Terre ~ 2000 /sec/cm2 Le Big Bang Univers ~ 300 / cm3 Sources astrophysiques Les collisionneurs L’homme ~ 4000 / sec Y en a pleiiiiin !!!!

7 Qu’est-ce qu’on sait d’autre Il brise P p → n + e + + e n → p + e - + e (anti)neutrino droit h=1/2 neutrino gauche h = -1/2 Droit Gauche P Il oscille U li est la matrice de mélange états propres de masse (propagation) états propres de saveur (interaction) Et donc il a une masse

8 Oscillation : cas à 2 saveurs 1) dans le vide  e Longue distance (ex soleil) P ~ ½ sin   Pour mesurer  m2 il faut connaitre L/E (ex réacteurs, T2K …)

9 Dans la matière, les e ressentent un potentiel supplémentaire (CC) Oscillation : cas à 2 saveurs 2) dans la matière Dans le vide P=P(sin 2  ) => P(  )=P  ) = P(  )=P(  ) Dans le vide P=P(sin 2 (  m2)) => mesure de |  m2| Si effet MSW  m 2 et –  m 2 donne des résultats différents ! Les expériences de solaires permettent de mesurer le signe de  m2 et de réduire d'un facteur 2 la dégénérescence sur 

10 Oscillation : cas à 3 saveurs Matrice PMNS (Pontecorvo–Maki–Nakagawa–Sakata) 2 phases de majorana1 phase de violation de CP solaires atmosphériques violation CP 

11 Résultats expérimentaux SNO  tot =  sol KamLAND : Distorsion > 5  SK : oscillation des atm Chooz : meilleure limite  13 Minos K2K 30 ans de problème solaire One of the miners came over to our bench, said "Hello, Dr. Davis. How is it going ? You don't look too happy." And Ray replied :"Well, I don't know … Im capturing in my tank many fewer of those neutrinos than this young man says I should be capturing." The miner finally said :"Never mind Dr Davis, it has been a very cloudy summer here in South Dakota" J. Bahcall à propos de Ray Davis

12 Résultats expérimentaux  m 21 2 = 7.59±0.21 10 -5 eV 2 tan 2   = 0.40 +0.06 -0.05  m 23 2 | = 2.43±0.11 10 -3 eV 2 sin 2 2   > 0.92 à 90% CL  m 13 2 =  m 23 2 sin 2 2   < 0.1 à 90%CL

13 Ce qu’on aimerait bien connaitre Les 3 inconnues de la matrice de mélange :  13,  signe  m 2 23 Mesure de  13 : Réacteurs Double Chooz -> Tarek Akiri Nécessite une connaissance précise de  m 2 32

14 Ce qu’on aimerait bien connaitre Mesure précise de  23 et  m    puis recherche de   et  : long baseline T2K -> Flor de Maria Blaszczyk Apparition e sin 2 2    m 23 2 sin 2 2   Disparition   Dégénérescences : Doublet ( ,  13 ) Signe  m 2 23    ou    Pour  nécessité de mesurer les 2 probabilités :

15 Sensibilité  13

16 Ce qu’on aimerait bien connaitre La masse du neutrino L’insoutenable légèreté du neutrino Mesure cosmologique ∑ m( ) < 0.76 eV Mesure indirecte : recherche de la double désintégration bêta sans émission de Mesure directe : mesure ultra précise du spectre  du tritium KATRIN : sensibilité m( e ) ~ 0.2 eV

17 La  Inconvénients : il faut un de Majorana ne mesure pas m(  mais qui peut être << m(  (A, Z) (A, Z+1) (A, Z+2) E ββ Q ββ Light exchange Si le neutrino est de Majorana :  Avantages : si découverte => est de Majorana ! très bonne sensibilité actuellement ~ 0.5 eV futur (2015) ~ 0.05 eV Projet SuperNemo -> Emmanuel Chauveau

18 1) Des blagues nulles, cf 2) Ce qu’on peut faire avec le neutrino 3) Profiter de sa faible interaction dans la matière pour sonder ou détecter des objets inaccessibles … quelques exemples Avec Neutrinoglandyl ma terre c’est du béton ! 2) Détruire la Terre en 2012

19 L’essentiel est invisible pour les yeux on ne voit bien qu’avec le coeur Les photons du soleil sont détectés 1 million d’années après leur émission, les ~ 8 min 91% 0.008% 7% 0.2% Détection des 7 Be (incertitude 40% -> 5-10%), pp (2%->0.5 %) Borexino, KamLAND

20 Dans la famille le neutrino comme messager : la terre La terre (R = 6378 km) est très mal connue en profondeur: homme < 4 km, forage < 20 km, échantillon < 200 km Inverse  -decay threshold Détection des geo-neutrinos -> composition chimique interne : quantité absolue et distribution dans le cœur, manteau, croûte -> mécanismes de formation de la Terre et des autres planètes -> mécanismes de génération de chaleur dans la Terre et son évolution (chaleur radiogénique ~ 19 TW / ~ 40 TW) Nouvelle fenêtre en physique du neutrino ouverte par KamLAND et qui nécessite un détecteur spécifique (HawaïLAND)

21 Le neutrino comme messager Les neutrinos sont neutres : information directionnelle sur la source Faible interaction => longues distances Nouvelle fenêtre qui s'ouvre sur l'Univers Détection d’AGN, sursauts gammas … les neutrinos permettent de contraindre les modèles d’accélérations des particules -> télescope Antares : Salvatore Galata, Imen Al Samarai

22 Ce qu’on peut faire avec le neutrino Détection de SN : seulement 24 évènements (1987) SNIIa : 99% de l’énergie émise en (10 57 ) Possibilité de mesurer leur masse si ondes gravitationnelles -> t 0 Les neutrinos arrivent avant les photons Contrôler les réacteurs nucléaires en mesurant le flux de Nucifer -> Jonathan GAFFIOT

23 Conclusion Boulet© Recette du pirhuprumou Ingrédients : Pirate : 1 Rhubarbe : 200 g Pruneaux : 200 g Moutarde : un bon pot Préparation : 1) Faire manger la rhubarbe, les pruneaux et la moutarde au pirate 2) Manger le pirate Le neutrino c’est la force !