Neutrinos from the primary p-p fusion process in the Sun Daniel Vignaud (APC Paris) Marseille 26-27 novembre 2014.

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1 Neutrinos from the primary p-p fusion process in the Sun Daniel Vignaud (APC Paris) Marseille 26-27 novembre 2014

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4 1.How the Sun shines ? 2.Solar neutrinos before Borexino 3.Borexino 4.Solar neutrinos in Borexino 5.« Envoi » Direct measurement of the neutrinos from the primary pp fusion in the Sun

5 1.How the Sun shines ? 2.Les neutrinos solaires avant Borexino 3.Borexino 4.Les neutrinos du Soleil dans Borexino 5.« Envoi » Direct measurement of the neutrinos from the primary pp fusion in the Sun

6 température T (10 6 K) 2 8 4 Le Soleil  Composition : 73% hydrogène (H) 25% hélium (He) 2% autres éléments Température au centre : 15 10 6 degrés p + p  d + e + + e cœur zone radiative zone convective

7 Réactions nucléaires dans le Soleil p + p  2 H + e + + e B pp 3 He + 3 He  4 He + 2p 3 He + 4 He  7 Be +  2 H + p  3 He +  99,76% 83,3% 16,7% 7 Be + e -  7 Li + e 7 Li + p  4 He + 4 He 16,7% Be 7 Be + p  8 B +  8 B  8 Be + e + + e 8 Be  4 He + 4 He 0,02% B B

8 Réactions nucléaires dans le Soleil p + p  2 H + e + + e 3 He + 3 He  4 He + 2p 3 He + 4 He  7 Be +  7 Be + e -  7 Li + e 7 Li + p  4 He + 4 He 7 Be + p  8 B +  8 B  8 Be + e + + e 8 Be  4 He + 4 He 2 H + p  3 He +  99,76% 83,3% 16,7% 0,02% 16,7% B B pp Be p + e - + p  2 H + e 0,24% pep 3 He + p  4 He + e + + e 2 10 -5 hep Réaction de fusion primordiale

9 Réactions nucléaires dans le Soleil cycle CNO 12 C + p  13 N +  13 N  13 C + e + + e 13 C + p  14 N +  14 N + p  15 O +  15 O  15 N + e + + e 15 N + p  12 C + 4 He B N O 12 C : catalyseur

10 Production d’énergie dans les étoiles cycle CNO cycle pp Température de l’étoile (10 6 K) 1101001000 Compétition entre la chaîne pp et le cycle CNO en fonction de la température stellaire. Pour le Soleil, la chaîne pp domine (~99%).

11 pp 8B8B pep 7 Be Energie des neutrinos (MeV) Flux Spectres continus : cm -2 s -1 MeV -1 Raies monoénergétiques : cm -2 s - 1 10 2 10 6 10 1100,1 Spectre en énergie des neutrinos solaires hep 13 N 15 O

12 p neutrino + e - Fusion primordiale entre 2 protons au cœur du Soleil Bilan énergétique p p n + e deutérium + 2 e - 4 protons hélium-4 énergie + 2 e + 26,73 MeV

13 p neutrino + e - Fusion primordiale entre 2 protons au cœur du Soleil Bilan énergétique p p n + e deutérium + 2 e - 4 protons hélium-4 énergie + 2 e + 4,28 10 -12 J

14 température T (10 6 K) 2 8 4 Le Soleil  Composition : 73% hydrogène (H) 25% hélium (He) 2% autres éléments Température au centre : 15 10 6 degrés p + p  d + e + + e cœur zone radiative zone convective Energie du Soleil : cycle compliqué de réactions nucléaires Bilan énergétique : 4 protons + 2 électrons  hélium-4 + 2 neutrinos + 4,28 10 -12 J Constante solaire: 1360 W/m 2 Luminosité L = 3,84 10 26 W

15 température T (10 6 K) 2 8 4 Le Soleil  Composition : 73% hydrogène (H) 25% hélium (He) 2% autres éléments Température au centre : 15 10 6 degrés p + p  d + e + + e Energie du Soleil : cycle compliqué de réactions nucléaires Bilan énergétique : 4 protons + 2 électrons  hélium-4 + 2 neutrinos + 4,28 10 -12 J neutrino lumière Constante solaire: 1360 W/m 2 Luminosité L = 3,84 10 26 W

16 Les photons sont confrontés à une succession «infinie» de collisions (émission, réabsorption). Leur libre parcours moyen est : l = 1/(  )  est l’opacité et  la densité (déterminés par les modèles solaires) 10 25 collisions l = 0,09 cm t = 170 000 ans ! [Attention, c’est une estimation moyenne] Combien de temps met l’énergie (« la lumière ») à sortir du Soleil ? Mitalas & Sills (Ap. J. 401 (1992) 759) Temps de diffusion dans le Soleil (10 5 ans) r/R  Energie des photons au cœur : 100 keV. Ils arrivent à la surface dans le visible (eV)! Les sources d’opacité sont la diffusion sur électron, la photoionization, le bremsstrahlung inverse,… Beaucoup de physique atomique pour créer les tables d’opacité.

17 … and 8 minutes to reach the Earth (quasi at the light speed)! For the neutrinos : 2 seconds to cross the Sun !!!

18  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 Prédictions du modèle standard du  Flux (cm -2 s -1 ) GS98 (High met.) AGS09 (Low met.) Error pp (10 10 )5.986.030.6% pep (10 8 )1.441.471.2% 7 Be (10 9 )5.004.567% 8 B (10 6 ) 5.584.5914% 13 N (10 8 )2.962.1714% 15 O (10 8 )2.231.5615% Exp. radiochim. (SNU) Chlore8.56.910% Gallium1281216% Z/X 0.0229 0.0178 Best determination of the metallicity, but bad agreement with helioseismology 40 yr of solar modeling Borexino (cpd / 100 t) ~130 ~3 ~50 ~0.2

19  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 Prédictions du modèle standard du  Flux (cm -2 s -1 ) GS98 (High met.) AGS09 (Low met.) Error pp (10 10 )5.986.030.6% pep (10 8 )1.441.471.2% 7 Be (10 9 )5.004.567% 8 B (10 6 ) 5.584.5914% 13 N (10 8 )2.962.1714% 15 O (10 8 )2.231.5615% Exp. radiochim. (SNU) Chlore8.56.910% Gallium1281216% Z/X 0.0229 0.0178 Best determination of the metallicity, but bad agreement with helioseismology 40 yr of solar modeling Borexino (cpd / 100 t) ~130 ~3 ~50 ~0.2

20 Why pp-neutrinos ? Some desperate attempts pp neutrinos are the gold ring of solar neutrino physics and astronomy. Their measurement will constitute a simultaneous and critical test of stellar evolution theory and of neutrino oscillation solutions. … pp neutrinos are a fundamental product of the solar energy generation process who flux is precisely predicted but not yet measured separately. HELLAZ (TPC hélium 20 bars)Indium (R&D + LENS) J.N. Bahcall (2001) Super Munu,…

21 1.Comment marche le Soleil ? 2.Solar neutrinos before Borexino 3.Borexino 4.Les neutrinos du Soleil dans Borexino 5.« Envoi » Direct measurement of the neutrinos from the primary pp fusion in the Sun

22 1970 : le détecteur Homestake mine (South Dakota) 600 tons of C 2 Cl 4 e + 37 Cl  37 Ar + e - 37 Cl (T 1/2 =35 d) L’expérience « pionnière » au chlore  Radiochimique  Sensible aux neutrinos Be et B B.T.Cleveland et al., Ap. J. 496 (1998) 505 Résultat : 2.56 ± 0.20 SNU 1/3 des modèles solaires (7.6 ± 1.2 SNU)

23 L = 150 millions km = 1 MeV Détecteur européen GALLEX (Gran Sasso) e + 71 Ga  71 Ge + e - 30.3 tonnes de gallium en solution aqueuse : GaCl 3 + HCl GALLEX (1992-2002) : détection radiochimique des neutrinos solaires primordiaux seuil = 233 keV 65 10 9 neutrinos solaires/cm 2 /s  1,2 atome de 71 Ge par jour dans 30 tonnes de gallium 56% des neutrinos solaires attendus (128 ± 8) SNU Nucl. Phys. B (Proc. Suppl.) 118 (2003) 33 108 runs 70.8±4.5 (stat) ±3.8 (syst) SNU [SAGE (laboratoire de Baksan) : résultats analogues]

24 neutrino électron  50 000 tonnes d’eau e + e -  e + e - SuperKamiokande (>1996) cos  E > 5 MeV sensible aux neutrinos B Flux measured for 8 B : (2.32 ± 0.03 (stat.) ± 0.08 (syst.)) 10 6 cm -2 s -1 45% des neutrinos solaires attendus ! Soleil : 5 ± 1 45% des neutrinos solaires attendus ! Soleil : 5 ± 1 hep-ex/0103032

25 Sudbury Neutrino Observatory (SNO) 2001-2009 2000 tonnes D 2 O E > 4-5 MeV sensible aux neutrinos B  Flux (10 6 cm -2 s -1 ) e +d → p+p+e - (CC)1.68±0.10 x d → p+n+ x (NC)5.25±0.16±0.11 e +e - → e +e - (elastic)2.35±0.27 arXiv:1109.0763 Soleil : 5 ± 1 Pas d’oscillation : Flux total = ES = CC = NC Oscillation Flux total = CC + (ES-CC)*6 = NC

26 Résultats expérimentaux après SNO

27 Comment interpréter tout ça ?  Les réactions nucléaires dans le Soleil ne produisent que des e  Les détecteurs de neutrinos solaires étaient (jusqu’à SNO) sensibles seulement (ou principalement) aux e SNO a montré que les e ont été (partiellement) transformés en  ou  et le mécanisme d’oscillation explique le déficit observé.  Pour obtenir les paramètres de l’oscillation (  et  m 2 ), on ajuste simultanément les réductions de flux de observées dans les expériences et les spectres. Disparition P(    ) Apparition P(   e ) 0 1 L osc = 2,5 E/  m 2 sin 2 2  distance = c.temps

28 P( e  e ) = f(E,  m 2,  N e ) 0 1 centre bord résonance : Mikheyev et Smirnov P( e  e ) Effet MSW Équation d’évolution dans la matière (Wolfenstein) : e cos2  sin2  e =  sin2  cos2   i d dt m2m2 4p m2m2 m2m2 m2m2 GN 22 + 22 - N e : densité électronique Comportement dissymétrique des e et  vis à vis de la matière e e e e Z e e e W e  e e Z   e e W   f(0)=f e (0)-f  (0)  GN e NeNe m2m2 e e  

29 Solutions MSW (après SNO) SMA LMA LOW  m 2 (eV 2 ) tan 2  VAC Bahcall, Krastev, Smirnov, hep-ph/0103179 2 phénomènes : -Oscillation dans le vide -Transformation des e dans le Soleil (effet MSW) Possibles grâce à l’effet MSW

30 KamLAND : précision sur  m 2 12 Solar neutrino and oscillation parameters Données solaires: précision sur l’angle  12 sin 2 (2  12 ) = 0.87  m 2 = 7.6 10 -5 eV 2 Phys. Rev. Lett. 100 (2008) 221803

31 pp 8B8B pep 7 Be Energie des neutrinos (MeV) Flux Spectres continus : cm -2 s -1 MeV -1 Raies monoénergétiques : cm -2 s - 1 10 2 10 6 10 1100,1 Spectre en énergie des neutrinos solaires hep 13 N 15 O SuperK, SNO Chlore Gallium Indium TPC < 2006

32 pp 8B8B pep 7 Be Energie des neutrinos (MeV) Flux Spectres continus : cm -2 s -1 MeV -1 Raies monoénergétiques : cm -2 s - 1 10 2 10 6 10 1100,1 Spectre en énergie des neutrinos solaires hep 13 N 15 O SuperK, SNO Chlore Borexino Gallium Indium TPC > 2007

33 1.Comment marche le Soleil ? 2.Les neutrinos solaires avant Borexino 3.Borexino 4.Les neutrinos du Soleil dans Borexino 5.« Envoi » Direct measurement of the neutrinos from the primary pp fusion in the Sun

34  Main objective of Borexino : detection of solar neutrinos from « beryllium-7 »  Proposal (Italy, Germany, USA) : 1991  Prototype and construction : 1994-2006  APC (PCC) (H. de Kerret et al.) : 1999  Start of data taking : may 2007

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36 Diffusion élastique  e   e Objectif n° 1 : neutrinos du 7 Be Proposal : 60 événements / jour (sans oscillation) 10-40 (si oscillation) Gran Sasso (Italie) Borexino 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 50 fois plus de lumière que Tcherenkov  Pas de directionalité M Pas de distinction e - Soleil et e - radioactivité Scintillateur

37 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) 10 3 10 2 10 1 10 -1 10 -2 Signal attendu dans Borexino (modèle standard + solution LMA) pp Be B CNO pep e  e total fenêtre pep fenêtre Be fenêtre pp

38 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) 10 3 10 2 10 1 10 -1 10 -2 Signal attendu dans Borexino (modèle standard + solution LMA) pp Be B CNO total 14 C pep fenêtre pep fenêtre Be e  e fenêtre pp 

39 Laboratori Nazionali del Gran Sasso Abruzzes, Italie 120 km est de Rome 1000 m roche 1.2  /m 2 /h

40  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 1 er blindage: 900 tonnes de liquide non scintillant 2200 photomultiplicateurs regardant le centre 2 nd blindage: 2100 tonnes d’eau 208 PMTs pour signer le passage d’un muon (veto) 2 nd nylon (contre le radon)

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

42 0 0.5 1 1.5 2 2.5 40 K T=1,25 10 6 ans 89%  11% c.e. E max = 1,311 MeV 85 Kr T=10,7 ans ~100%  E max = 0,687 MeV E (MeV) 14 C T 1/2 =5730 ans 100%  E max = 156 keV 210 Po T 1/2 =138 jours 100%  E a = 5,3 MeV Quenching f. dans PC: 13.4 E vis = 395 keV Les ennemis sont nombreux ! Zone d’intérêt pour le signal 11 C Cosmogénique (  ) T=20 min 100%  E max = 0.96 MeV 1.02<E vis <1.98 MeV

43 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 -14 g/g, 222 Rn<1 mBq/m 3, 226 Ra<0.8 mBq/m 3 ), distillation (80 mbar, 90 0 C), N 2 stripping avec de l’azote ultra-pur (low Ar-Kr : 0.005 ppm Ar, 0.06 ppt Kr, <0.1 mBq/m 3 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/m 3. 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) Un cahier des charges rigoureux pour la propreté et la purification

44 Bruits de fond  14 C : 2.7 ± 0.6 10 -18 14 C/ 12 C  238 U - étude via les descendants du 222 Rn : 214 Bi- 214 Po  < 2 10 -17 g/g 238 U equivalent  85 Kr  limite supérieure : 35 ev./jour/100 tonnes (avant 2010)  limite réduite à < 7 ev./jour/100 tonnes après campagne de purification  210 Bi Pas d’évidence directe  paramètre libre dans le fit

45 Détecteur rempli de scintillateur (avril 2007)

46 15 mai 2007 : l’oasis est en vue (démarrage de l’expérience) Résultats préliminaires sur les neutrinos solaires du 7 Be à la conférence TAUP 2007 2008-2009 : calibration du détecteur avec des sources radioactives. 2010-2014 : la moisson de résultats … à suivre Les premières données 2002-2007 : La traversée du désert

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

48 Calibration du détecteur (I) globe box assembly PMT 7 CCD cameras; determine the absolute source position <2cm movable arm radioactive source umbilical cord Source insertion  n dopant dissolved in small water vial 222 Rn loaded liq. scint. vial Am-Be 57 Co 139 Ce 203 Hg 85 Sr 54 Mn 65 Zn 60 Co 40 K 14 C 214 Bi 214 Pon-p n + 12 C n+Fe Energy (MeV) 0.1220.1650.2790.5140,8341.1 1.3 1.40.153.2(7.6)2.24.94~7.5 clear tag from Bi-Po fast coincidence 3 campaigns in 2008-2009

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

50 1.Comment marche le Soleil ? 2.Les neutrinos solaires avant Borexino 3.Borexino 4.Solar neutrinos in Borexino 5.« Envoi » Direct measurement of the neutrinos from the primary pp fusion in the Sun

51 Towards pp neutrinos Zoom (théorique) à basse énergie Pour mesurer les -pp, il faut : -Faible seuil en énergie -Bonne résolution en énergie (10% à 200 keV) -Radioactivité faible -Faible taux de 14 C (queue et pile-up) 264 keV -pp 156 keV ( 14 C) La réalité ! 

52 Seuil en énergie Energie ~proportionnelle au nombre de photoélectrons: 60 PMTs ~120 keV seuil du trigger (25 PMTs < 100ns) ðPas de problème pour mesurer le 14 C… et fitter les -pp! Towards pp neutrinos

53 Estimation du 14 C (ennemi public n°1) 14 C déterminé à partir d’un échantillon où l’événement qui provoque le trigger est suivi par un second événement (en rouge) dans une fenêtre de 16ms (en noir : spectre des événements triggerés) Fit du 14 C 40±1 Bq/100 t correspond à 2.7±0.1 10 -18 g/g de 14 C/ 12 C (origine « pétrole » du scintillateur) Towards pp neutrinos

54 Le « pile-up » et comment s’en débarrasser Pile-up : deux événements si proches en temps qu’on ne peut les séparer (le second profite de la porte ouverte pour s’engouffrer) L’essentiel est dû au 14 C (mais aussi bruit de fond externe, PMT dark noise ou 210Po). Estimation du taux : (300 tonnes x 40 Bq/100 t) x 40 Bq/100 t x 230 ns = 100 cpd / 100 t A comparer avec le taux attendu de -pp : 130 cpd / 100 t  Synthetic pile-up : on « overlappe » des données non corrélées avec les événements réguliers. Spectre en énergie des données pile-up Fit du pile-up 14 C- 14 C : 154±10 cpd / 100 t Towards pp neutrinos

55 Spectre en énergie attendu Towards pp neutrinos

56 1.Sélection des données (Janvier 2012 – Mai 2013 : 408 jours). 2.Calcul de l’énergie (passer du nombre de PMTs en keV [calibration + Monte Carlo]), de la position pour tous les événements,…. 3.Coupures : a) Pas de coïncidence avec un  (veto de 300 ms) b) Reconstruction dans le volume fiduciel : R 1.67 m. c) … 4.Contraindre le 14 C. 5.Contraindre le pile-up. 6.Effectuer le « fit spectral » entre 165 et 590 keV. Utilise un outil software développé précédemment. Towards the fit ! 75.5 t Towards pp neutrinos

57 Result o 7 Be contraint (valeur mesurée avec  ) o pep, CNO fixés (SSM) o 214 Pb fixé au taux mesuré (BiPo) o 14 C et pile-up contraints (valeur mesurée avec  ) o pp, 210 Po, 210 Bi, 85 Kr : libres Towards pp neutrinos

58 Result Nombreux fits en variant les conditions initiales (fenêtre en énergie, critères de sélection des données, autre méthode pour pile-up, estimateur en énergie, … )  7% erreur systématique -pp : 144 ± 13 (stat) ± 10 (syst) cpd / 100 t Erreur systématique totale - 7% (ci-contre) - 2% (masse fiducielle nominale) Recherche de bruits de fond résiduels: -Veto  augmenté de 300 ms à 5s -Emetteurs basse énergie  ( 222 Rn, 218 Po, 147 Sm, 148 Sm) ou  ( 7 Be, 87 Rb) RAS : Towards pp neutrinos

59 Result -pp : 144 ± 13 (stat) ± 10 (syst) cpd / 100 t Goodness of the fit Absence d’un signal -pp exclue à 10 .  ( -pp) : 6.6 ± 0.7 10 10 cm -2 s -1 SSM High met. : 5.98 (1± 0.06) 10 10 (131±2 cpd / 100 t) Low met. : 6.03 (1± 0.06) 10 10 P( e → e ) = = 0.64 ± 0.12 R exp –  SSM n e    SSM n e (  e -   ) nb e - sections efficaces e et  Towards pp neutrinos

60 Au cœur du Soleil: ~10 38 interactions pp par seconde (et autant de ) [3,84 10 26 W / 4,28 10 -12 J] m 4p – m He 1  ~2 10 -12 W ~600 millions de tonnes d’hydrogène brûlées par seconde Sur Terre: 65 10 13  / m 2 / s1360 W/m 2 1,5 10 21 ont traversé la cible chaque jour ~150 piégés ! Quelques chiffres pour résumer L

61 Quid des neutrinos qui ne sont pas primordiaux ??? pp 7 Be pep, 8 B, CNO

62 Expected 7 Be signal Statistically subtract  ’s A la recherche des du 7 Be (2011) Remove  +  followers (2 ms) All data: 740 live days Fiducial Volume R < 3.02m & |z| < 1.67m

63 46.0 ± 1.5 (stat) ± 1.5 (syst) ev./jour/100 tonnes pour les  du 7 Be (862 keV) arXiv:1104.1816 Phys. Rev. Lett. 107, 141302 (2011) Erreurs systématiques  ( 7 Be-862 keV) = (2.78 ± 0.13) 10 9 cm -2 s -1 SSM-High Met = (4.48 ± 0.31) 10 9 cm -2 s -1 Ratio = 0.62 ± 0.05 P ee = 0.51 ± 0.07 [  ( e )=4.5  (    )] A la recherche des du 7 Be (2011)

64 A la recherche des pep et CNO (2011) + * arXiv:1110.3230 pep flux 3.1 ± 0.6 ± 0.3 counts/(day.100 ton)  (pep) = 1.6 ± 0.3 10 8 cm -2 s -1  (SSM) = 1.45 ± 0.1 10 8 cm -2 s -1 CNO flux < 7.9 counts/(day.100 ton)  (CNO) < 7.7 10 8 cm -2 s -1  (SSM) = 5.2 (3.7) 10 8 cm -2 s -1

65 > 5 MeV > 7 MeV > 5 MeV > 5.5 MeV > 6 MeV > 7 MeV> 2.8 MeV *Threshold is defined at 100% trigger efficiency Systematic errors: 3.8% (masse fiducielle) 3.5% (energy threshold) Le flux des  du 8 B (2010) 345.3 d 75±13 events above 3 MeV (46±8 events above 5 MeV)  ( 8 B) = 0.22 ± 0.04 ± 0.01 cpd/100 t (  ( 8 B) = 0.13 ± 0.02 ± 0.01 cpd/100 t)  ( 8 B) = 2.4 ± 0.4 ± 0.1 10 6 cm -2 s -1 (  ( 8 B) = 2.7 ± 0.4 ± 0.2 10 6 cm -2 s -1 )  (SSM) High Met = 5.58 ± 0.6 10 6 cm -2 s -1 arXiv:0808.2868 Phys. Rev. D82 (2010) 033006

66 0.9 0.8 1. 10. 1.0 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0 E (MeV) P( e e ) Large Mixing Angle solution sin 2 (2  12 ) = 0.87  m 2 = 7.6 10 -5 eV 2 vacuum effect 1-0.5 sin 2 2  12 0.57 MSW effect sin 2  12 =0.314 Effet MSW : le cas du Soleil (LMA) pp 7 Bepep 8B8B Borexino

67 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 0 E (MeV) P( e e ) sin 2 (2  12 ) = 0.87  m 2 = 7.6 10 -5 eV 2 pp - all solar 7 Be - Borexino pep – Borexino 8 B – SNO (LETA) + Borexino 8 B – SNO + SK vacuum effect 1-0.5 sin 2 2  12 0.57 MSW effect sin 2  12 =0.314

68 0.9 0.8 1. 10. 1.0 0.7 0.6 0.5 0.4 0.3 0.2 0.1 0 E (MeV) P( e e ) sin 2 (2  12 ) = 0.87  m 2 = 7.6 10 -5 eV 2 pp - Borexino 7 Be - Borexino pep – Borexino 8 B – Borexino (> 5 MeV) 8 B – Borexino (> 3 MeV) vacuum effect 1-0.5 sin 2 2  12 0.57 MSW effect sin 2  12 =0.314 Borexino et la solution MSW-LMA

69 1.Comment marche le Soleil ? 2.Les neutrinos solaires avant Borexino 3.Borexino 4.Les neutrinos du Soleil dans Borexino 5.« Envoi » Direct measurement of the neutrinos from the primary pp fusion in the Sun

70 Le futur pour les neutrinos solaires  mesurer les de la raie pep avec meilleure précision  mesurer les CNO (si suppression 210 Bi)

71 Le futur : les de supernovas SNIIa : 3 10 53 ergs (99% en ) 10 58 neutrinos émis en 10 s Supernova typique au centre galactique (8 kpc) + p n + e + e + e - + e - ( ) x x + p + p ( ) x x + 12 C + 12 C* ( ) x x E > 1.8 MeV 80 ev. diffusion élastique 5 ev. mesure p de recul (>0.25 MeV) 55 ev. E  = 15.1 MeV 20 ev.

72 Le futur : les stériles ???? 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 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 Différentes anomalies autour de  m 2 = 1eV 2 (LSND, MiniBoone, réacteurs, gallium sources,…) (Brevet IRFU/ Mention et al. – arXiv:1101-2755 )  Existence de neutrinos stériles ????  Source de neutrinos ( 50 Cr) > 100 PBq ou d’antineutrinos ( 144 Ce, 106 Ru) > 1 PBq pour tester (Cribier et al. arXiv:1107-2335) Différentes anomalies autour de  m 2 = 1eV 2 (LSND, MiniBoone, réacteurs, gallium sources,…) (Brevet IRFU/ Mention et al. – arXiv:1101-2755 )  Existence de neutrinos stériles ????  Source de neutrinos ( 50 Cr) > 100 PBq ou d’antineutrinos ( 144 Ce, 106 Ru) > 1 PBq pour tester (Cribier et al. arXiv:1107-2335) SOX 144 Ce - 2015

73  Borexino vient de compléter magistralement son étude détaillée de la spectroscopie des neutrinos solaires.  La détection directe des neutrinos issus de la fusion primordiale de deux protons démontre que ~99% de la puissance du Soleil (3,84 10 26 W) est générée par ce processus, en accord avec les modèles solaires.  Confirmation expérimentale que le Soleil est en équilibre thermodynamique sur une échelle de plus de 10 5 ans.  La précision de la mesure (~10%) devrait atteindre 1% pour atteindre celle de la luminosité en photons.  Borexino affine la solution MSW-LMA des oscillations dans le secteur “solaire”.  Futur : meilleure précision sur pep, CNO; neutrinos de supernovas ?? neutrinos stériles ??? Conclusion

74  Borexino vient de compléter magistralement son étude détaillée de la spectroscopie des neutrinos solaires.  La détection directe des neutrinos issus de la fusion primordiale de deux protons démontre que ~99% de la puissance du Soleil (3,84 10 26 W) est générée par ce processus, en accord avec les modèles solaires.  Confirmation expérimentale que le Soleil est en équilibre thermodynamique sur une échelle de plus de 10 5 ans.  La précision de la mesure (~10%) devrait atteindre 1% pour atteindre celle de la luminosité en photons.  Borexino affine la solution MSW-LMA des oscillations dans le secteur “solaire”.  Futur : meilleure précision sur pep, CNO; neutrinos de supernovas ?? neutrinos stériles ??? Conclusion Astro particule

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76 Nihil Sole sine Borexino - 2014 F I N

77 Neutrinos solaires dans Borexino  Flux de 7 Be o (±30%) – Phys. Lett. B 658:101 (2008). o (±10%) – Phys. Rev. Lett. 101:091302 (2008). o (±5%) – Phys. Rev. Lett. 107:141302 (2011).  Asymétrie Jour-Nuit des neutrinos du 7 Be o arXiv:1104.2150 – Phys. Lett B 707 (2012) 22.  Flux et spectre des neutrinos du 8 B (T eff > 3.0 MeV) o Phys. Rev. D 82:033006 (2010).  Flux pep + CNO o arXiv:1110.3230 – Phys. Rev. Lett. 108 (2012) 051302.  Flux pp o Nature 512 (2014) 383.

78 Borexino @ APC En 2000, micro-soutien IN2P3. Depuis, grâce au soutien du labo et de l’Université Paris 7. Électronique –Electronique des (anti)neutrinos au-dessus du MeV avec des Flash ADC développés en partenariat avec CAEN (Chooz, Borexino, Double Chooz) –Commercialisé (accord de valorisation) –Objectifs de physique : plus particulièrement les géoneutrinos et neutrinos de supernovae. Thèses :Tristan Beau, Olivier Dadoun, Maria-Elena Monzani (cotutelle avec Milan), Yuri Suvorov (cotutelle avec Milan), Margherita Buizza Avanzini (cotutelle avec Milan)

79 density gravitational cst pressure hydrostatic equilibrium : each gas shell dr is balanced by the competition between downward gravitational force and outward pressure force. M(r) : mass enclosed within a sphere of radius r : radius thermal equilibrium : energy  produced by nuclear reactions balances the energy flux L(r) emerging from the sphere of radius r : correction (heat transfer) (S is entropy) A third equation governs the temperature gradient dT/dr, which depends on the luminosity and the physical process of the energy transport. Basic equations of stellar evolution

80 opacity coefficients  ( , T, X i ) equation of state P((  (r), T(r), X i (r)) initial abundances X i (r) How to build a solar model ? t = t+dt beginning of H burning t=0 boundary conditions : T c,  c, T eff Solar age Solar luminosity Solar radius resolution of the structure equations

81 Gamow finds (1928) that there is a small (but finite) probability that the proton penetrates the Coulomb barrier (  1 MeV) E Maxwell-Boltzmann tunneling probability Gamow peak

82 Global flux strongly constrained by solar luminosity Model independent (?) luminosity constraint on the solar flux  Energy produced in the Sun results from several cycles  Each source is assumed to be the only process 4p + 2e - + catalyzer catalyzer + 4 He + 2 e + Q pp in pp cycle 4 He in 7 Be and 8 B cycle 12 C in CNO cycle 3.8 10 26 W 1.5 10 11 m 19-26 MeV (depending on the reactions)   = 6.5 to 9 10 10 cm -2 s -1

83  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 SNO Prédictions du modèle standard du  Flux (cm -2 s -1 ) GS98 (High met.) AGS09 (Low met.) Error pp (10 10 )5.986.030.6% pep (10 8 )1.441.471.2% 7 Be (10 9 )5.004.567% 8 B (10 6 )5.584.5914% 13 N (10 8 )2.962.1714% 15 O (10 8 )2.231.5615% Exp. radiochim. (SNU) Chlore8.56.910% Gallium1281216% Z/X 0.0229 0.0178 Meilleure détermination de la métallicité mais mauvais accord avec l’héliosismologie 40 ans de modélisation

84 Solutions MSW (avant SNO) Bahcall, Krastev, Smirnov, hep-ph/0103179 SMA LMA LOW  m 2 (eV 2 ) tan 2  VAC Possibles grâce à l’effet MSW 2 phénomènes : -Oscillation dans le vide -Transformation des e dans le Soleil (effet MSW)