Les neutrinos, messagers des grands événements de l'univers e   Dominique Boutigny RAP 2007.

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1 Les neutrinos, messagers des grands événements de l'univers e   Dominique Boutigny RAP 2007

2 Petite histoire du neutrino (1) Découverte de la radioactivité en 1896 Plusieurs types de radioactivité Alpha : émission d'un noyau d'Hélium Bêta : émission d'un électron Gamma : émission d'un photon Pierre et Marie Curie ( 1902 ) L'étude de la radioactivité bêta semble montrer que seul un électron est émis Si c'est le cas, cet électron devrait avoir une énergie bien définie E E N N 1914

3 Petite histoire du neutrino (2) Faut-il renoncer au principe de conservation de l'énergie ? Niels Bohr y pense sérieusement Gros problème conceptuel En 1930 Wolfgang Pauli envoie une lettre étrange à ses collègues Chers dames et messieurs radioactifs Je vous prie d'écouter avec beaucoup de bienveillance le message de cette lettre … Pauli émet l'idée qu'une particule invisible est émise Il l'appelle "Neutron" Ce neutron aurait d'après lui une masse faible

4 Petite histoire du neutrino (3) En 1932 James Chadwick découvre le neutron Malheureusement ce neutron est beaucoup trop lourd pour correspondre au "neutron" de Pauli L'idée de la particule de Pauli fait son chemin, Francis Perrin montre que sa masse doit être plus petite que celle de l'électron et imagine même qu'elle peut être nulle ! Les masses électron: 9.1 10 -31 kg – 0.5 MeV neutron: 1.7 10 -27 kg – 940 MeV proton: 1.7 10 -27 kg – 938 MeV Enrico Fermi propose d' appeler la particule de Pauli " neutrino " Bethe et Peierls montrent que cette mystérieuse particule sera bien difficile à détecter car elle peut traverser la terre sans interagir !

5 Et 54 ans plus tard … la découverte du neutrino Comment découvrir cette particule insaisissable ?  Il faut une source qui produise une quantité colossale de neutrinos Une explosion nucléaire ? (nous sommes dans les années 50 …) Une centrale nucléaire… Finalement en 1956 Frédérick Reines et Clyde Cowan découvre le neutrino ou plus exactement l'anti-neutrino 1000 MW  1000 milliards de milliards d'anti-neutrinos/s

6 Là où ça se complique… La physique moderne nous dit qu'il existe 3 (et seulement 3) sortes de neutrinos légers dans la nature e   électron muon tau e-e- -- -- Famille des leptons + Anti-particules Mis en évidence en 1962 Mis en évidence en 2001 ! Le neutrino est une particule sans charge électrique et qui interagit très peu avec la matière Jusqu'en 1998 on ne sait pas si elle a une masse ou si celle-ci est nulle

7 Le Soleil, source de neutrinos (1) Crédit: NASA/STEREO/Naval Research Laboratory Le Soleil est un gigantesque réacteur à fusion nucléaire C'est une source intense de photons et de neutrinos électroniques Source Wikipedia: Des éléments plus lourds émettent aussi des neutrinos par désintégration bêta : Bore – Béryllium 8 B  8 Be + e + + e Chaîne p - p 2H2H 3 He 4 He H

8 Le Soleil, source de neutrinos (2) Chaque cm 2 de la Terre reçoit chaque seconde 65 milliards de neutrinos en provenance du Soleil  Comment les détecter ? Un neutrino solaire a 1 chance sur 1000 milliards d'être arrêté par la Terre  Difficulté énorme Bruno Pontecorvo propose d'utiliser la réaction e  + 37 Cl  37 Ar + e - Raymond Davis réalise l'expérience avec 400 m 3 de Perchloréthylène au fond de la mine Homestake dans le Dakota du Sud (1400 m sous terre) L'expérience a fonctionné en continu de 1970 à 1994 ! Extrêmement difficile : 1 seul atome d'Argon produit chaque semaine Et ça marche !!! Ray. Davis observe bien les neutrinos du Soleil mais ne trouve qu' ¼ du nombre attendu Radioactif

9 Le Soleil, source de neutrinos (3) De nombreuses expériences se succèdent avec des détecteurs de plus en plus énormes comme l'expérience Kamiokande puis super-Kamiokande au Japon 50 000 tonnes d'eau ultrapure + e -  + e -

10 Intermède… l'effet Cerenkov ou Tchérenkov La vitesse de la lumière dans un milieu transparent dépend de son indice de réfraction Une particule chargée qui traverse un milieu avec une vitesse supérieure à la vitesse de la lumière dans ce milieu crée une onde de choc L'onde de choc se manifeste par une émission lumineuse tout au long de la trajectoire de la particule Particule chargée L'angle d'ouverture du cône lumineux dépend de la vitesse de la particule Lumière Cerenkov Source: http://www.physlink.com/ae219.cfm

11 Le Soleil, source de neutrinos (4) Le déficit de neutrinos solaire est toujours là … Le soleil vu par SuperK 1000 m sous terre 1500 jours de pause ! Attendu Observé

12 Les rayons cosmiques sources de neutrinos Les rayons cosmiques primaires sont essentiellement des protons Ils interagissent dans la haute atmosphère et engendrent une gerbe de particules secondaires Au niveau du sol ne survivent que les muons et les neutrinos Il y a ~ 2 fois plus de  que de e           e - e 

13 Terre Atmosphère proton Trajet du : ~ 15 km Trajet du : ~ 13 000 km Super Kamiokande Détection des neutrinos atmosphériques Il est possible de prédire assez précisément le nombre de neutrinos atmosphériques détectables Super Kamiokande est capable de déterminer la direction des neutrinos

14 Ce qu'observe l'expérience Attendu Observé Angle d'arrivée Nombre de détectés Les arrivent par le haut Les ont traversé la Terre avant d'être détectés  La moitié des neutrinos muoniques qui ont traversé la Terre sont manquants 1998

15 L'explication Déficit de neutrinos solaires Déficit de neutrinos atmosphériques Phénomène d'oscillation des neutrinos  e   Trois états observables (saveur) 1   Trois états de masse Au moment de sa détection le neutrino a une certaine probabilité d'avoir changé d'identité  2   e 1   Propagation

16 Confirmations et conséquences Le phénomène d'oscillation a été confirmé par plusieurs expériences Le déficit de e du Soleil est expliqué par une oscillation lors du trajet Soleil - Terre Confirmation par l'expérience Sudbury Neutrino Observatory (Ontario)  Complète cohérence du modèle (2001) 1000 tonnes D 2 O Confirmation également grâce à des faisceaux de neutrinos produits par des accélérateurs (disparition des  ) Les neutrinos ont une masse malheureusement on ne la connaît pas ! On connaît juste la valeur absolue de la différence des masses au carré (  m 2 ) Confirmation encore par des expériences à côté de réacteurs nucléaires (disparition des e )

17 Les neutrinos des Supernovae Effondrement puis explosion violente d'une étoile en fin de vie Formation d'un cœur de neutrons  émission intense de neutrinos p + e -  n + e 168 000 années-lumière de la terre  SN 1987A dans le Grand Nuage de Magellan

18 Détection des neutrinos de SN 1987A Credit: George Sonneborn (Goddard Space Flight Center), Jason Pun (NOAO), the STIS Instrument Definition Team, and NASA/ES Le 23 février 1987, 3 laboratoires souterrains détectent une bouffée de neutrinos Quelques heures plus tard la Supernovae est découverte en optique

19 Et la prochaine… Si Bételgeuse (425 A.L. ) explose … Super-Kamiokande détectera ~ 60 millions de neutrinos …

20 Le fond diffus de neutrinos (1) On estime qu'une Supernovae explose chaque seconde dans l'univers visible Il doit donc exister un fond diffus de neutrinos dans l'univers correspondant à toutes les Supernovae qui ont explosé dans le passé Les futurs grands détecteurs souterrains pourraient les voir 1 million de tonnes d'eau ! Projet MEMPHYS dans le tunnel routier du Fréjus Projet Hyper Kamiokande au Japon

21 Le fond diffus de neutrinos (2) Il y a également un fond cosmologique de neutrinos issus du Big-Bang Analogue au rayonnement fossile à 2.73 o K La plus vieille "lumière" de l'univers émise ~ 380 000 ans après le big-bang Probablement très difficile à détecter Il y a eu une émission similaire de neutrinos ~ 1 seconde après le Big-Bang

22 Les neutrinos cosmiques de très grande énergie Les phénomènes les plus violents de l'univers émettent des neutrinos de très grande énergie Galaxies actives : Quasars - Blazars Sursauts gamma On évolue dans un domaine très peu connu Certains de ces neutrinos pourraient être associés à des phénomènes physiques complètement nouveaux L'intérêt des neutrinos est qu'ils voyagent en ligne droite et n'interagissent pratiquement pas  Physique exploratoire par excellence  Défauts topologiques liés à la structure de l'univers Leur direction pointe vers la source qui les a émis Ces neutrinos sont très rares, il faut des détecteurs gigantesques pour les voir

23 Au pôle sud: Ice Cube En cours de déploiement Les détecteurs de lumière sont installés dans la glace entre 1450 m et 2450 m sous la surface Source: http://gallery.icecube.wisc.edu 1 km 2 Source: http://gallery.icecube.wisc.edu

24 Au large de Toulon: ANTARES En cours d'installation par 2500 m de fond 1 km 3 une fois terminé ANTARES est particulièrement bien placé pour observer les neutrinos en provenance du centre galactique (… après leur traversée de la terre !!!) Source: Les défis du CEA – n o 113 (c) F.Montanet, CNRS/IN2P3 and UJF for Antares

25 Conclusions Les neutrinos sont des particules aux propriétés étonnantes Les grands événements de l'univers émettent de très grandes quantités de neutrinos Nous assistons à l'émergence d'un nouveau domaine de l'astronomie basé sur les neutrinos Mais les astronomes neutrino-amateurs ne sont pas encore nés

26 Pour en savoir plus Généralités http://fr.wikipedia.org/wiki/Neutrino elementaire.web.lal.in2p3.fr/documents/NeutrinoHorsSerie.pdf Histoire des neutrinos http://wwwlapp.in2p3.fr/neutrinos/neut.html Oscillation des neutrinos http://elementaire.web.lal.in2p3.fr/documents/numero3/decouvertes.pdf Les neutrinos des Supernovae www.fas.org/sgp/othergov/doe/lanl/pubs/00326615.pdf

27 Supplément

28 Source: http://www.ps.uci.edu/~tomba/sk/tscan/pictures.html Super-Kamiokande Muons Électron