Le Collège de France (Paris V)

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1 Le Collège de France (Paris V)

2 Le Neutrino, une Particule Fantôme
Postulé par le calcul, découvert par l'expérience, puis objet d'analyse, le neutrino est encore aujourd'hui une énigme et un bon exemple de démarche scientifique. Cette conférence en images présente le neutrino, particule tout à fait singulière. En voici les principaux points : Quelles sont les propriétés du neutrino ? Comment et où les neutrinos sont-ils produits ? Comment les détecte-t-on ? Quels types d’expériences doivent être réalisées ? Comment voit-on l’Univers ? Ce cadre devrait permettre à chacun, s'il le souhaite, de traiter plus en détail l'une ou l'autre des expériences présentées ici et de montrer ainsi ce qui est mis en oeuvre pour tenter de résoudre l’énigme du neutrino.

3 Un neutrino pour quoi faire ?
1896 : 238 U Th + particule alpha Cette émission sera baptisée radioactivité alpha 1900 : mise en évidence de l’émission gamma (Paul Villard) 1914 : Chadwick mesure le spectre continu d’électrons radioactivité bêta 1930 : N N’+e N N’ + e +? (Pauli) 1933 : théorie proposée par Fermi pour n p + e + ve et beaucoup plus tard une théorie complète avec Un neutrino pour quoi faire ? Le caractère immuable de la matière a été remis en cause avec la découverte de la radioactivité il y a 100 ans. À la suite de cette découverte, l'étude des noyaux radioactifs et de leurs rayonnements a montré qu'il existait trois types de radioactivité suivant la nature de l'émission : a, b, g. • Dans le premier cas, un noyau d'hélium -édifice très stable- appelé particule a, est expulsé du noyau initial avec une énergie bien définie compensant l'énergie équivalente à la différence de masse entre le noyau initial et le noyau final (E = mc2) en vertu du principe de conservation de l'énergie. • Il en est de même lors de l'émission de rayons g : les photons sont émis à une ou plusieurs énergies bien définies (valeurs discrètes). • En revanche il en va différemment des rayons b, qui sont des électrons, découverts en 1897 par J.J. Thomson ( ). À la surprise des physiciens, pour ce rayonnement b, l'énergie d'émission des électrons s'étendait continûment de 0 à une valeur maximum correspondant à l'énergie totale disponible dans le noyau émetteur (spectre continu d'émission). Pour expliquer ce fait, une longue polémique s'ensuivit qui conduisit à "l'invention" du neutrino en 1930, puis à sa découverte expérimentale, en 1956. (T3)

4 Désintégration du tritium

5 Les acteurs Pauli invente le “ neutrino ” 1930 Fermi explique 1933
Reines et Cowan le découvrent en 1956 Puis dans une deuxième phase d’autres types de neutrinos sont produits avec des accélérateurs... dès Les acteurs La polémique sur la possibilité de non-conservation de l'énergie dans ce type de désintégration, fut alimentée par Niels Bohr ( ), qui suggéra des mécanismes différents à l'échelle subatomique, ne conservant l'énergie qu'en moyenne. C'est le physicien suisse, d'origine autrichienne (naturalisé américain par la suite) Wolfgang Pauli ( ), qui suggéra en 1930, pour sauver le principe de conservation de l'énergie, de faire intervenir une particule supplémentaire non observée, donc neutre et de masse faible (voire nulle) qu'il qualifie lui-même de "remède désespéré". Cette particule sera baptisée "neutrino" "le petit neutre" par Enrico Fermi ( ), par opposition au "neutrone" (le gros neutre) ou neutron (en français) que James Chadwick ( ) venait de découvrir. C'est au même Fermi que l'on doit, vers 1933, une explication complète de la désintégration b basée sur l'hypothèse que le couple électron-neutrino était produit par le noyau, alors que ni l'une ni l'autre de ces particules n'y préexistent, à la différence de la particule , quasiment préformée dans le noyau. Le neutrino ne laissant aucune trace dans les détecteurs(1) existants, il devait en outre être insensible aux interactions électromagnétiques et nucléaires. Ceci explique pourquoi il s'écoulera environ 25 ans entre cette idée originale, et la mise en évidence de cette particule (1956) par Clyde Cowan ( ) et Frederick Reines, ce dernier ayant reçu le prix Nobel de physique en 1995 pour cette découverte . Ce rappel historique résume toute la spécificité du neutrino et son mystère ... Soixante ans de recherches opiniâtres menées par différents physiciens pour une "particule". C'est cette recherche que nous allons décrire à travers les questions qu'elle soulève et les expériences réalisées ou en projet. (1) Les termes en italique dans le texte sont définis en dernière page de cette conférence (T4) En 1968 R.Davis détecte pour la première fois des neutrinos issus du soleil En 1987 un détecteur géant détecte des neutrinos d’une supernova ! L’astronomie neutrino est en marche.....

6 Neutrinos: naissance d’ une idée 1930 Wolfgang Pauli
Chères Mesdames, chers Messieurs les Radioactifs, Comme va vous l’expliquer avec plus de détails celui qui vous apporte ces lignes et auquel Je vous prie d’accorder toute votre bienveillante attention, il m’est venu en désespoir de cause, face à la statistique “ fausse ” concernant les noyaux N et 6Li ainsi que le spectre b continu, l’idée d’un expédient pour sauver le principe d’échange de la statistique et le principe de conservation de l’énergie. Il s’agit de la possibilité qu’il existe dans les noyaux des particules électriquement neutres, que je propose d’appeler neutrons, dotées d’un spin de valeur ½, obéissant au principe d’exclusion et qui de surcroît se distinguent des quanta de lumière par le fait qu’ils ne se déplacent pas à la vitesse de la lumière. La masse des neutrons devrait être du même ordre de grandeur que celle des électrons, et en tous cas non supérieure à 0,01 de celle des protons. Le spectre b continu se comprendrait alors en admettant par hypothèse que lors de toute désintégration b est émis, outre l’électron, aussi un neutron, de telle sorte que la somme des énergies du neutron et de l’électron soit constante. La question qui se pose maintenant est de savoir quelles forces agissent sur le neutron. Pour des raisons relevant de la mécanique ondulatoire (et dont celui qui vous transmets ces lignes est en mesure de vous informer plus précisément), le modèle le plus vraisemblable pour le neutron me semble impliquer q’au repos il soit un dipôle magnétique doté d’un certain moment m.. Les expériences exigent assurément que l’action ionisante d’un tel neutron ne puisse pas être supérieure à a celle d’un rayon et donc la dimension linéaire de m ne doit sans doute pas être supérieur à 10 –13 cmA l’heure actuelle, cependant, je ne m’aventurerai pas à publier quelque chose sur cette idée, je me tourne d’abord en toute confiance vers vous, chers radioactifs, pour vous demander ce qu’il en serait d’une expérimentation établissant l’existence d’un tel neutron si celui-ci devait présenter un pouvoir de pénétration égal ou supérieur d’un facteur 10 à celui d’un rayon gamma. chers Radioactifs, examinez et jugez.- malheureusement, je ne peux pas venir moi-même à Tubingen, ma présence à Zurich étant absolument requise en raison d’un bal qui a lieu dans la nuit du 6 au 7 décembre.- Je vous salue bien tous, ainsi que M.Back. Votre très dévoué, Wolfgang Pauli

7 Neutrinos ou neutrons 1932 Chadwick découvre le neutron mais celui-ci est trop lourd pour être la particule de Pauli. Pauli répond …. J Chadwick

8 Neutrinos 1933 Pauli répond en Octobre 1933
“... Leur masse ne peut guère être supérieure à celle de l’électron. “ Fermi les baptisera neutrinos pour petits neutrons. E Fermi

9 Neutrinos détection directe 1953 Reines and Cowan
La cible est constituée de 400 litres d’eau et de Chlorure de Cadmium. Le neutrino interagit avec un proton et donne un positon(e+) et un neutron (n). e+ et e- s’annihilent en 2 photons . Le neutron ralentit et capturé par le Cadmium donne 3 photons 15 microsec plus tard Tous les photons sont détectés et le retard signe le neutrino.

10 Les constituants élémentaires de la matière
Le neutrino et les constituants élémentaires de la matière La matière à son échelle la plus élémentaire est composée de deux familles de particules, les leptons et les quarks. Chaque famille comprend six particules groupées en paires. En particulier les leptons comprennent : • l’électron et le neutrino électronique, • le muon et le neutrino muonique, • le tau et le neutrino tauique. Lorsque l’on découvre une particule, l’une des préoccupations des physiciens est d’en mesurer les paramètres essentiels. En outre, dans le cas du neutrino, où 25 ans séparent la suggestion de son existence et sa mise en évidence, le mystère peut sembler plus grand. Une liste de questions se posent ainsi à son propos : • Le neutrino a-t-il une masse ? Si oui, quelles en sont les conséquences ? À ce propos, il est intéressant de remarquer que toutes les briques élémentaires de la matière sont massives. • Le neutrino est-il stable ? • Le neutrino existe-t-il sous différentes espèces ? • Est-il à lui-même son antiparticule ? (T5) En particulier il existe un antineutrino associé à chaque espèce de neutrino : ne nm nt

11 La matière e, m , t u, d, s ne , nm nt c, b, t Les leptons :
Les quarks : u, d, s c, b, t

12 Les Sources de neutrinos
Naturelles Artificielles Le Soleil Les collisions atmosphériques Les super-novae Le big-bang ! Les réacteurs Les accélérateurs Les Bombes!

13 Les sources naturelles du neutrino
Les sources du neutrino Suivant le domaine d'énergie considéré, le neutrino se comporte de façon différente vis-à-vis de la matière qu'il rencontre. Il est donc commode de différencier les domaines d'énergie où il intervient. • autour du meV (10-3 eV) : Dans la soupe primordiale de particules à très haute température, et dès les premiers centièmes de seconde de notre Univers, nous trouvons des neutrinos en très grand nombre (un milliard de fois plus que des protons). Ils sont produits suivant la réaction : e+ + e-  n + n. Ces neutrinos, reliques des premiers instants de l'Univers , ont suivi l'expansion en volume de l'Univers et leur énergie a diminué (la soupe s'est refroidie). Ils sont aujourd'hui dilués à raison de 100/cm3 et par espèce. Le domaine de physique concerné est la cosmologie. • du keV au MeV (1 000 eV à eV) : Nous sommes dans le domaine de la physique nucléaire ou de l'astrophysique nucléaire. Ces énergies sont mises en jeu lors des réactions de fusion dans le Soleil (n solaires) ou dans certaines désintégrations b de noyaux radioactifs. Ces énergies sont aussi obtenues dans les centrales nucléaires après désintégration des produits de fission. • au delà du GeV (un milliard d'eV) : C'est le domaine d'énergie des accélérateurs de particules ou des rayons cosmiques. Les neutrinos produits servent de sonde pour la matière ou de témoin de phénomènes violents qui ont lieu dans l'Univers. D'autre part, la méthode de production des neutrinos est souvent liée aux questions que l'on se pose et aux expériences que l'on projette. Les sources naturelles de neutrinos • Dans les étoiles La fusion de deux protons dans le Soleil conduit à la production d'hydrogène lourd (deutérium) accompagné d'un positon et d'un neutrino. Cette réaction brûle lentement l'hydrogène (600 millions de tonnes par seconde !) et permet ainsi au Soleil de nous chauffer et à la vie de se développer sur Terre. Ceci constitue le cycle de production d'énergie (synthèse de l'hélium) dans le Soleil. Issus du Soleil, 65 milliards de neutrinos par seconde et par cm2, soit trois à quatre par cm3, nous transpercent, tels d'indolores fléchettes. Dans le coeur des supernovae, nous assistons à la photodissociation du fer en éléments plus légers : g + 56 Fe  13a + 4n suivi de a + g  2p + 2n qui a pour conséquence les réactions de capture d’électrons par les protons : e- + p  n + ne Un peu plus tard dans l'évolution de l'étoile, on assiste aussi à des réactions du type production de paires neutrino-antineutrino. Dans l'atmosphère... Le neutrino est le produit de désintégration de particules instables, combinaisons de quark-antiquark appelées mésons p (pions) ou K (kaons), qui sont présents dans les rayons cosmiques. Lorsque les protons pénètrent dans l'atmosphère terrestre, ils produisent des pions et des kaons chargés qui se désintègrent selon le processus général suivant :  / K   +    e e +  +  e e +  (T7) p + p  e+ + d + ne Les neutrinos émis par le soleil, témoins de la synthèse de l’hélium. d + p  3He + g 3He + 3He  4He + 2p Neutrinos issus des supernovae e- + p  n + ne et du cosmos e+ + e-  n + n

14 Production d ’hélium dans le Soleil

15 Les rayons cosmiques T14 Conclusion
En 1936, quelques années à peine après la formulation de l’hypothèse du neutrino, Bethe et Bacher déclaraient à son sujet : • il ne porte pas de charge • sa masse est très petite, probablement nulle • il n'a pas d'effets détectables • il est stable En 2002, et malgré un rythme soutenu d'expériences délicates, il est intéressant de constater que notre compréhension du neutrino a progressé ouvrant cependant sur d ’autres questions : • le neutrino change sans doute de saveur dans certaines conditions et possède une masse • cependant on ne connaît pas encore exactement sa nature : est-il ou non à lui-même son antiparticule? Etant donné le nombre et l'importance des processus dans lequel le neutrino joue un rôle, on ne s'étonnera pas de savoir qu'aujourd'hui encore de nombreux physiciens dans le monde traquent le neutrino dans ses caractéristiques les plus intimes, autour de projets d'expériences coûteuses et de grande taille ! L'enjeu reste important puisqu'il s'agit : • de découvrir une fraction de la matière cachée dans l ’Univers • de comprendre les mécanismes violents dans l ’Univers à travers des sources de neutrinos dans l ’univers proche et lointain. En quelque sorte, une lumière neutrino est à comparer aux photons qui nous parviennent d'un ciel plein d'étoiles. (T14) T14

16 Deux Neutrinos 1962 AGS Proton Beam Les neutrinos
Schwartz Lederman Steinberger Les neutrinos issus des m- ne produisent que des muons après avoir interagi

17 Deux sources artificielles de neutrinos
Les centrales nucléaires La centrale nucléaire de Chooz dans les Ardennes, d'une puissance de 2 x MWTh, représente fissions/s soit 6 fois plus de neutrinos. Le détecteur, situé à une distance de 1000 m de la centrale... Deux sources artificielles de neutrinos Sur notre planète Terre • par une bombe atomique du type Hiroshima (bombe A) qui produit des antineutrinos après fission, comme un réacteur nucléaire, ou par une bombe H qui produit des neutrinos par fusion nucléaire. À tel point que la première proposition pour détecter les neutrinos, dans les années 50, fut de placer un détecteur sur un site d'expérimentation militaire, où l'on faisait exploser des prototypes de bombe (Los-Alamos) ! • auprès des réacteurs : Les abondants fragments de fission, pour la plupart radioactifs, émettent des "antineutrinos" par radioactivité bêta. C'est la raison pour laquelle les premiers détecteurs ont été installés auprès des centrales de production d'énergie nucléaire. Ce fut le cas du projet "Poltergeist" (esprit frappeur) des physiciens Clyde Cowan et Frederick Reines. (T8) Une bombe thermo-nucléaire ...est installé à une profondeur de 100 m

18 Comment les voir ? On dit qu’on les détecte…..

19 Des expériences de détection des neutrinos
La mise en évidence des neutrinos Expérience de Reines et Cowan (1956) Des expériences de détection des neutrinos Dans ce domaine de physique, l'IN2P3 a été particulièrement actif. Nous n'expliquerons pas ici toutes les expériences liées aux neutrinos. Et, dans la mesure où elles recouvrent de nombreuses techniques, nous laissons le soin à leurs participants d'en exposer les qualités et caractéristiques. En revanche nous citerons quelques-unes de ces expériences parmi les plus significatives dans ce domaine. Pour voir un neutrino, il s’agira de mesurer : • soit une énergie déposée due à la collision du neutrino avec un noyau, un électron. • soit les produits plus facilement détectables, par exemple, la désintégration bêta inverse d'un noyau comprenant Z protons et A nucléons : n + (A, Z)  (A, Z+1) +e- produit un noyau instable qui peut être détecté par sa désintégration. • Expériences auprès des réacteurs Depuis la découverte du neutrino auprès du réacteur de Savannah-River aux USA, les expériences auprès des réacteurs se sont succédées. Dans ce cas, on observe le neutrino - ou plus exactement l'antineutrino - en détectant les produits typiques résultant d'une interaction de cette particule. La grande quantité des antineutrinos fournis par les réacteurs permet de se contenter d’un détecteur de volume modeste (de l’ordre du mètre cube). Ces expériences ont essentiellement pour mission de mettre en évidence un phénomène de disparition des neutrinos produits. Une telle observation conduirait à une interprétation en termes de masse du neutrino (expériences au Bugey, à Gösgen, et à Chooz). • Neutrinos solaires Le neutrino peut témoigner, comme le photon, du déroulement de phénomènes violents ou mystérieux dans l'Univers (explosion de supernova, fonctionnement d'une étoile...). Il s’agit de détecter des neutrinos extraterrestres (solaires ou atmosphériques). Rappelons que les premières observations de ce type furent celles des neutrinos solaires dans l'expérience de Ray Davies (Homestake ). Ces observations ont, depuis 30 ans maintenant, révélé un déficit de neutrinos en provenance du Soleil. Ce résultat qui est désormais connu comme "anomalie des neutrinos solaires" a donné lieu à une activité importante dans ce domaine et à des expériences aux performances accrues. La détection de ces neutrinos ou de neutrinos d'énergie équivalente (inférieure ou de l'ordre du MeV) requiert des détecteurs de grande taille (des milliers de m3) en raison du très faible taux d'événements. Dans cette gamme d'énergie, il est le plus souvent nécessaire de se protéger des rayons cosmiques et par conséquent d'installer le détecteur dans une mine, sous l'eau, ou encore dans un tunnel. La couverture de terre ou d'eau joue le rôle de tamis ne laissant passer que les particules les plus pénétrantes, évitant ainsi des détections indésirables (bruit de fond). (T10) Le neutron est capturé par un atome de cadmium qui en se désexcitant produit 3 photons gamma. Par ailleurs, le positon s’annihile avec les électrons pour donner 2 photons gamma.

20 Effet Cerenkov Ve > c/n

21 Effet Cerenkov Cherenkovlight wavefront c0 = speed of light in vacuum
See for a nice illustration c0 = speed of light in vacuum Cherenkovlight wavefront Compare : shock wave of supersonic airplanes

22

23 Le spectre électromagnétique
La « lumière » Le spectre électromagnétique Longueur d’onde (m) Astro gamma (®1015 eV) Energie (eV)

24 La « lumière » des neutrinos
R.Davis M.Koshiba

25 Neutrino Windows Neutrino Facilities Assessment Committee, NAS (2002)

26 Difficulté fondamentale
On attend de l ’ordre de 1 à 10 coups par tonne de détecteur et par jour. Alors que 1g d ’uranium correspond à coups par seconde ! Par conséquent il faut impérativement réduire le bruit de fond ou caractériser l ’événement que l ’on cherche. Pour ces raisons il faut se protéger (sous terre ou sous la mer….) des rayons cosmiques et de la radioactivité naturelle (blindage actif et passif).

27 Observatoire Souterrain
60 milliards de neutrinos par seconde par cm2 Et 1 seul s’arrete par jour et par tonne

28 Mine de Homestake (Dakota du Sud)

29 Détection de neutrinos solaires
Ray Davis Prix Nobel 2002 Détecteur Homestake Détection de neutrinos solaires 600 tonnes de Chlore neutrinos > 1 MeV vérifie la fusion dans le soleil Le nombre de neutrinos détectés est 3 fois plus petit que le nombre attendu !

30 20 mai 1968

31 La masse du neutrino ? e = 10-4 l’univers se recontractera !!!
Dès les premières secondes l'univers se remplit de neutrinos : Aujourd’hui il y en a 100 par cm3 et par espèce. Avec mn = e me La densité de l’univers en neutrinos est : 300 x 106 e me / m3 e = 10-4 l’univers se recontractera !!! Quelque soit mn non nulle le neutrino peut osciller La masse du neutrino ? Parmi toutes les questions importantes qui se posent au sujet de cette particule, nous avons choisi d'insister sur celle de sa masse, qui est sans doute celle qui a le plus mobilisé les physiciens. Si l'on mesure la masse de notre Univers, on lui trouve une densité que l'on compare à une densité dite "critique" en deçà de laquelle notre Univers est en expansion infinie selon la théorie de la relativité générale d'Einstein. On peut faire une analogie entre cette quantité et la vitesse de libération d'un objet propulsé vers le ciel, vitesse au-delà de laquelle l'objet échappe à l'attraction terrestre. Dans notre cas, la densité critique est estimée à quelques masses de proton par m3. En raison du très grand nombre de neutrinos présents dans l'Univers, leur masse peut jouer un rôle décisif. En effet : • Il suffit que la masse du neutrino soit un millionième (10-6) de la masse de l'électron, pour que l'Univers soit dominé par la masse des neutrinos. • si cette masse est un dix-millième (10-4) de la masse de l'électron, notre Univers arrêtera son expansion, il se recontractera. On voit bien dès lors l'importance que revêt l'existence d'une masse non nulle pour le neutrino. En effet, le neutrino est ainsi directement relié à la cosmologie puisque : • d'une part l'avenir de notre Univers en dépend, • d'autre part il peut résoudre, partiellement, la question non moins brûlante de la "masse manquante" de l'Univers. Il devient ainsi clair que les physiciens nucléaires, des particules et les astrophysiciens, sont intéressés à la problématique du neutrino. Pour tenter de mieux comprendre cette particule nous sommes amenés à nous poser d'autres questions : • Comment et où produit-on des neutrinos ? • Comment les détecte-t-on ? • Quels types d'expériences doivent être réalisées ? Certaines de ces expériences sont basées sur le phénomène d'oscillation du neutrino : si le neutrino a une masse, alors chaque "espèce" de neutrino peut se transformer continûment en une autre. Et, réciproquement, si un neutrino oscille, il a une masse non nulle ; c'est la raison pour laquelle plusieurs expériences tendent à mettre en évidence ce phénomène d'oscillation. Deux types d'expériences sont réalisées : • On tente de détecter sur la trajectoire d’un faisceau de neutrinos d'une espèce connue, des neutrinos d'une autre espèce. On dit que l'on a une expérience d'apparition. • A partir d’une source connue de neutrinos (un réacteur), on cherche à comparer le nombre de neutrinos encore présents dans un détecteur à celui de la source. C'est alors une expérience de disparition. (T6)

32 Gran-sasso

33 Le laboratoire du Gran-Sasso à l ’Aquila
Le LNGS

34 Hall C (Gran-Sasso) Au premier plan (gauche) on voit le prototype de
BOREXINO. À droite le conteneur en acier pour BOREXINO

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36 Prototype- (C.T.F)

37 Photomultiplicateurs.
La Sphère de Borexino La sphère intérieure dans Borexino est tapissée avec 2200 Photomultiplicateurs.

38

39 “Signal explosion” supernova
ondes gravitationnelles n’s lumière

40 Le détecteur Super Kamioka au Japon

41 Comment voit-on l’Univers ?
À côté de la physique du neutrino, qui consiste à mesurer les paramètres essentiels encore inconnus et à déterminer la nature de cette particule, il est apparu une branche nouvelle de la physique : "l'astronomie neutrino". Au début du siècle, notre compréhension de l'Univers reposait essentiellement sur des observations visuelles dans le domaine optique. Puis, grâce aux radio-télescopes, la fenêtre de sensibilité s'est élargie, couvrant ainsi une gamme plus grande d'ondes électromagnétiques. Avec la détection des rayons infra-rouges, ultraviolets, X, et même des rayons gamma de plus haute énergie, on couvre un plus large spectre de "visibilité" de l'Univers qui nous entoure. Le neutrino, qui nous parvient depuis le coeur des étoiles, est un nouveau témoin de la structure de notre Univers. Voir le ciel à l'aide des neutrinos nous permet d'accéder à de nouvelles informations. C'est la raison pour laquelle nous assistons à un engouement récent pour l'astronomie neutrino. L'astronomie neutrino, en gestation depuis la première détection des neutrinos solaires dans les années 60, est née à la fin des années 80 avec la détection non prévue, dans plusieurs détecteurs au même instant, des neutrinos émis par la supernova SN1987A dans le grand Nuage de Magellan. Cette astronomie comporte l'observation des neutrinos de basse énergie issus du Soleil aussi bien que ceux de plus haute énergie en provenance des supernovae ou même des galaxies proches. Elle a déjà constaté certaines anomalies, en particulier celle des neutrinos solaires. En effet lorsque, en 1968, le chimiste (bel exemple d'interdisciplinarité) Ray Davies rendit compte de ses premières observations "indirectes" de neutrinos venus du Soleil, les physiciens furent confrontés à un problème sérieux : après comparaison avec les modèles décrivant l’évolution de cette étoile, il semblait y avoir un déficit indiscutable et important de neutrinos en provenance du Soleil. Le Soleil fonctionnait-il bien comme on l'avait toujours cru ? Ou bien le neutrino se transformait-il d'une espèce en une autre sur son parcours Soleil-Terre (oscillations) ? On a alors assisté peu à peu à la reconversion d'un certain nombre de sites souterrains qui, mis à part Homestake (South Dakota, où se trouve le détecteur de Ray Davies), étaient destinés à détecter des désintégrations de proton pour en mesurer la durée de vie. Une série d'expériences destinées à détecter les neutrinos solaires se sont mises en place et ont confirmé le déficit. Toujours plus ambitieuse, l'astronomie neutrino ne fait donc que commencer et, au-delà de ce siècle, il est très probable que s'installeront des expériences au sol (sous la terre, sous la mer, sous la glace) destinées à la détection de neutrinos stellaires et extragalactiques. (T13) T13

42 Neutrino Astrophysique IceCube
Neutrinos de très hautes énergies Km3 Détecteur 250Meuros

43 IceCube Le détecteur profond 1400-2400m 80 tiges 4980
photomultiplicateurs

44 On ajoute la dimension spatiale………..
Ce qui signifie que les expériences futures Seront principalement réalisées a partir De satellites (stations spatiales)

45 Le but Ultime Neutrinos des tous premiers instants de l ’Univers
Bruit de fond Cosmique Les Neutrinos se découplent 1 seconde après le big-bang Ils sont environ 300 / cm3. Leur détection reste un défi