Astronomie Neutrino José Busto 28 Janvier 2006

Présentation au sujet: "Astronomie Neutrino José Busto 28 Janvier 2006"— Transcription de la présentation:

1 Astronomie Neutrino José Busto 28 Janvier 2006
CPPM / Université de la Méditerranée Agora des Sciences

2 L’Univers de toutes les nuits
Univers “visible”

3 sans télescope

4 avec télescope

5 Lumière = Onde Electro-magnétique
Longueur d’onde: l= c/n Fréquence: n (Hz)

6 L’Univers à travers les ondes EM

7 Multiples fenêtres Électromagnétiques
ouvertes à l’Univers

8 Multiples fenêtres Électromagnétiques
ouvertes à l’Univers UV IR 73cm Visible Rayons g Rayons X Ondes millimétriques CMB

9 La fenêtre des neutrinos

10 Qu'est-ce-qu'un Neutrino ?

11 1896 Découverte de la radioactivité
Préhistoire du neutrino Découverte de la radioactivité 3 processus d’instabilité de la matière : a, b, g a : charge positives b : charge negative g : neutre A B + p Conservation de l’énergie Conservation de l’impulsion p : spectre discret ( mp << mB )

12 O.K. a ? b O.K. g

13 n La solution désespérée
Lettre de Pauli du 4 Decembre 1930 L’électron est accompagné par une nouvelle particule avec laquelle il partage son énergie Cette particule doit être très difficile à détecter car elle n’a jamais été observée => mn ~ 0 => Qn = 0 n

14 Découverte du neutrino (électronique)
Expérience de Reines et Cowan :

15 Le neutrino dans le monde des particules
Matière ordinaire (stable ) Q = 0 Q = 0 12 particules de matière dont 3 neutrinos ne, nm, nt

16 Les interactions Quelle force sent le neutrino ? …… la plus faible !
Intensité 1 10-2 10-38 10-7 Tout ce qui a une masse Leptons charges quarks Leptons Quarks Quelle force sent le neutrino ? …… la plus faible !

17 Le neutrino, particule passe-muraille
~ 1 annee lumiere !! ( km) Le neutrino peut sonder les régions les plus reculées de l’Univers Le neutrino peut sonder les régions le plus intimes des objets cosmiques

18 Les neutrinos du Soleil

19 Equilibre dynamique Nuage de gaz ( H ) T ~ 14 Millions de oK
Gravitation Radiation Gravitation Fusion nucléaire Equilibre dynamique T ~ 14 Millions de oK Nuage de gaz ( H )

20 46 milliards cm2/s arrivent sur la Terre
Comment cela marche ? 85 % p + p -> d + e+ + ne d + p -> 3He + g 3He + 3He -> 4He + 2p (ne - pp ) pp I 99.87 % 3He + 4He -> 7Be + g 7Be + e- -> 7Li + ne 7Li + p -> 2 4He pp II (ne - 7Be) 15 % 7Be + p -> 8B + g 8B -> 8Be* + e+ + ne 8Be* -> 2 4He pp III (ne - 8B) 0.13 % 46 milliards cm2/s arrivent sur la Terre Nn ~ s-1 4p + 2e- --> He + 2ne MeV

21 Davis détecte des neutrinos. Mais … pas tous ceux qu’il faut !?
1964 Ray Davis propose de detecter les n du soleil 37Cl + ne Ar + e- . Mine de Homestake Bingo ! Davis détecte des neutrinos. Mais … pas tous ceux qu’il faut !? Problème du neutrino solaire 37Cl n 37Ar 37Ar +e- C2Cl4 Ces neutrinos viennent-il réellement du soleil ?

22 n + e- ---> n + e- Détection directe des neutrinos e- dans l’eau
Effet Cherenkov V_e- > V_lumiere ( dans le milieu ) 42o dans l’eau Direction de l’électron Accès à la direction des neutrinos n + e- ---> n + e- n e-

23 Kamiokande  Super Kamiokande
50,000 T eau 11,200 Photo-Multiplicateur 40 m

24 Photo-Multiplicateur

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29 (14.5 evts/j ) 8B flux : ( x 106 cm-2 s-1)

30 Le soleil en neutrino

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32 Astronomie neutrino au delà du soleil
Autant énergie que toute une galaxie ! 23 fevrier 1987, Grand Nuage de Magellan ( a.l.) Sanduleak –69o 202 SuperGeante Bleu 20 Mo Supernovae 1987A

33 Encore plus sur les etoiles
Etoile : 75% H et 25% He Fusion “lente” de l’hydrogene 3 4He > 12C MeV : Geante Rouge --> Naine Blanche Avenir du Soleil 4H + 2e- -> 4He + 2ne MeV Si plus de 8 masse solaire 2 12C > 20Ne + a MeV 2 20Ne > 16O + 24Mg MeV 2 16O > 28Si + a MeV 2 28Si > 56Ni -> > 56Fe Au delà, réactions endothermiques => fin du combustible

34 Fe Onde de choc n Sphère de n Étoile à neutrons Trou Noir
densité nucléaire Onde de choc

35 On a vu les neutrinos de la SN !
Confirmation des modèles SN Physique du n

36 Les supernovae “historiques”
an 185 369 1006 1054 1181 1572 1604 1987A Chinois Nebuleuse du Crabe Tycho Brahe Kepler Première ( et seule ) observée en n

37 Betelgeuse (20 Mo, 310 a.l.) et “prochainement”

38 Astronomie de l’extrême

39 Astronomie Haute énergie
Messagers : g, p, n g n p Neutrino : excellente sonde de l’Univers profond et violent

40 Origine des neutrinos haute énergie
p p A p nm + m m nm + ne + e

41 Les sources Sources galactiques: Sources Extragalactiques:
Plusieurs millions a.l. Accélérateurs cosmiques Les sources Crab Nebula Sources galactiques: Pulsars SNRs Micro quasars Sources Extragalactiques: AGN GRBs

42 plus vite que la lumiere dans l’eau => Lumiere Cherenkov
Lorsqu’on se déplace plus vite que le son dans l’air Boum sonique Lorsqu’on se deplace plus vite que la lumiere dans l’eau => Lumiere Cherenkov Réacteur nucléaire

43 Comment détecter les n haute énergie
Très faibles flux => très grand détecteurs => Détecteur “naturel” Lumière Cherenkov dans l’eau de mer ou la glace Produite par les muons issus des neutrinos muoniques ( nm + M ----> M’ + m ) nm m Cherenkov light 42o nm m

44 t4 t3 t2 t1 Reconstruction de la trajectoire L’évolution en temps
de la lumière Cherenkov dans les PM donne la direction t4 t3 t2 t1

45 ANTARES collaboration
Erlangen NIKHEF Amsterdam ITEP Moscow Sheffield Leeds IFREMER, Brest DAPNIA, Saclay IReS, Strasbourg Mulhouse CPPM , Marseille IFREMER,Toulon COM, Marseille OCA, Nice Genova Bologna Bari IFIC Valencia Pisa Roma Catania LNS

46 ANTARES Site Shore Station Institut Michel Pacha Submarine Cable
La Seyne sur Mer Institut Michel Pacha Shore Station

47 Telescope ANTARES 14.5 m 450 m 40 km to shore Junction Box ~70 m
© F. Montanet Telescope ANTARES 12 lines 25 storeys / line 3 PMTs / storey 900 PMTs 450 m 14.5 m 40 km to shore Junction Box ~70 m Submarine links 2500m depth

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49 Le bruit de fond biologique
© F. Montanet Le bruit de fond biologique + bactéries 40K Bioluminescence

50 Bruit de fond physique nm nm p p On regarde vers le bas
Le bruit de fond physique provient de l’interaction dur rayonnement cosmique avec l’atmosphère. nm m p p nm On regarde vers le bas En(cosmique) > En(atmosphérique) On regarde à haute énergie

51 Déploiement de la boite de jonction
2000 – 2002 Detailed knowledge of large objects on site

52 Prototype sector line PSL & MIL Mini Instrumentation Prototype Line
Feb 2003 Prototype Sector Line (PSL) Dec 2002 April 2003 – July 2003 PLS :1/5 of a complete line Junc Box Dec 2002 March 2003 EO cable Oct 2001

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57 Mars 2005 Ligne 0 + MILOM 25 étages Junction Box

58 Première ligne prête Decembre 2005 Détecteur complet 2007

59 Astronomie neutrino au pole sud
AMANDA AMANDA Pole Sud Dome road to work Summer camp 1500 m 2000 m [not to scale]

60 Forage d’un trou de 2400 m dans la glace Descente module optique

61 Prochaine Génération: KM3
ICECUBE-Pole Sud KM3NET-Méditerranée Amanda II

62 Conclusion n ? Neutrino

63 Les conférences du CPPM
Nouveau cycle mars 2006 Samedi 10h – campus de Luminy CPPM : marwww.in2p3.fr

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65 Différents type d’événements
Gerbe hadronique N W nl l nt m t nt nm ne

66 Dépendance en temps

67 Most promising sources
AMANDA ANTARES Mkn 501 Mkn 421 CRAB SS433 3C 279 not observed Mkn 501 CRAB RX J SS433 VELA not observed GX339-04 Centre galactique SS433 Microquasars: GX339

68 Predictions. Galactic sources
Type Distance (kpc) E (GeV) Nμ (km-2 yr-1 ) Ref. Supernovae Shocks pulsars 10  103  102  106  105 108  10  108 100 50  1000  100  1000  1000 Waxman & Loeb 2001 Protheroe et al. 1998 Beall & Bednarek 2002 Nagataki 2004 Plerions Crab 0.5  4.4 2 < 103  105  103  5·105 10 106  1  12  1 a few  1  4  14 Guetta & Amatto 2003 Bednarek 2003 Bednarek & Protheroe 1997 Amato et al. 2003 Shell SNRs SNR RX J Sgr A East 6 8  104  105  40  140 Alvarez-Muñiz & Halzen 2002 Pulsars + Clouds Galactic Centre Cygnus OB2 1.7 104 107 > 103 104  107 < 106  2  30  0.5 4 Bednarek 2002 Torres et al. 2004 Anchordoqui et al. 2003 Binary systems A 2.6 3 · 102  103 Microquasars 1  10 103 105 1  300 Distefano et al. 2002 Magnetars 3  16 < 105 1.7 (0.1/∆Ω) (5/d2) Zhang et al. 2003

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70 g e- p p+, po n

71 Spectre neutrinos