Le neutrino – Les expériences de l'IPHC · environmental RESearch) a entrepris de construire un...
1
magnets with B ≈ 1.55 T Le neutrino – Les expériences de l'IPHC Le neutrino – Les expériences de l'IPHC HISTOIRE DU NEUTRINO 1930 : Pauli fait l'hypothèse d'une nouvelle particule. 1933 : Fermi reprend l'idée du neutrino de Pauli et élabore la théorie de la désintégration bêta. 1956 : Mise en évidence expérimentale du neutrino électronique ν e . 1962 : Observation du neutrino muonique ν μ . 1991 : L’accélérateur du CERN (LEP) montre qu'il n'y a que trois neutrinos légers. 1995 : Déficit de neutrinos solaires confirmé par l'expérience GALLEX. 1998 : Confirmation des oscillations entre neutrinos (Super-Kamiokande). 2000 : Mise en évidence expérimentale du neutrino tauique ν τ . LES SOURCES DE NEUTRINOS Les neutrinos solaires : fusions thermonucléaires du soleil (400000 milliards ν/s/homme). Les neutrinos des hommes : accélérateurs de particules, réacteurs nucléaires (10- 100 milliards ν/s/homme), corps humain (340 millions/jour, 20 mg de potassium 40). Les neutrinos de la Terre : noyaux atomiques radioactifs naturels (50 milliards ν/s/homme). Les neutrinos atmosphériques : neutrinos issus des gerbes atmosphériques. Les neutrinos du Big-Bang : fond diffus de neutrinos issus du Big-Bang (330 ν/cm3). Les neutrinos astrophysiques : cataclysmes violents comme les explosions de supernovae, les fusions entre étoiles à neutrons, les noyaux actifs de galaxie. ʋ ʋ μ μ μ N N X X W W ʋ ʋ μ μ μ 43° 43° Mer Mer (profondeur : 2500 m) (profondeur : 2500 m) Terre Terre Lumière Lumière Čerenkov du Čerenkov du μ Reconstruction en 3D de la Reconstruction en 3D de la trajectoire du trajectoire du μ μ Interaction Interaction ANTARES – L'astronomie neutrino ANTARES – L'astronomie neutrino La collaboration européenne ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch) a entrepris de construire un télescope sous-marin à neutrinos. Ce détecteur comprendra 900 capteurs de lumière très sensibles, répartis dans 20 millions de mètres cube d'eau. L'objectif scientifique principal est de détecter les neutrinos de haute énergie pour mieux comprendre l'univers. Ces deux images représentent la même partie du ciel, avant et après l'explosion d'une supernova. Ces phénomènes sont une source importante de neutrinos astrophysiques. LES PROPRIÉTÉS DES NEUTRINOS • Sensibilité unique à l'interaction faible : une distance d'une année lumière de plomb arrêterait la moitié des neutrinos qui la traverse. • 3 saveurs de neutrinos : électronique, muonique, tauïque • Oscillation d'une saveur à l'autre (Mécanique Quantique) • Masse non nulle : ν e < 2,5 eV/c², ν μ < 170 keV/c², ν τ < 18 MeV/c². (1 MeV/c² = 1,783.10 -27 g soit 1 millionième de milliardième de milliardième de la masse d'un moustique) • Charge nulle Pourquoi le neutrino ? Lors de leurs parcours dans l'espace, les protons et les photons interagissent avant d'arriver sur Terre avec le fond diffus cosmologique, la matière interstellaire, les champs magnétiques (protons). Une grande partie de l'information est donc perdue. Les neutrinos ne présentent pas ce problème. Principe de détection Le neutrino ayant interagi au voisinage du détecteur produit un muon qui va induire un effet Čerenkov dans l'eau. La lumière générée est détectée par un réseau de photomultiplicateurs. OPERA – Expérience avec un faisceau de neutrinos OPERA – Expérience avec un faisceau de neutrinos 4 6 0 m 46 0 m 70 m 70 m L i gn e L i gn e Module Optique Module Optique Boîte de Boîte de jonction jonction Bouée Bouée Sous-marin Sous-marin C a b l e v e r s la C a b le v e r s la c ô te c ô te Déploiement 2006-2007 Déploiement 2006-2007 neutrino μ Vue d'artiste du détecteur ANTARES : le détecteur est orienté vers le bas. Ainsi il est sensible aux neutrinos montants sans être saturé par les nombreux muons descendants issus des rayons cosmiques. La collaboration OPERA (Oscillation Project with Emulsion tRacking Apparatus) est une collaboration internationale composée d'une quarantaine d'instituts et de plus de 150 chercheurs. 732 Km LE FAISCEAU CNGS (CERN Neutrino to Gran Sasso) Le faisceau (CNGS) est produit au CERN (Genève) et est dirigé en direction du laboratoire souterrain du Gran Sasso où se trouve le détecteur. - Energie moyenne des neutrinos muoniques produits : 17 GeV - Distance parcourue sous la croûte terrestre : 732 km LE DÉTECTEUR AU GRAN SASSO OPERA est un détecteur hybride composé de détecteurs chimiques et électroniques. L'IPHC, anciennement IReS, s'est chargé de la construction des 507 modules du trajectographe électronique. - Détecteur électronique (trajectographe) : 32448 barreaux de scintillateur plastique - Détecteur chimique : >200 000 briques (alternance de 56 feuilles de plomb + 57 feuilles d'émulsion photographique) PRINCIPE DE DÉTECTION L'apparition du neutrino tauïque sera signalée par la présence du lepton tau associé. Le plomb permet une plus grande probabilité d'interaction des neutrinos et les émulsions photographiques une très grande résolution spatiale afin de reconstruire en 3D les trajectoires des particules. Emulsion photographique Emulsion photographique ÉTAT ACTUEL Le détecteur OPERA est actuellement installé au Gran Sasso. La mise en route du faisceau CNGS a été réalisée à la fin du mois d'août et les premiers neutrinos muoniques du CERN ainsi que les premiers événements ont été vus avec succès au Gran Sasso. ν μ ν e ν τ La recherche océanique (étude des grands fonds, sismologie sous-marine) et le développement de nouvelles technologies de détection (acoustique) est également au cœur des recherches. Ce télescope d'un genre entièrement nouveau constitue donc un observatoire pluridisciplinaire permanent en mer profonde. Le but de cette expérience est de détecter les neutrinos tauïques dans un faisceau pur de neutrinos muoniques. Il s'agit de la première expérience d'apparition de neutrinos en Europe. Interaction dans la roche Interaction dans le trajectographe Supermodule 1 (SM 1) Supermodule 2 (SM 2) Faisceau de ν μ Trajectographe électronique et murs de briques Spectromètre ν Couches d'émulsions photographiques Pb τ 1 mm ~ 0.6 mm Coude de désintégration http://ireswww.in2p3.fr/ires/recherche/opera/opera.html http://antares.in2p3.fr Nathalie CHON-SEN – Didier CASTEL http://iphc.in2p3.fr
Transcript of Le neutrino – Les expériences de l'IPHC · environmental RESearch) a entrepris de construire un...
magnets with B ≈ 1.55 T
Le neutrino – Les expériences de l'IPHCLe neutrino – Les expériences de l'IPHCHISTOIRE DU NEUTRINO
1930 : Pauli fait l'hypothèse d'une nouvelle particule.
1933 : Fermi reprend l'idée du neutrino de Pauli et élabore la théorie de la désintégration bêta.
1956 : Mise en évidence expérimentale du neutrino électronique νe.
1962 : Observation du neutrino muonique νμ.
1991 : L’accélérateur du CERN (LEP) montre qu'il n'y a que trois neutrinos légers.
1995 : Déficit de neutrinos solaires confirmé par l'expérience GALLEX.
1998 : Confirmation des oscillations entre neutrinos (Super-Kamiokande).
2000 : Mise en évidence expérimentale du neutrino tauique ντ.
LES SOURCES DE NEUTRINOS
Les neutrinos solaires : fusions thermonucléaires du soleil (400000 milliards ν/s/homme).
Les neutrinos des hommes : accélérateurs de particules, réacteurs nucléaires (10-100 milliards ν/s/homme), corps humain (340 millions/jour, 20 mg de potassium 40).
Les neutrinos de la Terre : noyaux atomiques radioactifs naturels (50 milliards ν/s/homme).
Les neutrinos atmosphériques : neutrinos issus des gerbes atmosphériques.
Les neutrinos du Big-Bang : fond diffus de neutrinos issus du Big-Bang (330 ν/cm3).
Les neutrinos astrophysiques : cataclysmes violents comme les explosions de supernovae, les fusions entre étoiles à neutrons, les noyaux actifs de galaxie.
ʋʋμμ μμ
NN XX
WWʋʋμμ
μμ
43°43°
Mer Mer (profondeur : 2500 m)(profondeur : 2500 m)
TerreTerre
Lumière Lumière Čerenkov duČerenkov du μμ
Reconstruction en 3D de laReconstruction en 3D de latrajectoire dutrajectoire du μμ
InteractionInteraction
ANTARES – L'astronomie neutrinoANTARES – L'astronomie neutrinoLa collaboration européenne ANTARES (Astronomy with a Neutrino Telescope and Abyss environmental RESearch) a entrepris de construire un télescope sous-marin à neutrinos. Ce détecteur comprendra 900 capteurs de lumière très sensibles, répartis dans 20 millions de mètres cube d'eau. L'objectif scientifique principal est de détecter les neutrinos de haute énergie pour mieux comprendre l'univers.
Ces deux images représentent la même partie du ciel, avant et après l'explosion d'une supernova. Ces phénomènes sont une source importante de neutrinos astrophysiques.
LES PROPRIÉTÉS DES NEUTRINOS
• Sensibilité unique à l'interaction faible : une distance d'une année lumière de plomb arrêterait la moitié des neutrinos qui la traverse.
• 3 saveurs de neutrinos : électronique, muonique, tauïque
• Oscillation d'une saveur à l'autre (Mécanique Quantique)
• Masse non nulle : νe < 2,5 eV/c², νμ < 170 keV/c², ντ < 18 MeV/c².(1 MeV/c² = 1,783.10-27 g soit 1 millionième de milliardième de milliardième de la masse d'un moustique)
• Charge nulle
Pourquoi le neutrino ?Lors de leurs parcours dans l'espace, les protons et les photons interagissent avant d'arriver sur Terre avec le fond diffus cosmologique, la matière interstellaire, les champs magnétiques (protons). Une grande partie de l'information est donc perdue. Les neutrinos ne présentent pas ce problème.
Principe de détection Le neutrino ayant interagi au voisinage du détecteur produit un muon qui va induire un effet Čerenkov dans l'eau. La lumière générée est détectée par un réseau de photomultiplicateurs.
OPERA – Expérience avec un faisceau de neutrinosOPERA – Expérience avec un faisceau de neutrinos
460 m
460 m
70 m70 m
Ligne
Ligne
Module OptiqueModule Optique
Boîte deBoîte dejonctionjonction
BouéeBouée
Sous-marinSous-marin
Cable
vers
la
Cable
vers
la
côte
côte
Déploiement 2006-2007Déploiement 2006-2007
neutrino
μ
Vue d'artiste du détecteur ANTARES :
le détecteur est orienté vers le bas. Ainsi il est sensible aux neutrinos montants sans être saturé par les nombreux muons descendants issus des rayons cosmiques.
La collaboration OPERA (Oscillation Project with Emulsion tRacking Apparatus) est une collaboration internationale composée d'une quarantaine d'instituts et de plus de 150 chercheurs.
732 Km
LE FAISCEAU CNGS (CERN Neutrino to Gran Sasso)
Le faisceau (CNGS) est produit au CERN (Genève) et est dirigé en direction du laboratoire souterrain du Gran Sasso où se trouve le détecteur.
- Energie moyenne des neutrinos muoniques produits : 17 GeV
- Distance parcourue sous la croûte terrestre : 732 km
LE DÉTECTEUR AU GRAN SASSO
OPERA est un détecteur hybride composé de détecteurs chimiques et électroniques. L'IPHC, anciennement IReS, s'est chargé de la construction des 507 modules du trajectographe électronique.
- Détecteur électronique (trajectographe) : 32448 barreaux de scintillateur plastique
- Détecteur chimique : >200 000 briques (alternance de 56 feuilles de plomb + 57 feuilles d'émulsion photographique)
PRINCIPE DE DÉTECTION
L'apparition du neutrino tauïque sera signalée par la présence du lepton tau associé. Le plomb permet une plus grande probabilité d'interaction des neutrinos et les émulsions photographiques une très grande résolution spatiale afin de reconstruire en 3D les trajectoires des particules.
Emulsion photographiqueEmulsion photographiqueÉTAT ACTUEL
Le détecteur OPERA est actuellement installé au Gran Sasso. La mise en route du faisceau CNGS a été réalisée à la fin du mois d'août et les premiers neutrinos muoniques du CERN ainsi que les premiers événements ont été vus avec succès au Gran Sasso.
νμ
νeντ
La recherche océanique (étude des grands fonds, sismologie sous-marine) et le développement de nouvelles technologies de détection (acoustique) est également au cœur des recherches. Ce télescope d'un genre entièrement nouveau constitue donc un observatoire pluridisciplinaire permanent en mer profonde.
Le but de cette expérience est de détecter les neutrinos tauïques dans un faisceau pur de neutrinos muoniques. Il s'agit de la première expérience d'apparition de neutrinos en Europe.
Interaction dans la roche Interaction dans le trajectographe
Supermodule 1 (SM 1)Supermodule 2 (SM 2)
Faisceau de νμ
Trajectographe électronique et murs de briques
Spectromètre
ν
Couches d'émulsions photographiques
Pb
τ
1 mm
~ 0.6
mm
Coude de désintégration
http://ireswww.in2p3.fr/ires/recherche/opera/opera.html
http://antares.in2p3.fr
Nathalie CHON-SEN – Didier CASTEL
http://iphc.in2p3.fr
