100 Ans de Rayons Cosmiques

2012 est l’année du centenaire de la découverte des rayons cosmiques par le physicien autrichien Victor Hess. La découverte de l’existence d’un rayonnement cosmique, particules ionisantes atteignant la haute atmosphère telle une petite pluie continue, est une conséquence de la découverte de la radioactivité à la fin du 19^ème siècle par Becquerel et Curie.  

illustration de rayons cosmiques (NASA)

  Très vite, les physiciens observèrent que certaines roches pouvaient produire du rayonnement ionisant. Pour mieux comprendre le phénomène et mieux le cerner, ils entreprirent de placer des électroscopes (leurs détecteurs de l’époque) dans différents milieux. Certains en utilisèrent sous terre, d’autre au fond de l’eau, d’autres encore au sommet des montagnes, et Victor Hess, lui, eut l’idée avec d’autres en 1911 d’aller voir à très haute altitude ce qu’il pouvait y mesurer, grâce à un ballon d’hydrogène.

 Et Hess découvrit que l’ionisation commençait par décroitre avec l’altitude, puis se mettait à augmenter très sensiblement jusqu’à 5300 m d’altitude, son maximum atteignable. Ce vol eut lieu exactement le 17 avril 1912 au-dessus de l’actuelle République Tchèque, le jour d’une éclipse partielle de Soleil, dans le but d’observer une éventuelle variation dans le signal d’ionisation mesuré pour en déduire une éventuelle origine solaire… Il n’était alors âgé que de 29 ans. Il reçut le prix Nobel en 1936 pour ces découvertes, seulement deux ans avant de pouvoir s’enfuir d’Autriche et émigrer aux Etats-unis. 

Victor Hess dans son ballon en 1911 (Nature)

Depuis sa découverte, les recherches sur les rayonnements cosmiques ont évoluées vers des directions que Hess n’aurait jamais pu imaginer, depuis la découverte de l’antimatière jusqu’à la datation du carbone14… mais aussi vers la grosse physique des particules. Bien qu’aujourd’hui les collisions de particules soient étudiées principalement grâce à des accélérateurs de particules géants comme le LHC au CERN, la seule fenêtre d’étude des particules les plus énergétiques du monde ne peut se faire qu’en étudiant les rayons cosmiques. Et l’étude des rayons cosmiques primaires est une branche à part entière de l’astrophysique, notamment pour l’étude des phénomènes stellaires violents qui sont à l’origine de l’émission de quantité de particules énergétiques formant cette pluie qui nous tombe sur la tête…

Mais il faut rendre à César ce qui lui appartient : le terme de rayons cosmiques (cosmic rays) a été inventé par le physicien américain Robert Millikan en 1925, plus de dix ans après le célèbre vol de Hess. Un vif débat agitait alors la communauté des physiciens sur la nature de ces rayonnements, Millikan jurait qu’il s’agissait de « rayons » comme des rayons électromagnétiques, alors que de son côté, Arthur Compton avait démontré qu’il s’agissait de réelles particules chargées, en ayant montré leur déflexion par le champ magnétique de la Terre. Même si c’est Compton qui avait raison, le terme de Millikan est resté.

L’étude des rayons cosmiques a apporté beaucoup de découvertes inattendues. La plus importante d’entre elles est certainement la découverte par Carl Anderson de l’antiélectron en 1932 en observant les traces de rayons cosmiques laissées dans une chambre à brouillard (chambre de Wilson). Ce n’est pas un hasard si le comité Nobel récompensa en même temps Hess et Anderson seulement quatre ans plus tard.

C'est à un physicien français que l'on doit la découverte de la production de particules secondaires sous forme de grandes gerbes : Pierre Auger, qui partage avec Victor Hess l'honneur d'avoir donné son nom à une expérience de détection de rayons cosmiques.

Spectre énergétique et fréquence des rayons cosmiques.

 

Dans les années 50, c’est toujours en étudiant les rayons cosmiques que l’on découvrit tout un zoo de particules, qui fécondèrent la théorie de la physique des particules telle qu’on la connait aujourd’hui : hypérons, pions, muons, kaons apparurent…

A partir des années 60, on commença à pouvoir déterminer la composition des rayons cosmiques primaires (ceux qui impactent l’atmosphère en créant toutes ces gerbes de particules) et on put déterminer la présence de noyaux d’atomes plus lourds que les très abondants hydrogène (protons) et hélium (particule alpha).

On parvient aujourd’hui à connaître les proportions d’isotopes de noyaux lourds dans le rayonnement cosmique, ce qui permet d’évaluer approximativement leur provenance, en terme d’objet (étoile, résidu de supernova, …) et d’environnement. Les physiciens des astroparticules cherchent à savoir comment de telles particules parviennent à atteindre des vitesses très proches de la vitesse de la lumière, donc une énergie cinétique colossale… 

Pour fournir un ordre de grandeur, le rayon cosmique le plus énergétique jamais détecté était une particule dont l’énergie était celle d’une balle de tennis lancée à 160 km/h !, ce qui fait une énergie plus de 100 millions de fois plus grande que le plus énergétique proton accéléré au LHC…

Heureusement pour nous quand-même, ce type de particules d’ultra haute énergie est très rare. On estime qu’il en arrive sur Terre que quelques-unes par kilomètre carré par siècle. Et lorsqu’elles interagissent dans l’atmosphère, elles produisent des milliards de particules secondaires qui se répartissent à la surface de la Terre sur des dizaines de kilomètres carrés. En détectant l’arrivée de ces myriades de particules secondaires et en en mesurant l’énergie et la direction, les physiciens parviennent ainsi à reconstruire la particule primaire initiale ainsi que sa direction d’incidence, permettant alors de déterminer sa provenance astrophysique potentielle (galaxies actives, résidu de SN ou autre).

Bien sûr, nous sommes traversés en permanence les rayons cosmiques (primaires ou secondaires), et de même que la radioactivité naturelle des roches qui nous entourent, nous subissons très légèrement des ionisations de nos cellules, pouvant amener d’éventuelles lésions, qui font intervenir le hasard le plus total. Mais un point important qui doit être noté concerne les hommes qui se déplacent au-dessus de l’atmosphère, les astronautes.

Eux subissent des flux de rayons cosmiques très importants, à tel point qu’ils dépassent bien souvent tous les seuils acceptables en termes de dose de radiation lors de séjours prolongés. L’existence du rayonnement cosmique implique également ce type de forte contrainte dans le cas de voyages lointains, vers Mars par exemple. Si cette exploration humaine de Mars n’est toujours pas lancée alors qu’elle nous était promise depuis bientôt trente ans, il n’est pas impossible que l’impact dosimétrique des rayons cosmiques sur les organismes n’y soit pas pour rien…

Mais les rayons cosmiques ont aussi des effets bénéfiques, ou en tous cas utiles, puisque c’est les rayons cosmiques qui produisent le carbone 14 dans l’atmosphère par réactions nucléaires sur l’azote. Et ce carbone 14 se retrouve ensuite naturellement absorbé par les plantes puis dans tout organisme vivant. C’est grâce à cet isotope « naturel » du carbone que l’on parvient à dater très précisément tout objet à base de matière organique en comparant la quantité mesurée de Carbone-14 par rapport au Carbone-12. Cette technique a réellement révolutionné l’archéologie au 20^ème siècle.

Après 100 années, la recherche sur les rayons cosmiques est une science mature mais elle peut encore réserver des surprises de taille. Les rayons cosmiques sont aujourd’hui étudiés à l’aide de satellites, de ballons, et au niveau du sol sur de très grandes surfaces dans les déserts africains et sud-américains. Le but est de plus en plus d’identifier les sources de ces particules ainsi que les conditions physiques qui leur ont donné naissance, qui se révèlent le plus souvent beaucoup plus exotiques que ce qu’on pouvait imaginer.

 source :

A century of cosmic rays

Michael Friedlander

Nature  483,400–401 (22 March 2012)

Les Chinois en Tête dans la Course aux Neutrinos !

Les chinois sont désormais parmi les meilleurs dans la course aux neutrinos. Il n'a fallu aux physiciens chinois que 55 jours pour produire une mesure très précise d'un des 5 paramètres fondamentaux régissant l'oscillation des neutrinos, savoir l'angle de mélange dénommé théta 13.

Jusqu'à présent, on connaissait relativement bien 4 de ces 5 paramètres, les deux écarts de masse entre les trois saveurs et deux des trois angles de mélange (paramètres qui décrivent comment se mélangent les différents neutrinos). Il restait à mesurer le plus précisément possible ce dernier théta 13. Plusieurs expériences dans le monde sont dans la course, que ce soit auprès de réacteurs comme l'expérience Double Chooz en France ou RENO en Corée du Sud, ou bien en utilisant des faisceaux de neutrinos comme T2K au Japon, ou MINOS aux Etats-Unis.

site de la centrale nucléaire de Daya Bay.

Mais grâce à leurs détecteurs plusieurs fois plus imposants que ceux de leurs concurrents (100 tonnes) et un bon flux d'antineutrinos électroniques produit par six réacteurs de près de 3 GW, les physiciens chinois de Daya Bay ont pu mesurer l'angle théta 13 avec une bonne précision en moins de deux mois et trouvent une valeur de 8.8° +- 0.8. Les expériences concurrentes n'avaient jamais pu atteindre une précision aussi bonne.

Cette mesure consiste à mesurer le flux d'antineutrinos qui sort des réacteurs nucléaires à deux ou plus différentes distances. La différence de flux mesurée entre les deux localisations des détecteurs donne très directement une valeur de l'angle de mélange recherché.

L'élément clé qui a permis aux chercheurs chinois de doubler leurs concurrents sur le fil est sans conteste la taille de leurs détecteurs. Un mois de prise de données à Daya Bay correspond à 4 mois à Double Chooz, par exemple. Il se trouve aussi que l'expérience T2K japonaise a dû être brutalement interrompue le 11 mars 2011 du fait du terrible  tremblement de terre/tsunami. S'il n'avait pas eu lieu, les japonais auraient atteint aujourd'hui cette même précision.

Détecteurs utilisés à Daya Bay

Le fait que théta 13 ne soit pas égal à zéro est très encourageant pour la suite des événements. En effet, cela rend possible les recherches pour savoir si les neutrinos et les antineutrinos oscillent de la même manière. Ce comportement potentiellement différent entre particules et antiparticules leptoniques est crucial. Il est dénommé dans le jargon la violation de parité CP. Et si elle est avérée, cette violation de CP dans le secteur leptonique pourrait permettre de comprendre l'asymétrie semblant exister entre matière et antimatière dans l'Univers. C'est donc un résultat avec des implications non négligeables.

La Chine joue désormais dans la cour des grands en physique des particules. Et c'est un juste retour des investissements consentis par le gouvernement chinois qui n'a pas hésité à inciter fortement ces scientifiques de haut niveau émigrés aux Etats-Unis notamment de revenir travailler en Chine, en finançant aisément les recherches. L'expérience de Daya Bay a coûté environ 35 millions de dollars, dont les deux-tiers payés par la Chine, le restant l'étant par une collaboration de plusieurs pays (Etat-Unis, Russie, Taiwan, Rép. Tchèque).

Les quatre années qui viennent à Daya Bay vont être consacrées à mesurer encore avec plus de précision les paramètres du neutrino. Suite à cette phase, de nouveaux détecteurs devraient être positionnés à 60 kilomètres des réacteurs, pour cette fois-ci permettre de déterminer la hiérarchie des masses des trois neutrinos, qui est encore inconnue aujourd'hui.

Les chinois seront là encore en concurrence avec les japonais (T2K) et les américains (NoVA), mais l'expérience acquise et leur détermination semble d'ores et déjà  leur donner des ailes, pour le plus grand bénéfice de la science...

Source : Science 16 March 2012  Vol. 335 no. 6074 pp. 1287-1288

L'Histoire de la Lune retracée

Très belle animation de la NASA retraçant plusieurs milliards d"années de l'Histoire de notre bonne vieille Lune...


NASA _ Evolution of the Moon par sunshine_i

NuSTAR, Nouveau Télescope à Rayons X

On avait presque pris l’habitude de voir que l’astronomie dans l’espace coûtait des petites fortunes qui se comptaient en milliards de dollars, mais une astronomie en orbite innovante et de qualité peut aussi être très économe. C’est ce que montre le tout nouveau télescope à rayons X de la NASA.

Ce nouveau télescope spatial s’appelle NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array), et il ne coûte « que » 165 millions de dollars, ce qui est très peu comparé aux diverses sondes spatiales ou autres télescopes du type Hershel ou Kepler…

Le télescope NuSTAR (NASA/JPL)

NuSTAR est exclusivement dédié à l’observation des rayons X dits « durs », c’est-à-dire relativement énergétiques, qui sont produits principalement en périphérie des trous noirs supermassifs.

Sa mise en orbite sera particulière, et c’est aussi ce qui participe au faible coût de revient, puisqu’il va être embarqué sur une fusée Pégasus lancée depuis un avion porteur.

NuSTAR s’intéressera aux rayons X ayant une énergie comprise entre 5 keV et 80 keV, c’est-à-dire dans la plage encore inconnue, située exactement entre ce qu’observe le télescope Chandra X-Ray Observatory et ce que détecte le télescope Fermi (rayons gamma).

La fusée Pegasus larguée depuis son porteur

Les rayons X durs sont difficiles à focaliser car ils ont tendance à pénétrer dans la matière plutôt que de ce réfléchir dessus comme leurs cousins lumineux de plus faible énergie. Du coup, les scientifiques américains à l’origine de ce projet ont inventé de nouveaux types de miroir avec de nouveaux matériaux, sous forme de sandwiches de plusieurs centaines de films métalliques. Chaque couche réfléchit seulement un faible nombre de photon mais prises ensemble, elles permettent une forte réflexion, fournissant la meilleure sensibilité jamais atteinte pour ce type de système.

Mais ces rayons X sont si énergétiques (par rapport à la lumière ordinaire), qu’ils ne peuvent être réfléchis qu’à des très faibles angles, presque rasants. Les miroirs doivent alors être construits sous forme de 133 coquilles coniques à l’image de poupées russes, qui vont conduire les photons X par  réflexions successives vers un détecteur situé au fond du cône.

Des incidences rasantes signifient aussi la nécessité d’une très longue distance focale. On se rappelle que le  télescope X Chandra avec sa dizaine de mètres (et ses 2 milliards de dollars) tenait à peine dans le coffre de la navette spatiale.

Avec une longueur du même type, NuSTAR doit lui par contre tenir dans la petite fusée Pégase… Les scientifiques américains ont donc dû innover en imaginant un système replié sur lui-même qui devra se déployer une fois en orbite, le tout en 26 minutes, un beau challenge, certes risqué mais l’enjeu financier est très inférieur aux télescopes antérieurs…

C’est sur les noyaux actifs de galaxies que va se focaliser NuSTAR. Les noyaux actifs sont les cœurs des galaxies qui brillent de mille feux, hantés par des trous noirs de plusieurs millions à plusieurs milliards de masses solaires…

Vue d'artiste d'un AGN.

Et normalement, grâce à sa grande sensibilité, le télescope devrait découvrir de nombreux (plusieurs centaines prévus) nouveaux noyaux actifs de galaxies (AGN). Le but final est de mieux comprendre comment évoluent ces AGN et quel est leur rôle dans l’évolution des galaxies qui les abritent.

Les européens sont aussi intéressés par ce nouveau télescope américain, ils ont décidé d’offrir 10% du temps d’observation de leur satellite X XMM Newton à des observations conjointes avec NuSTAR. En observant simultanément les mêmes cœurs de galaxies, les astrophysiciens espèrent déceler comment tournent les trous noirs géants en étudiant d’éventuelles distorsions du spectre X émis. La mesure de la rotation des trous noirs géants peut permettre de mettre en lumière comment ces trous noirs parviennent à atteindre des masses de plusieurs milliards de soleil, soit en avalant d’autres trous noirs géants ou bien en absorbant lentement la matière de leur galaxie-hôte.

Ce nouveau télescope, qui sera lancé ce mois-ci, se révèle ainsi crucial pour l’ensemble de la communauté astrophysique, et qui plus est pour un coût tout à fait acceptable.

source : Nature (15 mars 2012)

L'Astrophysique Souterraine

L’astrophysique est une science qui fait lever les yeux vers le ciel. Ça semble évident. Mais aujourd’hui, dans ces développements particulo-cosmologiques, l’astrophysique a besoin de plus en plus de se cacher dans les profondeurs de la Terre…

A la recherche de particules cosmiques qui n’interagissent que très peu avec la matière, donc très difficiles à détecter, il est indispensable de protéger les systèmes de détection de la moindre interférence. Quand on cherche une aiguille dans une grange de foin, on aime transformer la grange en botte, effectivement…

Laboratoire souterrain du Gran Sasso (credit INFN)

Dans le cas des recherches sur les neutrinos ou bien sur la matière noire (sous forme de particules), les astrophysiciens des particules (adeptes de la cosmologie observationnelle), se sont donc depuis de longues années déjà, enterrés dans des laboratoires très profondément enfouis, qu’ils soient situés dans des mines abandonnées, ou bien sous des montagnes (en profitant de tunnels existants).

Schéma d'une gerbe produite par un proton (rayon cosmique)

Car les principales particules qui font du foin pour reprendre notre image sont les muons dits cosmiques (µ). Ces muons, qui font partie de la famille des électrons, mais 140 fois plus lourds, sont en fait produits dans la haute atmosphère par de vrais rayons cosmiques pour le coup, qui sont principalement des protons de haute énergie (pour 50%) et des noyaux d’hélium (25%) puis des noyaux plus lourds, provenant pour la plupart du Soleil mais aussi de plus loin dans notre Galaxie.
 Ces protons et noyaux d’hélium collisionnent les atomes de l’atmosphère et produisent alors des pions qui produisent à leur tour ces fameux muons, qui se trouvent être fort gênants car détectés dans nos détecteurs préférés de neutrinos ou de WIMPs (particules pouvant former la matière noire).

Et il n’existe qu’une seule solution efficace pour réduire ce flux permanent de muons, c’est d’intercaler entre l’atmosphère et le détecteur une grosse, très grosse quantité de matière qui va les absorber. Quoi de mieux que plusieurs centaines ou milliers de mètres de roche ?

C’est ainsi que sont nés les laboratoires souterrains dédiés à la physique des astroparticules (presque toutes, sauf les muons et leurs progéniteurs, bien sûr).

Et c’est donc dans une sorte de course à l’échalote du laboratoire qui s’implantera au plus profond de manière à obtenir le bruit de fond (muons parasites) le plus bas possible. De nombreux pays sur tous les continents se sont lancés dans cette course, et l’Europe se trouve assez bien pourvue…

De manière à pouvoir comparer les différents sites, dont les roches ne sont pas forcément similaires, les épaisseurs ou profondeurs sont exprimées en mètres équivalent d’eau, les différents laboratoires sont aussi comparés en termes de flux résiduel de muons cosmiques arrivant dans le labo, qui est exprimé en nombre de muons/m²/jour.

Il faut rappeler que le flux de muons cosmiques qui nous arrive constamment sur nos têtes, lorsque nous sommes au niveau de la mer, est de l’ordre de 10 000 muons/m²/minute ! (n’ayez crainte, la très grande majorité d’entre eux nous traversent sans rien nous faire…).

On peut ainsi classer les laboratoires souterrains selon leur performance de bruit de fond le plus bas, en traçant le flux de muons résiduel en fonction de l’épaisseur d’eau équivalente correspondant à la profondeur du site, et en positionnant où se situe tel labo sur la courbe.

A ce petit jeu, on voit que les gagnants de cette course sont les chinois, avec un tout nouveau labo en cours de construction, JingPing, qui devrait bénéficier sous sa montagne de 2500 m, de plus de 7,5 km d’épaisseur d’eau équivalente !... 

Mais au fait, qu’est ce qui y est étudié dans ces labos, au juste ? Faisons un petit tour d’horizon par ordre de profondeur : 

Solotvina (mine, Ukraine, 1000 m eq. eau) :

Le laboratoire souterrain de Solotvina  n’abrite pas d’expérience en tant que telle mais est surtout utilisé pour effectuer de la R&D sur de nouveaux types de détecteurs scintillateurs de très haute pureté, notamment pour la détection de matière noire, mais aussi pour l’étude de la radioactivité « double béta », qui fournit de précieux éléments sur la physique des neutrinos.

OTO (tunnel, Japon, 1400 meq. Eau) :

Ce laboratoire souterrain modeste accueille deux expériences principales :

• ELEGANT : détection de la décroissance double béta (étude des caractéristiques des neutrinos).
• MOON : détection de matière noire avec scintillateurs.

·          

Y2L (Corée du Sud, 2000 m eq. Eau) :

Les coréens ont décidé de se lancer eux aussi dans la recherche de la matière noire, en refaisant une expérience semblable à celle de l’expérience controversée DAMA (installée elle au Gran Sasso).

·         KIMS : détection de matière noire avec scintillateur.

Kamioka (tunnel, Japon, 2000 m eq. Eau) :

Le laboratoire souterrain de Kamioka abrite le plus fameux détecteur de neutrinos, SuperKamiokande, mais aussi d’autres expériences plus méconnues :

• Superkamiokande : détection de neutrinos cosmologiques et solaires
• XMASS : détection de matière noire avec Xénon liquide
• NEWAGE : détection de matière noire
• CLIO : détection d’ondes gravitationnelles
• CANDLE : détection de décroissance double béta (étude des caractéristiques des neutrinos)

Soudan (mine, Etats-Unis, 2000 m eq. Eau) :

Le laboratoire souterrain de la mine de sel de Soudan abrite notamment l’expérience MINOS qui devait remesurer la vitesse des neutrinos après les résultats stupéfiants de OPERA. Il accueille aussi l’une des plus performantes expériences de détection des WIMPs malgré sa profondeur moyenne.

• CDMS II : détection de matière noire avec détecteurs cryogéniques Germanium
• CoGent : détection de matière noire avec détecteurs Germanium
• MINOS : détection de faisceaux de neutrinos à longue distance (oscillométrie)

Canfranc (tunnel, Espagne, 2400 m eq. Eau) :

Bénéficiant des Pyrénées et d’un tunnel ferroviaire désaffecté, les scientifiques espagnols mettent à disposition ce laboratoire certes pas très grand, mais assez profond. Deux expériences principales y ont compté ou y compte encore des particules :

• ANAIS : détection de matière noire
• ROSEBUD : détection de matière noire

Boulby (mine, Royaume-Uni, 2800 m eq. Eau) :

Les mines anglaises sont-elles réputées pour leur profondeur ? En tous cas, celle de Boulby permet de chercher furieusement des trac es de matière noire, noire comme une tête de mineur anglais.

• ZEPLIN III : détection de matière noire
• DRIFT II : détection de matière noire

Gran Sasso (tunnel, Italie, 3200 m eq. Eau) :

C’est un peu la star des labos souterrains, avec sa surface très importante et sa profondeur tout à fait enviable… Il abrite de fait un très grand nombre d’expériences très variées :

• DAMA/LIBRA : détection de matière noire avec scintillateurs
• CRESST2 : détection de matière noire avec scintillateurs cryogéniques
• XENON100 : détection de matière noire avec xénon liquide
• WARP : détection de matière noire
• COBRA : détection de la décroissance double béta (étude des caractéristiques des neutrinos).
• CUORICINO : détection de la décroissance double béta (étude des caractéristiques des neutrinos).
• GERDA : détection de la décroissance double béta (étude des caractéristiques des neutrinos).
• BOREXINO : détection de neutrinos solaires
• LVD : détection de neutrinos de supernovae
• LUNA2 : astrophysique nucléaire
• OPERA : détection de faisceaux de neutrinos à longue distance
• ICARUS  : détection de faisceaux de neutrinos à longue distance

Et d’autres en géologie, biologie, environnement, …

Homestake (mine, Etats-Unis, 4000 m eq. Eau) :

Ancienne mine d’or, Homestake s’est rendue célèbre grâce aux découvertes de R. Davis sur les flux de neutrinos solaires dès les années 60. Le laboratoire est encore en activité et devrait s’agrandir dans les années qui viennent. Les principales expériences de physique des astroparticules qui s’y trouvent implantées sont les suivantes :

• LUX : détection de matière noire
• MAJORANA : détection de la décroissance double béta (étude des caractéristiques des neutrinos).

Baksan (mine, Russie, 4700 m eq. eau) :

Très ancien labo, emblème à l’époque du dégel des relations américano-russes.

• SAGE : détection de neutrinos

Modane (tunnel, France, 4800 m eq. Eau) :

Situé en plein milieu (km 7) du tunnel du Fréjus reliant la France et l’Italie, ce labo souterrain géré conjointement par le CNRS et le CEA bénéficie d’une profondeur exceptionnelle grâce à la haute montagne le surplombant. Il abrite deux grosses expériences principales qui le remplissent presque entièrement. Le projet d’extension en cours sera le bienvenu.

• NEMO : détection de la décroissance double béta (étude des caractéristiques des neutrinos).
• EDELWEISS : détection de matière noire avec détecteurs cryogéniques Germanium

Sudbury (SNOLAB) (mine, Canada, 6000 m eq. eau) :

Les canadiens aussi ont leurs gueules noires, à défaut d’avoir leur matière noire (quoique…), encore pour quelques temps le labo avec expériences actives le plus profond du monde. 6000 m d’eau équivalent au-dessus de la tête !...

• PICASSO : détection de matière noire
• SNO : détection de neutrinos solaires
• DEAP/CLEAN : détection de matière noire
• SuperCDMS : détection de matière noire avec détecteurs cryogéniques Germanium

JingPing( tunnel, Chine, 7500 m eq. eau) :

En cours de construction, la profondeur est tellement prometteuse que ça fait presque peur…

Mars, Photo au Dobson

Qui a dit que c'était le mois de Mars, hein ?

En ce moment, Mars se montre sous son meilleur apparat. Et il était tentant de pointer le Dobson avec le Canon au foyer... Voilà ce que ça donne (inutile de préciser que le ciel était nickel) :

Canon EOS 1000D au plan focal derrière Barlow X2, 1/100 s


Dobson Sky Watcher 254 mm F/4.7 TV Nagler 13 mm, TV Nagler 3.5 mm, HR planetary 5 mm, Plössl 10 mm, Plössl 25 mm, Barlow TV x2 filtres Moon et OIII, Guided by Telrad

Quand Jupiter embrasse Vénus

Ce soir, c'est soirée Planètes... après la prise de vue au vol de la douce étreinte entre Jupiter et Vénus, nous allons nous attaquer au rouge Mars, presque aussi gros qu'un Saturne sans anneaux!...

Jupiter (à gauche) se couche avec Vénus.

Voir aussi : Jupiter, Lune, Vénus

Dobson Sky Watcher 254 mm F/4.7 TV Nagler 13 mm, TV Nagler 3.5 mm, HR planetary 5 mm, Plössl 10 mm, Plössl 25 mm, Barlow TV x2 filtres Moon et OIII, Guided by Telrad

Les Anomalies Fécondes du Neutrino

On s’en souvient, en septembre dernier, les physiciens de l’expérience OPERA située au laboratoire souterrain du Gran Sasso en Italie annonçaient lanouvelle incroyable que les neutrinos avaient une vitesse supraluminique, supérieure à celle de la lumière. Cela consistait en une énorme anomalie vis-à-vis de ce qui était couramment admis. Et de fait, il semble bien qu’il s’agisse d’une simple erreur expérimentale.

Mais le neutrino, cette particule furtive, depuis sa « naissance » théorique puis sa découverte expérimentale, a toujours montré de nombreuses anomalies, qui ont été à l’origine de plusieurs révisions ou création de nouvelles lois physiques.

Revenons un instant sur l’histoire tumultueuse des neutrinos, ces particules qui baignent l’Univers à raison de  1 milliard de neutrinos pour un proton…

Naissance compliquée

Tout d’abord, il faut rappeler que la naissance du neutrino elle-même est le fruit de l’observation d’une forte anomalie dans le phénomène de radioactivité béta.

La radioactivité béta a été découverte à la fin du 19^ème siècle, un noyau d’atome se transforme en un autre noyau en émettant un électron (en fait un neutron du noyau se transforme en proton dans cette décroissance). La particule béta est l’électron.

Wolfgang Pauli en 1951

Dans les années 1910, les physiciens se sont rendu compte que s’il n’y avait qu’un électron émis dans cette désintégration, les lois de conservation de l’énergie et de la quantité de mouvement n’étaient pas conservées, mais violées…

Personne ne comprenait ce phénomène et ce n’est qu’en 1930 que le physicien Wolfgang Pauli proposa une solution pour remédier à cette anomalie : il suffisait que le noyau émette en même temps que l’électron une seconde particule, neutre, pour que les lois de conservation soient rétablies.

Cette nouvelle particule devait en revanche être très légère et interagir très faiblement avec la matière environnante.

Personne n’avait jamais vu de particule ayant ces caractéristiques et personne ne savait comment pouvoir détecter une telle particule, à tel point que pendant longtemps les physiciens ont estimé que sa détection était impossible...

Observation expérimentale grâce à l'énergie nucléaire
Ce n’est qu’en 1956 qu’il fut possible de mettre en évidence expérimentalement le neutrino, grâce au développement des réacteurs nucléaires de production d’électricité aux Etats-Unis. En effet, les réactions nucléaires de fission produisent une quantité importante d’isotopes radioactifs produisant des antineutrinos électroniques lors de désintégrations béta.

Télégramme annonçant à W. Pauli la découverte du neutrino. (CERN)

Ces réacteurs produisent de l’ordre de 300 milliards d’antineutrinos par cm² et par seconde.
Les  physiciens Clyde Cowan et Frederick Reines ont construit un détecteur pour détecter ce flux de neutrinos et l'ont placé près du réacteur de Savannah River en Caroline du Sud et ont pu détecter pour la première fois ces particules imaginées 25 ans plus tôt.

Cowan a disparu en 1974, mais Reines reçut le prix Nobel en 1995 pour cette découverte.

Mais la plupart des neutrinos (ou antineutrinos) qui nous traversent à chaque seconde ne proviennent pas des réacteurs nucléaires construits par l’Homme, mais plutôt du gros réacteur thermonucléaire qui nous éclaire chaque jour, le Soleil.

Anomalie des neutrinos solaires

Pour fixer un ordre de grandeur, il faut savoir que chaque seconde, l’ongle de votre petit doigt est traversé par 65 milliards de neutrinos solaires, chaque seconde !

Évidemment, depuis que l’on a compris l’origine de l’énergie du Soleil dans les années 30, on cherche à le comprendre de mieux en mieux, et la détection des neutrinos du Soleil est importante pour tirer des informations sur le fonctionnement interne de notre étoile. 

C’est ainsi que très tôt certains astrophysiciens se sont spécialisés dans l’observation des neutrinos solaires en en mesurant le flux arrivant sur Terre. Et en 1964, les pionniers Ray Davis et John Bacall ont construit un détecteur de neutrinos solaires au fond de la mine de Homestake dans le Dakota du Sud. Le choix d’un laboratoire souterrain était rendu indispensable pour s’affranchir du bruit de fond dû aux interactions du rayonnement cosmique (muons principalement).

Ces premiers résultats ont tout de suite montré l’existence d’une anomalie. Il manquait une certaine quantité de neutrinos vis-à-vis de ce qui était attendu par les modèles théoriques du fonctionnement interne du Soleil… Une quantité non négligeable puisqu’il aurait dû être détecté trois plus de neutrinos…

Les spécialistes du soleil et ceux des particules se sont combattus de longues années pour savoir qui se trompait. En vain. Personne ne faisait erreur.

Ils oscillent bel et bien

L’existence de différents types de neutrinos avait été découverte dans les années 60. Mais le phénomène possible d’oscillation d’une saveur de neutrino à l’autre ne fut proposé qu’à la fin des années 60. Cette théorie ne gagna pas un grand intérêt dans la communauté des physiciens… jusqu’à ce qu’elle devienne une solution parfaite pour mettre d’accord les astrophysiciens solaires et les physiciens des particules… 

Intérieur du détecteur Kamiokande (Japon)

Si il manquait des neutrinos électroniques, ils devaient avoir disparu durant leur trajet entre le soleil et la Terre. Enfin, pas complètement disparus, disparus sous leur forme initiale, mais toujours là sous une autre forme. Les neutrinos sont en fait des particules composites qui possèdent plusieurs saveurs en eux-mêmes! Ils peuvent être à la fois de type électronique, muonique ou tauiques.... C'est le phénomène d'oscillation qui fut introduit pour les neutrinos d'une manière tout à fait judicieuse et efficace

Ces autres saveurs de neutrinos ne pouvaient pas être détectées par les détecteurs…

Lorsque de nouveaux détecteurs capables de mesurer les trois types de neutrinos ont été construits, l'écart a entièrement disparu.

Le phénomène de l’oscillation des neutrinos a une énorme implication, outre le fait d’expliquer des anomalies de flux : il repose sur le fait que les trois types de neutrinos possèdent chacun une masse différente. Ce qui veut dire une masse différente de zéro. Alors qu’il était couramment admis que le neutrino était sans masse, il est devenu évident dans la moitié des années 1990 que le neutrino avait bel et bien une masse, et chaque neutrino une masse différente, le plus léger étant le neutrino électronique et le plus lourd le neutrino tau.

Anomalie des neutrinos atmosphériques
Une nouvelle anomalie apparut dans les années 1980, un peu en même temps que celle concernant les neutrinos solaires, c’est l’anomalie dite des neutrinos atmosphériques. Des neutrinos sont produits dans la haute atmosphère par des réactions de muons cosmiques qui interagissent avec les noyaux d’atomes d’oxygène et d’azote. Comme les neutrinos interagissent ensuite très peu avec la matière, on s’attend généralement à en observer autant venant du ciel que du sol (ces derniers étant produits dans l’atmosphère aux antipodes et traversant la Terre de part en part.

C’est un peu par hasard que des physiciens cherchant à mesurer la durée de vie du proton dans des laboratoires souterrains ont eu besoin de connaitre les flux de neutrinos atmosphériques provenant de différentes directions et ont mesuré des écarts très important entre les deux directions : un facteur 2 !... 

Cette anomalie fut résolue par l’apport de nouveaux phénomènes physiques associés à l’oscillation des neutrinos, en y ajoutant l’effet de la matière traversée par les neutrinos : l’effet MSW (Mikheyev–Smirnov-Wolfenstein), qui indique que l’oscillation des neutrinos est modifiée par la matière qu’ils traversent, un peu à l’image d’un indice de réfraction pour la lumière… 

Cet effet MSW fut évidemment repris dans les calculs des neutrinos solaires pour tenir compte de l’hydrogène traversé par les neutrinos au cœur du Soleil et permit d’accorder encore mieux les calculs et les mesures.

Détecteur LSND (Los Alamos)

Mais une autre anomalie apparut bien vite.

Une nouvelle anomalie...

En 1993, les scientifiques de Los Alamos (Etats-Unis) construisirent un détecteur pour l’étude des oscillations : le LSND (Liquid Scintillator Neutrino Detector).

L’expérience LSND reste célèbre parmi les physiciens, parce qu’elle a vu un petit excès d’antineutrinos électroniques provenant apparemment de nulle part.

La seule possibilité permettant d’expliquer les flux de neutrinos observés à LSND est de proposer l’existence d’un quatrième neutrino (voire d’avantage), qui oscillerait toujours comme ces congénères, mais aurait la subtile caractéristique d’être stérile, c'est-à-dire n’ayant aucune interaction avec la matière, autre que la gravitation…

Évidemment, l'existence d'un quatrième neutrino jetterait un doute sérieux sur les modèles actuels de la physique des particules. Mais il pourrait aussi aider à expliquer certains problèmes encore non résolus, tels que les détails des réactions nucléaires qui apparaissent lors des explosions de supernovæ.
Cependant les résultats de LSND ne sont pas admis par toute la communauté des physiciens des particules, même si une expérience récente lancée en 2002, MiniBoone, a apporté des résultats allant dans le même sens que ceux de LSND en détectant un excès de neutrinos à faible énergie…

Anomalie des neutrinos de réacteurs

Et l’existence de ces hypothétiques neutrinos stériles est relancée par une nouvelle anomalie, celle appelée l’ « anomalie des neutrinos de réacteurs ». C’est grâce à la détection des neutrinos de réacteurs nucléaires que les neutrinos ont été identifiés formellement en 1956. Et depuis des expériences de mesure de flux de neutrinos ont eu lieu dans tous les pays (ou presque) équipés de réacteurs nucléaires.

Schéma du détecteur IceCube (Antarctique)

Et ce qui est observé partout est une petite différence systématique entre le flux mesuré et le flux attendu d’après les modèles prenant tous les paramètres en compte (réactions nucléaires, transport des particules, oscillations à faible distances…) : il manque environ 6% de neutrinos. Cette anomalie des neutrinos de réacteur pourrait elle aussi être expliquée par l’existence d’un quatrième ou un cinquième neutrino, lui aussi stérile…

Une fausse anomalie

Puis vint la dernière anomalie en date de 2011 avec un excès de vitesse, mais qui fut résolu sans avoir besoin de nouvelles théories en seulement quelques mois, à l’aide semble-t-il d’une bonne connexion de fibre optique.

On le voit, le neutrino est une particule féconde en physique, et il n’est pas impossible qu’elle le reste autant au 21^ème siècle qu’elle ne le fut au 20^ème.

Déjà de nouvelles expériences de grande taille sont imaginées notamment aux Etats-Unis pour mieux comprendre la physique du neutrino. En Europe et en Asie, de nombreuses expériences sont en cours ou à l’étude et l’oscillométrie des neutrinos est devenue une branche de la physique des particules à part entière.

Il n’est pas exclu qu’une fois apprivoisé et bien compris, le neutrino puisse être exploité par l’Homme, comme le fut la radioactivité au 20^ème siècle, dont il reste un acteur invisible mais fondamental.

Nouvelles traces de Higgs à 125 GeV au Tevatron!

Hier ont été annoncés les derniers résultats des détecteurs CDF et DZERO de l'accélerateur américain TEVATRON situé près de Chicago. 

En combinant les deux expériences, un signal de Higgs est observé aux environs de 125 GeV, sortant du bruit de fond avec 2.2 sigma... 

Le niveau de confiance est trop faible pour parler de découverte mais le fait majeur est que ce qui est observé se trouve au même endroit (en terme d'énergie, ou masse si vous préférez) que ce qui était observé au CERN à l'automne dernier! 

Coïncidence ? Prophétie autoréalisatrice ? Ou bien prémisses d'une belle découverte avant le fin de l'année ? 

Ce qui parait certain c'est que la découverte (si les 5 sigmas sont atteints) ce fera au CERN et pas au TEVATRON, qui va devoir fermer ses portes faute de financements... 

Le LHC au CERN doit lui redémarrer dans quelques jours (le 14 mars) pour plusieurs mois de collisions à 8 TeV (contre 7 TeV en 2011).


L'été risque d'être chaud pour les physiciens en Suisse et partout dans monde (et les bouteilles de Champagne sont au frigo, faut-il le rappeler ?, d'ailleurs, des nouveaux stocks ont été faits semblerait-il depuis l'annonce des résultats du TEVATRON).


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