La Bataille du Xénon Liquide

XENON1T, retenez ce nom. Ce nom quelque peu barbare est celui d’une expérience de physique des astroparticules, et plus précisément une expérience de recherche de matière noire sous forme de WIMPs.

Pourquoi retenir ce nom ? Parce que cette expérience sera peut-être bien celle qui parviendra la première à détecter des WIMPs pour de bon…

Le nom de cette expérience fruit d’une collaboration internationale à dominante états-unienne vient du type de détecteur qui est utilisé, à savoir du xénon sous forme à la fois liquide et gazeuse. Vous le savez, le xénon c’est ce gaz rare complètement inerte chimiquement (au même titre que ces voisins argon ou krypton). Inerte chimiquement certes, mais ayant des propriétés très intéressantes pour détecter des interactions de particules chargées (ou non).

Schéma du détecteur XENON1T (XENON100 collaboration)

Le détecteur biphasique employé par XENON1T est une chambre à projection temporelle, ce qu’on appelle une TPC. Son principe repose sur la création de lumière et de charges électriques lors du passage de particules à travers sa cavité utile. 

XENON1T n’existe pas encore, mais ce détecteur existe déjà depuis plusieurs années à échelle plus réduite, tout d’abord XENON10, qui utilisait une dizaine de kilogrammes de xénon liquide, puis le célèbre XENON100, qui lui utilise une quantité dix fois plus grande de xénon liquide et qui par ces résultats impressionnants a ouvert la voie royale à son grand frère XENON1T.

Le projet XENON1T vise bien évidemment à décupler encore la masse utile à la détection des WIMPs. Car c’est une course à la masse contre la montre. En effet, le nombre d’interactions d’une particule que l’on peut obtenir dans un détecteur est lié à son flux incident, bien sûr, mais aussi à sa probabilité d’interaction (ce qu’on appelle sa section efficace d’interaction), ainsi qu’à la durée d’exposition, et au nombre d’atomes-cibles (et donc la masse).

Les seuls paramètres sur lesquels les expérimentateurs peuvent jouer sont les deux derniers, c’est-à-dire le temps et la masse. Multiplier la masse de détecteur par 10 revient simplement à réduire par un facteur 10 le temps qui sera nécessaire pour détecter quelque chose. Alors comme les physiciens n’ont pas envie d’attendre 10 ans de plus pour aller chercher un prix Nobel, ils augmentent toujours plus la masse de leurs détecteurs.

Schéma du principe de détection (Credit: Alan Stonebraker)

C’est d’ailleurs le lot commun de toutes les expériences de recherche de matière noire sous forme de WIMPs, qui cherchent toutes à augmenter progressivement la masse totale de leurs détecteurs.

Comme je le disais, l’étape XENON1T n’existe pour le moment que sur le papier, mais l’expérience actuelle, XENON100, qui a pris la suite de XENON10, est aujourd’hui déjà la plus sensible manip de recherche Directe de WIMPs, celle qui va chercher les plus faibles sections efficaces, en excluant une grande zone de l’espace masse-section efficace.
XENON100 s’est rendu célèbre en éliminant en l’espace de seulement 13 jours d’exposition, les résultats controversés de l’expérience DAMA (zone de section efficace située aux environ de 10^-41 cm²). L’objectif ultime de XENON100 est une sensibilité atteignant 2 10^-45 cm². Ils en sont aujourd’hui à environ 7 10^-45 cm² et plus le temps passe plus la sensibilité descend si aucun candidat WIMP n’est détecté, ce qui est le cas chez XENON…

Et concernant XENON1T, en l’absence de signal positif, l’expérience pourra exclure des sections efficaces supérieures à 2 10^-47 cm² pour des WIMPs de 50 GeV, ce qui veut dire que cette courbe d’exclusion englobera la totalité de la zone prédite théoriquement où on attend de voir des neutralinos dans  l’extension minimale supersymétrique contrainte du modèle standard. En d’autres termes, si la théorie est correcte, XENON1T verra des WIMPs. S’il ne les voit pas, il renverra les théoriciens des particules dans leurs pénates et à leurs tableaux noirs.

Plot comparatif masse-section efficace

La mise en service de XENON1T est prévue pour 2017, c’est-à-dire demain…

Il semble donc que la technologie des chambres à projection temporelle au Xénon ait le vent en poupe et soit plus efficace que la technologie concurrente utilisant du germanium cryogénique. Elle a d’ailleurs tellement le vent en poupe depuis les résultats de XENON100 qu’une concurrence directe s’est mise en place avec d’autres expériences reprenant le même concept du Xénon liquide pour essayer de coiffer sur le poteau l’expérience initiale et éponyme. Une manip concurrente porte le nom subtil de LUX pour Large Underground Xenon et est en cours d’installation à Sanford Underground Laboratory dans une mine d’or désaffectée du Sud Dakota.

Alors que XENON100 embarque environ 60 kg de Xénon, LUX quant à elle possède déjà 350 kg du précieux liquide. Grâce à cette quantité intermédiaire entre XENON100 et XENON1T, LUX pourrait peut-être mettre quelques bâtons dans les roues de XENON1T. 

Détecteur LUX (LUX collaboration)

LUX multiplie donc théoriquement par 3 la sensibilité accessible aujourd’hui et devrait donc atteindre les mêmes niveaux que XENON100 en trois fois moins de temps.

Le but de LUX est non seulement de descendre les limites accessibles mais aussi de préparer le futur comme l’avait fait en son temps XENON10, et les physiciens américains parlent déjà de l’étape 10 tonnes…

Mais les américains ne sont pas les seuls à avoir compris le très grand potentiel du xénon liquide pour la détection des WIMPs. Les japonais se sont également lancés dans la course, et vont vite tout en restant très discrets. Ils ont conçu une expérience tout à fait similaire aux autres, qui s’appelle XMASS et qui elle, offre déjà 1 tonne de Xénon liquide !

XMASS est implanté dans le laboratoire souterrain de Kamioka. Elle a débuté ses opérations de comptage en 2011 et doit être en train de fonctionner en silence à l’heure où j’écris ses lignes… Rien ne dit que ce ne soient pas les japonais qui rafleront les lauriers en fin de course… Les physiciens japonais évoquent même déjà une prochaine étape avec 20 tonnes de xénon.

détecteur XMASS (XMASS coll.)

LUX comme XENON100, XENON1T ou XMASS exploitent les caractéristiques du xénon liquide pour obtenir un bruit de fond extrêmement bas. Le volume actif de détection permet de reconstruire à la fois l’énergie déposée par une particule incidente ainsi que sa position. Les événements détectés dus à du bruit de fond radioactif sont supprimés très efficacement par le blindage fournit par les couches externes de xénon.

De plus, dans les trois manips décidément très similaires, l’ensemble du conteneur de xénon est plongé dans un énorme réservoir d’eau, qui blinde de façon excellente contre les neutrons venant de l’extérieur ainsi que ceux générés par des interactions de muons cosmiques (800 tonnes d’eau pour XMASS). 

Il fallait y penser mais un blindage d’eau de grandes dimensions est peut-être le meilleur blindage contre les différents types de radioactivité naturelle… et permet une très grande souplesse lorsque l’on veut changer de volume de détection, il suffit juste d’avoir suffisamment de place dans le laboratoire.

On peut imaginer aisément la guerre du xénon qui va avoir lieu d’ici quelques années entre XMASS, XENON1T et LUX, puis pourquoi pas entre un LUX-10T, un XMASS-20T et un XENON50T, etc… à celui qui comptera le plus (ou le moins) de WIMPs dans le délai le plus court en faisant ainsi avancer la connaissance de l’Univers toujours plus vite.

Noir c'est Noir

Tout est Noir. On connaissait depuis un bon moment la Nuit Noire et son paradoxe. Puis vinrent les Trous Noirs, ces objets impossibles à concevoir logiquement jusqu'à la relativité générale. S'ensuivit la Matière Noire, révélée à quelques décennies de distance par les pionniers Zwicky et Rubin, avant que la révolution conceptuelle de l'Energie Noire n'apporte son lot de noirceur.

Nous voici maintenant face à nouvelle noirceur : les Galaxies Noires...

Le quasar  source (rouge) et les galaxies noires illuminées (bleu) (VLT)

Tout est Noir vous disais-je. Sauf que rien n'est Noir!

La nuit n'est pas noire, loin s'en faut, il suffit de regarder à la bonne longueur d'onde, celle du fond diffus cosmologique par exemple, la nuit y est éblouissante.

Les trous noirs sont-ils noirs ? Pas vraiment non plus, la masse tourbillonnante qu'ils accrètent le plus souvent illumine les environs, masquant souvent le trou en lui-même et servant même à les voir.

La matière Noire, cette masse manquante, noire, vraiment ? Et pourquoi serait-elle noire si elle émet des photons gamma en s'annihilant ?

Et l'énergie noire, alors ? Là, je dirais avec une mauvaise foi qui n'a d'égal que celle que je me permets, qu'on a jamais vu une énergie colorée. Et ce n'est pas parce qu'on ignore la nature d'une chose, fut-t-elle une énergie, qu'elle devrait être plus noire que rouge, et ce n'est pas Stendhal qui me contredira, paix à son âme.

Et voilà donc des galaxies noires... Qu'est ce que ça veut dire une galaxie noire ? Pas grand chose puisqu'on vient de les voir. Ça veut donc dire qu'on voir bien le noir finalement, qu'il suffit de détecter de la fluorescence produite par des rayonnements issus de quasars lointains sur du gaz pour décréter que ce qu'on voit est noir. 
La belle affaire...
Pour rien vous cacher, il faut dire ici que je participe à tous ces abus de langage. Car si le terme trou noir vient bien du terme anglais Black Hole, en revanche, l'anglais, grand créateur de nouveaux mots scientifiques, n'a jamais parlé de black matter, de black energy ou de black galaxy, non... Le terme anglais exact est bien Dark matter, dark energy et donc plus récemment dark galaxy.

Il faudrait donc dire matière sombre, énergie sombre, et galaxies sombres... Mais voilà, noir c'est noir, nous disons Noir, allez savoir pourquoi ?...Ce qui est sûr, c'est que sombre n'est pas noir et vice-versa.

Rayons Gamma de 130 GeV, Un Signe de Matière Noire ?

Cela fait maintenant quelques mois que l'on ne parle que de ça, ou presque (mais pas encore ici!). Des rayons Gamma monoénergétiques de 130 GeV seraient observés en excès significatif en provenance du centre galactique. C'est le satellite Fermi-Large Array Telescope  qui est à l'origine de ces observations. Il semble que l'excès de gammas de 130 GeV soit très localisé vers le centre galactique, excluant de fait une erreur ou un biais expérimental...

Or, parmi les nombreuses méthodes de détection de matière noire sous forme de WIMPs existe la méthode dite "indirecte", qui consiste à détecter les produits d'annihilation des neutralinos. 

Selon certains modèles, les neutralinos peuvent s'annihiler soit en deux photons gamma, soit en un photon gamma et un boson Z, ou encore en un photon gamma et un boson H.

Ciel vu par Fermi-LAT (E > 10 GeV) (NASA/Fermi-LAT collaboration)

L'annihilation est le processus qui se produit lorsqu'une particule rencontre son antiparticule. Et vous l'aurez compris, le neutralino et son antiparticule ne font qu'un. Il est sa propre antiparticule. Et bien évidemment, l'annihilation d'une telle particule est donc très favorisée dans les endroits où la densité de neutralinos est importante, de telle manière qu'ils aient une grande probabilité de se rencontrer. 

Et c'est logiquement au centre des galaxies que la concentration en neutralinos devrait être la plus importante, les WIMPs devant former un halo autour de chaque galaxie. C'est donc vers le centre de notre galaxie que l'on s'attendrait à voir un signal d'annihilation de neutralinos si ils existent et si nos modèles sont à peu près corrects...

On comprend alors l'ébullition qui a lieu en ce moment depuis la mise à disposition au public des données de Fermi-LAT en avril dernier montrant cet excès à 130 GeV en provenance du centre galactique...

Dans le cas d'une annihilation "simple" en deux photons, la masse du neutralino serait simplement égale à l'énergie des photons détectés, c'est à dire 130 GeV/c² (la masse s'annihile en énergie, E=mc²).

C'est en fait un astrophysicien allemand, Christoph Weniger, du Max Planck Institute für Physik, qui a publié le 12 avril dernier sur le site de preprints ArXiv une analyse des données publiques du satellite Fermi-LAT, qui est à l'origine de cette ébullition. Il s'est penché exclusivement dans la région du ciel la plus propice (le centre galactique) et dans un domaine d'énergie lui aussi le plus intéressant (entre 20 GeV et 300 GeV).

Depuis, d'autres équipes se sont précipitées sur les mêmes données en travaillant avec d'autres méthodes d'analyses et toutes ou presque parviennent à la conclusion qu'il existe bien une raie gamma aux environs de 130 GeV.

C'est sûr que ça serait absolument révolutionnaire si ça se confirmait. Mais attention, bien que statistiquement significatif, cet "excès" ne se base que sur 50 photons. C'est encore très peu.

D'autre part, les analyses que l'on trouve de plus en plus dans la littérature, le plus souvent en preprints, sont fondées sur des données brutes rendues publiques par Fermi-LAT, ce qui ne permet pas de rendre compte de tous les effets instrumentaux qui peuvent exister. La collaboration Fermi-LAT n'a pas encore rendu sa propre analyse et ne confirme rien. Le fait de ne travailler que sur 50 photons signifie qu'à ce rythme, il faut encore attendre quelques années d'observations pour avoir un signal très robuste (dixit C. Weniger).

La signifiance statistique de la raie à 130 GeV donnée par Weniger est de 4.6 sigmas en brut mais seulement de 3.3 sigmas quand on prend en compte le fait qu'il n'a regardé que là où il y avait le plus de chance de trouver quelque chose (le centre galactique et entre 20 GeV et 300 GeV), ce qui fait environ une chance sur 1000 que le signal ne soit en fait que du bruit.

Téléscope Gamma LAT (NASA)

Ce faible nombre d'événements implique également des difficultés à étudier en détails leurs caractéristiques spectrales (l'énergie exacte) ainsi que les caractéristiques spatiales (est-ce précisément le centre galactique ou un peu à côté ?). Ces points sont fondamentaux parce qu'on n'est pas à l'abri de l'observation d'un phénomène astrophysique exotique comme il en existe pléthore un peu partout...

Et puis, je vous entend déjà dire "et si la particule de 125 GeV découverte au CERN avait un rapport avec celle-là qui est aux environs de 130 GeV ?". C'est vrai que les énergies sont proches, mais de là à imaginer soit un halo de bosons de Higgs dans notre galaxie ou bien que le LHC a produit en fait des neutralinos et non des H, il y a un pas que je ne me permettrai pas de franchir!

Il nous faut juste être patient, quelques mois ou années et nous en saurons plus, à la fois sur la vraie nature du boson découvert au CERN et sur l'origine de ce signal encore mystérieux qui disparaîtra peut-être comme il est apparu...

source :

A Tentative Gamma-Ray Line from Dark Matter Annihilation at the Fermi Large Area Telescope

Christoph Weniger

http://arxiv.org/pdf/1204.2797.pdf

Le Visionnaire des Trous Noirs

"En cherchant l’œil de Dieu, je n'ai vu qu'un orbite
Vaste, noir et sans fond, d'où la nuit qui l'habite
Rayonne sur le monde et s'épaissit toujours;

Un arc-en-ciel étrange entoure ce puits sombre,
Seuil de l'ancien chaos dont le néant est l'ombre,
Spirale engloutissant les Mondes et les Jours!"

 Gérard de Nerval, Chimères, 1854

Gérard de Nerval par Félix Nadar

C'est beau, un Boson

C'est beau, un boson.... Ce plot n'est pas officiel, il est issu d'une analyse faite par  Philip Gibbs, sur Vixra.org. Il a combiné les données statistiques de 2011 et 2012 des deux canaux les plus intéressants pour les deux expériences ATLAS et CMS, et ça donne ça :

Un boson à 125.5 GeV avec un taux de confiance à 7.39 sigmas...

Boson de Higgs Standard ou Non-Standard ?

La question qui se pose n'est plus de savoir si le boson de Higgs existe ou pas. Sa découverte sera annoncée au CERN le 4 juillet avec une masse aux environs de 125 GeV. 

Prof. Peter HIGGS

La vraie question qui se pose est la suivante : s'agit-il du boson de Higgs tel qu'il a été imaginé dans le cadre du modèle standard de la physique des particules ?

Les premières données de 2011 donnaient des indications sur un taux d'embranchement vers le canal H->gamma-gamma plus grand que prévu et un taux pour le canal H->WW->l v l v plus faible que prévu.

Les données de 2012 vont-elles confirmer ces points ?

Comme la décroissance en deux photons (gamma-gamma) est dominée par des boucles qui font intervenir le boson W, si le canal de décroissance direct en deux W est faible, le canal digamma devrait l'être aussi...

Il va falloir surveiller pour les canaux les plus sensibles, à savoir H->gamma-gamma et H->ZZ-> l l l l  le signal size que pourront donner les deux expériences ATLAS et CMS, c'est à dire le produit de la section efficace de production du H par le taux d'embranchement du canal en question.

Ces valeurs doivent permettre de montrer si ce Higgs est conforme au modèle standard ou bien si il ne l'est pas, auquel cas nous aurions à faire à une nouvelle vraiment très intéressante pour la physique des particules et pour la physique dans son ensemble...