LES NEUTRINOS SOLAIRES

1
LES NEUTRINOS SOLAIRES
La fin dune histoire ?
Jacob Lamblin
PCC Collège de France
2
Plan du séminaire
Avant-propos Le Soleil, une source de neutrinos
Résumé des épisodes précédents (avant 2002)
Chapitre 1 SNO
Chapitre 2 KamLAND
Chapitre 3 Borexino
Epilogue Les projets de détection des npp
3
Avant-propos Le Soleil, une source de
neutrinos
4
Le modèle du Soleil
5
Caractéristiques des neutrinos émis
?pp
?Be
?B
Bahcall et Pinsonneault (2000)
6
Spectre en énergie
(cm-2 s-1)
1012 1010 108 106 104 102
0.1 0.3 1 5 10
7
Résumé des épisodes précédents
8
Expériences
SuperKamiokande ne e- -gt ne e- dans leau
-Spectre en énergie ( gt 5 MeV) -Courant chargé
courant neutre (ne 1/6 nx)
9
Résultats avant 2002
Un déficit observé par toutes les expériences
10
Les oscillations de neutrinos
11
Chapitre 1 SNO
12
Le détecteur
sphère en acrylique (12 m ?) contenant 1000
tonnes deau lourde D2O
9500 photomultiplicateurs
extérieur du détecteur rempli deau pure
2 Km de profondeur6010 mwe
13
Trois réactions
14
Spectres mesurés
Le spectre en énergie
La distribution angulaire
Q.R. Ahmad et al, nucl-ex/0204008, (2002)
15
Flux mesurés
- F m,t ? 0 à 5.3 s
- Le flux total est compatible avec le flux
prédit par le modèle du Soleil
16
Solutions encore possibles
Analyse incluant lensemble des données dont SNO
Q.R. Ahmad et al, nucl-ex/0204009, (2002)
17
Chapitre 2 KamLAND
18
Objectifs
Principal Objectif Observation des oscillations
avec des anti-neutrinos de réacteur par
disparition (comparaison flux mesuré et flux
attendu)
Autres objectifs Détection des anti-neutrinos
terrestres (géoneutrinos),des neutrinos
solaires, des neutrinos de supernovae
19
Les réacteurs nucléaires japonais
20
Le détecteur
site souterrain2700 m équivalent eau
21
Bruit de fond
22
Résultats
Sélection des événements -seuil en
énergie-veto muon-coupure sur la coïncidence
(temporelle et spatiale)-volume fiduciel
Nobs 54 ev Natt 86.8 5.6 ev Nbdf 0.95
0.99 ev
(Nobs-Nbdf)/Natt 61.1
KamLAND Collaboration, Submitted to PRL, (2002)
23
Interprétation en terme doscillation
24
Probabilité doscillation vs. distance
LMA Dm2 5.5x10-5 eV2 sin2 2Q 0.833
25
Chapitre 3 Borexino
26
Objectifs
Principal Objectif neutrinos solaires (7Be)
par diffusion neutrino sur électron
? e- ? ? e-
mesure de lénergie de lélectron de recul
Pourquoi ?
Seule lénergie des n gt 5 MeV (n du 8B) a été
mesurée jusquici moins de 0.01 du flux total !
Autres objectifs neutrinos de réacteur et
géoneutrinosneutrinos de supernovae
27
Le détecteur
installé au laboratoire souterrain duGran Sasso
(Italie)
3800 mwe
1 muon /m2/h
28
Photo de lintérieur
29
Reconstruction des événements
nombre de photons répartition spatiale et
temporelle sur les PMs
énergie et position de lévénement
résolution en énergie
8 à 1 MeV
résolution spatiale
12 cm à 1 MeV
30
Les Flash ADC
carte électronique sous la responsabilité du
PCC-CdF
-gt permet la digitalisation des événements sans
temps mort
Apport à Borexino
plus grande dynamique en énergie (important pour
neutrinos gt 1 MeV)
possibilité de vérification de lélectronique
standard
31
Sensibilités attendues
32
Signal vs. Bruit de fond
seuil 250 keV car bdf trop importanten-dessous
(14C)
nBe 30 evts/jour
Contamination du scintillateur requise en 238U et
232Th 10-16 g/g
33
CTF Counting Test Facility
Prototype de Borexino pour tester le
scintillateur et les techniques de réduction du
bruit de fond
1 m de diamètre4 tonnes de scint.100 PMs
Résultats obtenus
Th,U 4.10-16 g/g
Borexino collaboration, Astroparticle Physics,
(2001)
poursuite des études pour améliorer encore ce
niveau de bdfavant de commencer le remplissage
de Borexino
34
Epilogue Les projets de détection des npp
35
Objectif mesure des npp
Jusquici -Aucune mesure des npp en temps réel
et avec spectroscopie -Aucune mesure séparée des
npp et des nBe
confirmer définitivement le modèle du Soleil
améliorer la mesure de Dm2 et sin22q
36
Projets étudiés
courant chargé
ne 115In -gt e- 115Sn
20 t In Scint. liq
LENS
ne 100Mo -gt e- 100Tc
3 t 100Mo Scint. plast
MOON
courant chargé neutre
TPC
nx e- ? nx e-
TPC gazeuse (CF4, He)
nx e- ? nx e-
10 t - Xénon liquide
XMASS

37
LENS une signature sélective
réaction b inverse
Indium
coïncidence spatiale e1 et e-/g?2 coïncidence
temporelle e1 et e-/g2 e-/g?2 et g3
Autres candidats
Gd, Yb, Se
38
Résultats des RD
Gd
un cristal GSO étudié
signature pas assez sélective (temps de
coïncidence entre les 2 g trop court)
39
Munu moment magnétique du neutrino
Objectif Moment magnétique du neutrino par
létude de la section efficace de la diffusion ?
- e- auprès dun réacteur nucléaire. ?faible
connue (3.10-45 cm2 à 1 MeV) -gt si ?mesurée gt
?faible alors ?? ? 0
Limite antérieure 1.9 10-10 mB (90 CL)
40
Le détecteur
41
Photo du détecteur
42
Le principe de la détection
1-Diffusion n-e-
2-Ionisation primaire
X-Y
43
Exemples dévénements
Deux séries de bandelettes? deux projections de
la trace (x-z , y-z) Couleur ? dépôt d énergie
X
Y
44
Les performances
Résolution en énergie (3 bar)
8 à 1 MeV
18 à 300 keV
Résolution angulaire
13.2 à 1 MeV
29.5 à 300 keV
3 bar
1 bar
10 à 1 MeV
19 à 300 keV
45
Le bruit de fond
Bruits de fond g et muons rejetés par Anti-Compton
électrons seuls les plus gênants
Krypton (dans le gaz) Qb 687 keV
15 mBq/m3
Radon (dans le gaz) -gt 214Pb (Qb 0.7-1.0 MeV)
-gt 214Bi (Qb 0.6-3.3 MeV)
0.7 mBq/m3
210Pb (sur la cathode) -gt 210Bi (Qb 1.16 MeV)
1.1 mBq/cm2
46
Le résultat final
Sélection des événements -électrons seuls
contenus dans le volume fiduciel -direction
provenant du réacteur -rejet des électrons
provenant de lanode -énergie électron gt 900 keV
Taux observé 0.410.26 jour-1 (avant arrière)
Taux attendu 0.620.05 jour-1
mne lt 1.0 10-10 mB (90 CL)
47
SuperMunu
Dimensions du détecteur
Flux des neutrinos solaires est 200 fois plus
faibleque pour lexpérience MUNU
? agrandir le détecteur ? 200 m3
Pression
Nécessité de descendre à 100 keV pour détecter
les npp
? abaisser la pression à 1 bar pour améliorer la
résolution angulaire
Système dimagerie
Technique utilisée est limitée en taille
? nouveau système bandelettes ou pixels
48
Perspectives
200 m3 de CF4 à 1 bar
49
XMASS
nx e- ? nx e-
10 t de Xénon liquide
grand rendement lumineux 42000 ph/MeV, signaux
rapides
50
Premiers résultats
Kr
Volume total - 10 cm - 20 cm - 30 cm
auto blindage
2nbb 136Xe
séparation isotopique
51
Conclusion
Loscillation des neutrinos solaires a été
démontrée
La solution LMA confirmée (Dm25 x10-5 eV2 ,
sin22q0.85)
Les nBe devraient être mesurés par Borexino ou
KamLAND
La détection des npp (séparément des nBe) sera
plus difficile -gt seulement dans le cadre dune
expérience proposant plusieurs objectifs (Double
bêta, matière noire)