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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 1
Oscillations des NeutrinosUn voyage au pays des mystères
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 2
1. Quelques rappels• Le neutrino : un lepton pas comme les autres• Les conséquences du postulat de Pauli• Les 3 familles de neutrinos• La quête du neutrino massif
2. Les oscillations du neutrino ou l’étude des anomalies• Formalisme• Synergies avec l’astrophysique
3. Le CPPM et les neutrinos : une kyrielle d’expériences4. L’état de l’art dans le domaine expérimental5. Le guide Michelin de la road map6. Conclusions
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 3
Le neutrino un lepton pas comme les autres ?
unification des forces
Interactions: electro-magnétique faible forte gravitationnelle
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Energie disponible = mnoyaux
c2
1914: Chadwick observe le spectre d’énergie continu pour l’électron dans la désintégration β
1930: Meitner exclut la présence de photons associés par une expérience calorimétrique
La physique nucléaire des années 20
a) Le spectre continu
b) La structure du noyau : composé de proton et d’électrons
violation du théorème ‘Spin statistics’ pour 14N
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Le postulat de Pauli et ses conséquences
Pauli à Walter Baade‘ aujourd’hui j’ai fait quelque chose qu’aucun théoricien ne doit jamais* faire dans sa vie: j’ai prédit quelque chose qui ne sera jamais détecté expérimentalement’
Lettre de Pauli le 4 décembre 1930:‘ … il peut exister dans le noyau des particules électriquement neutres que j’appellerai neutron et qui satisferait le principe d’exclusion … La masse de ce neutron est inférieure à 1% de la masse du proton ‘
•Cette recommendation n’a pas été suivie ! invisible axion
désintégration - : n p + e- +
-
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 6
Le modèle des interactions faibles
W+
d u
W+
e-
e-e
e
Z°
e- e-
Courant Neutre Courant Chargé
GFme)2
cm21barn = cm2
λ=1/σρ = 1019 m = 100 milliards de rayons de Terre !!!!!!
Fermi 1934
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 7
Observation des 3 familles de neutrinos
1956, F. Reines
1018 fissions/sec 6 ν / fissionSignal : 3 evts /hS/B ~ 2/1
e1962, Lederman, Schwarz, Steinberger
2001, K. NiwaDONUT experiment
1995 : M. Perl Tau lepton discovery
τ
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Confirmation du modèle electro-faible
1973 : Découverte des courants neutresA. Lgarrigue au CERN avec Gargamelle
1982 : Découverte du W,ZA. Rubbia au CERN avec UA1
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Combien de familles chez les Leptons ?
Années 50 : la nucléosynthèse impose ~3 familles
Super Nova 1987a:• validation du modèle des Supernova• Masse du e < 23 eV• Nombre de famille < 3.5
‘The neutrino emission of SN1987a’R. Schaeffer, Y. Declais, S. JulianCEN-Saclay, CPPM , LAL1987, Nature 300, 142-144
LEP: Largeur du pic du Z0 3 familles actives (couplées au Z0)
Il reste des inconnues : • les neutrinos stériles• les neutrinos lourds
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Un neutrino massif pourquoi faire ?
implications cosmologique longtemps la motivation la plus importante
~300 /cm3 en provenance du BigBang
Le neutrino comme composante principale de la masse de l’Univers?
ce n’est plus d’actualité!
Physique fondamentale:
Nécessite l’extension du modèle standard: Super-symétrie ?
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Guido Drexlin, Neutrino08
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Mesure directe de la masse du neutrino
m < 2.3 eV
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Les oscillations des neutrinos ou l’étude des anomalies
jaune orange
0,5)( eeP
L/E
Mécanisme proposé par Pontecorvo en 1957 implique des neutrinos massifs neutrino: état propre de saveur composé d’états propre de masse méthode interférométrique sensible aux très petites différence de masse
m2 en eV2 , L en km, E en GeV
)(1)(
E
L27.1sin2sin)()( 222
2*
eee
ee
PP
mLP
Disparition:
Apparition:
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prédiction
L’anomalie (deficit) des neutrinos solaires
1965, R. Davisobservation des solaires
Deficit ?
1992: Gallex & SAGE & KamIIDeficit des solaires confirmé
2001: SNO (Cerenkov D2O)Flux des solaire validé mesure des courants neutres
deux noyaux hydrogène
noyaudeutérium
neutrino
électron
Fusion nucléaire
6 1010 /sec/cm²
Méthode radio-chimique:• Cl Ar ( Davis @ Homestake )• Ga Ge ( Gallex & SAGE ) ‘photo’ du soleil
avec des neutrinos
Détection directeKamiokande
(Cerenkov H2O)
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L’anomalies des neutrinos atmosphériques
1988, M. KoshibaAtmospheric neutrinos anomaly
Symétrie ‘up/down’
Rproduction = N(νμ) / N(νe) ~2
Rmesuré / Rproduction 0.6
Étudiés dans Kamiokande comme source de bruit de fond pour la désintégration du proton
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Le CPPM et les neutrinos
~15 ans d’activité dans le cadre du programme auprès de la centrale nucléaire du Bugey
Source de νe
• intense : 2 1020 ν / Gwth / sec• pure : désintégration β dans les fragments de fission• basse énergie : L/Eν favorable aux petits Δm2
Spectre d’énergie des neutrinos
σ
Flux produit
Flux détecté
Réaction de capture: désintégration β inverse
Bruit de fond:• fortuites• neutrons rapides (spallation)
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 17
Démarrage sur ‘une anomalie’
Bugey1 nouvelle génération par rapport à l’expérience de l’ILL• mesure à 2 distances avec le même détecteur• structures de blindage identique ‘améliorée’ par rapport à l’ILL• observation d’un effet:
Bugey 1
Bugey 2
Spectre d’énergie du bruit de fond
Bugey2 ‘ … étude des biais expérimentaux …’
Thèse M. Talby :
• pas de fond corrélé au réacteur• validation de la modélisation du cœur (Burnup)• réduction du fond: 1/3.8 (suppression du Pb interne) • l’effet observé dans Bugey1 est lié à des variations de l’efficacité des compteurs muons
‘Indication for neutrino oscillation from a high statistics experiment at the Bugey reactor’Cavaignac et al, Phys. Let. B 148 (1984)R18.3/13.6 = 0.907 .014stat .028syst
R18.3/13.6 = 0.993 .021stat .021syst
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Un programme d’étude des erreurs systématiques
Objectifs:• mesure à grande distance (40m et 95m) pour améliorer la sensibilité à la distribution en L/E• statistique accrue pour étudier les systématiques:
fond, flux et spectre d’énergie des neutrinos• mesures simultanées à 2 distances• détecteurs identiques et interchangeables
Contributions du CPPM:• ‘end cap’ des modules de détection • DAQ en réseau
cartes pour le readout software DAQ & Slow control
• simulation des spectres réacteur• participation à l’analyse
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Des résultats toujours au top … cited
‘Search for neutrino oscillations at 15,40 and 95 meters from a nuclear power reactor at Bugey’B. Achkar et al, Nucl. Phys. B 434 (1995) cited 446 times
‘Compatibility of high-Δm² neutrino oscillation search’The MiniBooNE collaborationarXiv:0805.1764 (13 May 2008)
LSND+KARMEN2+MiniBooNE LSND+KARMEN2+MiniBooNE+ Bugey
~4%~25.4%
Test de l’hypothèse des oscillations entre 2 familles
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Une contribution inégalée à l’étude des erreurs sytématiques
‘Comparison of anti-neutrino reactor spectrum models with the Bugey3 measurements’B. Achkar et al, Phys. Lett. B 374 (1996)
‘Study of reactor antineutrino interaction with proton at Bugey nuclear power plantY. Déclais et al, Phys. Lett. B 338 (1994)R = flux mesuré/flux attendu
RRovno = 0.985 .028stat .027syst
RBugey = 0.987 .014stat .027syst
Mesures effectuées avec le même détecteur auprès de 2 réacteurs différents Validation:• modélisation du flux de neutrino• section efficace V-A
Et essentielle pour la définition des futurs programmes auprès des réacteurs: CHOOZ …
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 21
Et en prime la désintégration du neutrino …
Pourquoi: • implique des neutrinos massifs (domaine keV – MeV)• peut expliquer la ‘disparition’’ des neutrinos (solaires, … )
1) Désintégration radiative (états propre de masse dégénérés)
i j + γ‘New experimental limits on radiative neutrino decay’J. Bouchez et al (y. Déclais), Phys. Lett. B 207 (1988)
2) Désintégration par paire d’électrons
3 j + e+ + e- (j=1,2)
‘Experimental search for the neutrino decay in electron pair and limits on neutrino mixing’M. Altman et al (E. Kajfasz), Phys. Rev. D 52 (1995)
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 22
La ‘Road Map’ neutrino selon les théoriciens dans les années 90
J. Ellis et al. (CERN-TH-6569-92)G. Altarelli et al. (Neutrino Telescope)
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L’expérience de CHOOZ
Le volume fiduciel=
capture neutron sur Gd
( Concept utilisé dans toutes les expériences de nouvelle génération )
evts / m3 /jour distance fond signal S/BBugey I 13.7 m 262. Bugey II 15. m 82. 648. 8.Bugey III 15. m 100. 2500. 40.CHOOZ 1000. m. 0.22 5. 22.
‘Limits on neutrino oscillations from the CHOOZ experiment’CHOOZ collaborationPhys. Lett. B 466 (1999) cited 1312
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 24
On-going programs are motivated by SuperK and Chooz results
From Kamiokande to SuperK: Atmospheric neutrinos anomaly intepretable in terms of oscillations
CHOOZ (reactor experiment)
no νexoscillations13<11°
SuperK 1998
CHOOZ 1997
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 25
Neutrino Oscillation : 3 neutrinos formalism
3
2
1
1212
1212
1313
1313
2323
2323
100
0
0
0
010
0
0
0
001
cs
sc
ces
esc
cs
sci
ie
θsol
θ13, δθatm
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 26
Is the CNGS program still valid ?
Parameter space allowed for solar neutrinos and by KamLAND
Parameter space for atmospheric neutrinos allowed by Super-K
Parameter space allowed by K2K and MINOS
L/E dependence of the measured to expected fluxes ratio of atmospheric by Super-K
Parameter space allowed by Super-K and excluded by CHOOZ and Palo Verde
Despite compelling evidences of neutrinos oscillation at all available sources:Sun, atmosphere, LBL reactors & accelerators
No direct evidence yet of flavour APPEARANCE tagged by identification of l- emitted in CC interaction
(only indirect evidence from NC measurement in SNO, and soon in MINOS)
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 27
CNGS beam optimized for appearance
732 Km
Given the distance: flux optimized for the maximal number of charged current interactions
L/E (43 Km/GeV) not optimal: « off peak »
<E> 17 GeV
(e+e)/ 0.87%
/ 2.1%
prompt negligible
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 28
Detection of the appearance signal
Two conflicting requirements: Large mass low Xsection High granularity
signal selection background rejection
Target:1350 tons, 5 years running
• ~26 000 neutrino interactions• ~150 interactions• ~15 identified• ~1 event of background
Topology selection:
Kink signature
The challenge is to identify interactions from interactions
-
Decay “kink”
-
~1 mm
oscillation
-
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 29
8.3 Kg
Pb
Emulsion layers
1 mm
The brick is the target basic component: Emulsion Cloud Chamber (ECC) Compact and modular structure
OPERA bricks 1 ECC= 56 Pb + 57 emulsions
2 emulsion layers (44 m thick)poured on a
200 m plastic base
130 000 m²
12.5cm
10.2cm
10 X0’s
Interaction From NUMI exposure
Electron trackEmulsion :Measuring a vector in space(δx=1 μm δθ=1 mrad)
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 30
The OPERA Detector
Target and Target Tracker (6x7m)2
● Target : 77500 bricks, 29 walls
● Target tracker : 31 XY doublets of 256 scintillator strips + WLS fibres + multi-anodes PMT for
• Brick selection• Calorimetry
Veto plane (RPC)
High precision tracker Instrumented dipole magnet● 6 4-fold layers of ● 1.53 T drift tubes ● 22 XY planes of RPC in
both arms Muon spectrometer (8×10 m2)
SM1 SM2
0.68 kton 0.68 kton
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 31
Les étapes de l’analyse‘brick finding’ à partir des détecteurs électroniques
Scanning des 2 ‘Changeable sheet’Dans la zone prédite
briqueCSd
Vertex finding:scanning de la briqueen suivant les tracestrouvées dans les CSd
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 32
Trace courte du ‘Charme’( une seule feuille d’émulsion 2 micro traces)
Désintégration d’un meson Charmé : même topologie que le Tau
Prompt
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 33
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 34
OPERA ντ Obervation Probability vs
Δm2 • 5 years data taking• nominal beam intensity
4.5 1019 pot/year• 1.35 ktons target mass
SK 90% CL(L/E analysis)
Dis
covery
pro
bab
ilit
y
%
Last MINOS measurement
3 σ sensitivity
4 σ sensitivity
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 35
CNGS MINOS, T2K complementarity
1–A ) 2
1–A )A
coscossin
sin [ (1–A ) sin ( A )sinsinsin
sin2 [ (1–A ) sin2sin
13
13
232
132
O
CP
CP
eP
1–A )Asin [ (1–A ) sin ( A )
213
22mEnG eF
)1(2sin2sincos 231213 O213
221
mm
~2 10 -2
ELm
4
213
ou
effets de matière :e appearance with matter effect
Another gift of nature !
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 36
Futur 2010 – 2020 : 13 , CP violation and mass hierarchy
Conventional super beam works Known beam technology Background highly nontrivial e beam contamination not
negligible but tolerable Upgraded sensitivity with
scenarios at the second maximum (T2KK) or high energy beam (Nova)
beta beam / neutrino factory required
Things change at sin2213~0.01 the priority is to set the scale of the effect T2K
( assuming the results published online )
sin2213 > 0.01
sin2213 < 0.01
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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 37
The messenger of the starsis revealing great and wonderful spectaclesand incite everyone to look up at these …
For 50 years, by recording neutrinos from the sun, the Super-Novae, cosmic rays we improved our understanding in Astrophysics and Cosmology
In addition, neutrinos gave us a present by revealing their properties: this is opening a new field of research in fondamental physics for the next 50 years which will also have profound consequences in the understanding of the Universe