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25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 1
Oscillations des NeutrinosUn voyage au pays des mystères
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
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
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 4
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
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 5
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- +
-
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
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 ?
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 11
Guido Drexlin, Neutrino08
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 12
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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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
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 18
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
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 19
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
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 20
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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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)
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)
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 23
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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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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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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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)
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
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
-
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)
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
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
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
25 ans du CPPM Oscillation des Neutrinos (Yves Déclais) 33
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
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 !
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
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
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