chalonge cosmologie 27 nov 2014

Photos : JPM. pour l'ambiance (les photos avec plus de résolution peuvent m'être demandées directement ; toutes les photos ont été envoyées à l’École et sont à votre disposition).

Les photos des slides sont de la présentation de l'auteur. Voir les crédits des autres photos et des animations.

Certaines présentations originales sont disponibles sur le site de l’école, je le signalerai à chaque fois.

Colloque organisé régulièrement par Norma Sanchez, Directrice de l'École Internationale d'Astrophysique "Daniel Chalonge", ce colloque est réservé à un public « averti ».

Les dernières nouvelles saillantes de l’Univers de ses origines a nos jours : ce que les données nous disent et vont encore nous dire, comprendre la physique et la direction dans laquelle les données pointent

Une mise à jour sur : l’analyse du CMB en incluant les neutrinos et la théorie effective de l’inflation.

Les gravitons primordiales, BICEP2, neutrinos et neutrinos stériles. Radiation cosmique en Antarctique.

La matière noire tiède ("Warm Dark Matter"), ses candidats : les neutrinos stériles du keV, structure des galaxies et trous noirs.

La détection de la nouvelle ligne de rayons-X de 3.5 keV dans les amas de galaxies.

La crise des "wimps" de la matière noire froide (Cold Dark Matter) et de ses coeurs baryoniques.

Les neutrinos stériles à l’École Chalonge : de Bruno PONTECORVO a l’expérience KATRIN.

Ci après compte rendus succincts de ces présentations et qui peuvent ne pas être complets, car les sujets étaient très ardus..

NORMA SANCHEZ DIRECTRICE DE L’ÉCOLE DANIEL CHALONGE. DERNIÈRES NOUVELLES.

Norma Sanchez ouvre la session et souhaite la bienvenue aux participants ; elle nous parle des dernières nouvelles de l’Univers

Un nouveau modèle de concordance en accord avec les observations émerge, c’est le modèle basé sur la matière noire tiède (warm). Ce modèle s’accorde parfaitement bien avec les observations aussi bien des petites structures que des structures à grande échelle, même à échelle cosmologique.

Alors que le modèle accepté depuis plus de 25 ans, le modèle avec matière noire froide (cold dark matter) semble ne bien fonctionner qu’au niveau des grandes structures mais pas au niveau des galaxies et échelles plus petites.

Les observations actuelles nous incitent à penser que cette matière n’est pas froide (cold) comme on le pensait, mais tiède (Warm en anglais), c’est à dire avec des particules de l’échelle du keV, comprises entre 2 et 8 keV.

La particule favorite serait un neutrino baptisé « stérile » car n’étant même pas soumis à la force nucléaire faible.

La matière noire est la composante dominante des galaxies et un ingrédient essentiel à leur formation.

La formation de ces galaxies dépendant essentiellement de la nature de cette matière noire.

Le modèle cosmologique actuel LWDM (qui remplace le LCDM) est en accord parfait avec les observations comme :

L’expérience BICEP2 semble avoir confirmé la mise au jour d’ondes gravitationnelles, les gravitons.

Einstein avait prévu avec sa théorie de la relativité générale (dont nous allons fêter le centenaire l’année prochaine) l’existence de ces OG, qui sont des oscillations de l’espace-temps lui-même.

Les gravitons, ces particules associées aux fluctuations de l’espace-temps, se sont produits durant la phase d’inflation, ils apparaissent comme jouant sur certaines fluctuations du CMB en modifiant leur polarisation.

Les gravitons sont de masse nulle et de spin 2 (ce qui permet la décomposition en deux polarisations B et E).

Le facteur r : tensor to scalar ratio c’est le rapport des ondes gravitationnelles à la densité des fluctuations de l’Univers.

Gravitons/BICEP2: L'école Chalonge pense que les gravitons sont présents mais avec un r plus petit ( r de l'ordre 0.04-0.05) que celui trouvé par BICEP2 qui est surement trop haut.

En étudiant des données des satellites XMM et Chandra correspondant aux spectres X émis par des galaxies (Persée, M31…en tout 73 amas de galaxies), on a observé un pic X (faible mais présent) vers les 3,5 keV, dont on cherche l’explication.

Une explication possible serait la désintégration d’un neutrino stérile de 7keV en un photon X de 3,5 keV et un autre neutrino (ordinaire) de 3,5 keV.

Illustration : cœur de l’amas de Persée vu en X avec le pic de 3,5keV détecté par l’équipe Bulbul.

Thierry Lasserre est physicien au DSM (Direction des Sciences de la Matière) au CEA Saclay, dans le service de le physique des particules.

L’ensemble fait partie d’une entité plus importante : l’IRFU, l’institut de recherches sur les lois fondamentales de l’Univers.

Enfin c’est un de nos plus grands experts sur les neutrinos, notamment auprès de l’AIEA.

Thierry Lasserre nous a déjà présenté plusieurs conférences sur les neutrinos, aussi, je vais reprendre au début de ce compte rendu quelques portions de texte que j'ai déjà utilisées.

Si toute la matière semble être faite de neutrons, protons et électrons, on ne se rend peut être pas compte que cet ensemble est très minoritaire ; car pour chacune de ces particules, il y a 1 milliard de neutrinos.

Notre corps est traversé chaque seconde par 100.000 milliards de neutrinos solaires.

D’autre part, notre même corps contient 30 millions de neutrinos originaires du Big Bang !

Le neutrino a été découvert lors de l’étude approfondie de la radioactivité bêta.

La radioactivité bêta posait un problème, un électron était éjecté du noyau avec une énergie variable ce qui semblait prouver qu'une certaine quantité d'énergie était émise (conservation de l'énergie, une grande loi de la physique) mais non détectée.

Un noyau (A,Z) se transforme en un noyau (A,Z+1) avec émission d'un électron, mais on ne trouvait pas de trace d'une autre particule.

C'est Wolfgang Pauli, célèbre physicien Autrichien, qui en 1930 émit l'hypothèse qu'une particule neutre devait être émise en même temps que l'électron. Cette particule, il l'appelle d'abord….neutron, mais quelques temps plus tard James Chadwick découvre la particule neutre qui compose le noyau, et qu'il va appeler neutron, alors cette nouvelle particule non encore détectée est baptisée par Enrico Fermi neutrino (petit neutre).

C’est en fait Fermi qui va élaborer la théorie de la désintégration bêta et la publie en 1934.

Le neutrino interagit très très peu ; sa probabilité d’interaction avec un humain est par exemple de 10^-16!!

On sait que parmi les quatre forces fondamentales de la nature : gravitation, électromagnétisme, force forte et force faible, le neutrino n’est sensible qu’à la force faible (et à la gravitation comme tout le monde bien sûr).

Un neutrino sur 10.000 milliards est intercepté par la Terre, il faut donc un débit énorme de neutrinos si on veut en détecter quelques uns, alors où les trouver ?? Près d’une centrale nucléaire bien sûr !

Les fissions nucléaires en chaîne produisent en moyenne 10²¹ neutrinos (en fait des anti neutrinos) par seconde !

Et c’est en 1956 que Reines et Cowan détectent les anti neutrinos du réacteur nucléaire de Savannah River.

Lorsque les neutrinos se déplacent, ils peuvent se transformer (plus ou moins totalement) d'une espèce en une autre.

Le phénomène est périodique en fonction de la distance entre la source et le détecteur et prend le nom d'oscillations

Elle serait de l'ordre de un million à 10 millions de fois plus faible que celle de l'électron.

L'expression mathématique qui indique comment deux types de neutrinos oscillent l'un vers l'autre dépend de la différence des carrés de leur masse. Donc, si la masse des neutrinos était nulle, il n'y aurait pas d'oscillation".

Il y a donc mélange de neutrinos entre ces divers types. Ce changement d'état correspond à un changement de "saveur" leptonique au cours du temps. Ce mélange des trois états de masse est appelé angle de mélange (et se nomme par la lettre grecque Thêta, mixing angle en anglais), il n'y a que trois types d'oscillations possibles.


La composition de notre Univers telle qu’on l’imagine. 95% est inconnu : matière et énergie noires.	Les différentes sources de neutrinos dans la nature. Intensité du flux en fonction de l’énergie

Les neutrinos les plus énergétiques vont au delà du Pev (10¹⁵ ev, les UHE Ultra High Energy neutrinos), ils proviennent des interactions des rayons cosmiques avec le fond micro ondes. (GZK : limite en énergie des cosmiques c’est la limite de Greisen-Zatsepin-Kuzmin)

Ensuite en décroissant : les neutrinos des noyaux actifs de galaxies (AGN), puis les atmosphériques, les restes de SN, ceux près des réacteurs, les terrestres; les explosions de SN. Enfin les neutrinos solaires et en très faible énergie on a les neutrinos cosmologiques. Ces derniers correspondent à la plus grande quantité émise, mais évidemment très difficiles à détecter vue la petitesse des énergies mises en jeu (ULE : Ultra Low Energy neutrinos). Les neutrinos des premiers instants de l’Univers, les neutrinos reliques, sont au nombre 112/cm3 pour chaque espèce. Ils baignent l’Univers tout entier.

La matière noire domine l’Univers gravitationnel, elle est différente de la matière ordinaire, les particules qui la constituent doivent posséder les propriétés suivantes :

· Avoir été produites avec suffisamment d’abondance dans l’Univers primordial.

· Des neutrinos stériles liés à la matière noire tiède et dont la masse serait de l’ordre du keV.

On voit à gauche, les trois familles de neutrinos ordinaires qui sont en fait une combinaison des trois neutrinos de base (on les distingue par les trois couleurs RGB).

On ne connait pas la masse individuelle réelle des neutrinos, on sait que deux types sont proches en masse, et le 3ème éloigné, mais c'est à peu près tout ce que l'on sait. En fait on ne connait que les différences de masses !

À droite ce pourrait être une famille de neutrinos stériles 4, 5 et pourquoi pas d’autres.

Il semble que l’approche avec un neutrino stérile valide de façon « robuste » la matière noire tiède au niveau surtout des galaxies naines et des petites structures, justement là où le modèle de matière noire froide trouve ses limites.

Tout ceci menant à une modification du modèle standard qui apparait dans le tableau ci-contre.

Le neutrino stérile est dextrogyre (chiralité droite), alors que les neutrinos ordinaires sont lévogyres (gauche) et les antineutrinos dextrogyres bien sûr.

On voit ici le modèle standard modifié par l’ajout de neutrinos stériles droits.

Le neutrino N1 correspondrait à la matière sombre avec une masse d’ordre du keV. N2 et N3 beaucoup plus lourds produiraient une asymétrie baryonique (excès de matière baryonique sur l’antimatière) de l’Univers.

Les neutrinos sont ils des particules de Majorana (égale à son antiparticule) ou de Dirac (neutrino et antineutrino sont distincts), on ne le sait pas encore.

On compte beaucoup sur l'expérience Katrin (Karlsruhe Tritium Neutrino) de nos amis allemands, pour nous permettre de mesurer beaucoup plus précisément la masse de ces neutrinos. Et peut être même de confirmer l'existence d'autres neutrinos.

L’expérience Katrin devrait pouvoir déterminer la masse du neutrino électronique.

Ce système hors norme bâti en Allemagne permettra de mesurer la masse de la particule la plus légère, le neutrino

Soixante-dix mètres de long, dix de large et autant de haut. Plus de 200 tonnes d’acier, de câbles et d’aimants, telle est Katrin, la plus grosse balance au monde, en voie d’achèvement sur le campus nord de l’Institut technologique de Karlsruhe (KIT), en Allemagne. Ce pèse-personne en forme de longue pipe se terminant par un énorme cylindre de 1250 mètres cubes a la lourde tâche de peser la plus légère des particules élémentaires, le neutrino. Un objet quelque dix millions de fois plus léger que la plus légère des particules: l’électron. Soit l’écart entre un moustique et un gros chat.

«Les neutrinos sont les plus fascinantes des particules», juge Guido Drexlin, le responsable de Katrin (Karlsruhe Tritium Neutrino Experiment). L’expérience rassemble plus de 120 chercheurs de 12 institutions en Allemagne, au Royaume-Uni, en Russie ou aux Etats-Unis. Joignant le geste à la parole, il ajoute, mystérieux: «Entre mes doigts, il y a 300 neutrinos qui ont été produits durant le Big Bang.» Le Soleil en envoie sur la surface d’un doigt plusieurs dizaines de milliards chaque seconde… sans dommage. Rien ou presque n’arrête les neutrinos, qui sont non seulement légers, mais aussi dépourvus de charge électrique.

Pourtant, ils comptent parmi les grands architectes de l’Univers. «Si les neutrinos avaient été trop lourds au moment du Big Bang, ils auraient empêché plus tard la matière de s’agréger et de constituer les galaxies. Nous ne serions donc pas là pour en parler!» ajoute Guido Drexlin. Peser exactement ces poids plume est crucial pour comprendre la grande recette cosmologique.

A l’autre bout des échelles de distance, les neutrinos servent aussi de microscope pour l’infiniment petit. Tout le monde a entendu parler du boson de Higgs, cette particule à l’origine des masses de ses autres congénères, et qui a été récompensée par le Prix Nobel de physique cette année. «Mais on ne sait pas si les neutrinos interagissent avec lui et donc si leur masse est liée au boson de Higgs», poursuit Guido Drexlin. Là encore, connaître précisément la masse d’un neutrino ouvrirait une fenêtre vers des théories physiques nouvelles.

La tâche est ardue, tant justement la masse est faible et l’objet impossible à capturer. «Ça fait plus de quatre-vingts ans que ça dure», rappelle Guido Drexlin en pointant un portrait de Wolfgang Pauli fixé près de l’expérience. Ce physicien autrichien avait postulé l’existence de cette particule étrange en 1930, avant que sa présence soit avérée expérimentalement en 1956.

Katrin repose sur un principe simple et solide: la conservation de l’énergie. Lorsqu’un noyau atomique se désintègre, il émet plusieurs particules, dont parfois un neutrino. En mesurant l’énergie de tous les débris, par différence, celle du neutrino invisible s’en déduit. Qui dit énergie, dit masse, selon la célèbre équivalence E = mc2.

Cette expérience est la seule à pouvoir déterminer directement cette masse. Jusqu’à présent, seules des différences de masse entre plusieurs familles de neutrinos ont pu être mesurées.

Katrin utilise comme source de neutrinos du tritium radioactif, fabriqué dans un réacteur nucléaire au Canada. Ce noyau très léger se désintègre en un électron, un noyau d’hélium et un neutrino. L’énergie initiale étant connue, ainsi que celle de l’hélium, il reste à mesurer celle de l’électron. «C’est comme jouer au minigolf!» ironise Guido Drexlin en imitant un joueur qui donne un coup dans une balle. «Nous mettons l’équivalent d’une bosse devant les électrons émis. Ceux qui n’ont pas assez d’énergie repartent en arrière. Les autres passent l’obstacle et nous les détectons derrière», poursuit le chercheur. En contrôlant précisément la hauteur de la bosse, les chercheurs filtrent les électrons en ne gardant que les plus énergétiques. Plus les électrons ont d’énergie, moins les neutrinos en ont, donc plus cela rapproche de leur masse au repos.

Mais ces électrons sont aussi les plus rares. 100 milliards par seconde partent des sources de tritium et un seul toutes les cinq minutes environ est détecté à l’autre bout de Katrin…

Les défis technologiques à relever sont nombreux tout au long du parcours. Au point de départ, il y a d’abord le tritium, qui est radioactif et attaque les matériaux. «Le KIT est le spécialiste mondial de ce produit et sait même l’utiliser en cycle fermé», insiste Beate Bornschein, la responsable du Laboratoire Tritium du KIT. Quarante grammes par jour seront utilisés dans Katrin, autant que dans la future expérience ITER de fusion nucléaire, à laquelle le KIT est associé.

Il faut ensuite empêcher le tritium gazeux de suivre les électrons le long des tuyaux de l’installation pour ne pas les perturber. Sur le parcours, des pompes se chargent de ce délicat travail. Ne restent alors plus que les électrons qui entrent dans le «minigolf», enceinte cylindrique de 24 mètres de long et 10 mètres de large dans laquelle règne une pression dix fois plus faible que sur la Lune. A l’intérieur, 18 000 volts et des champs magnétiques créent la barrière d’énergie filtrante.

Le champ magnétique terrestre est compensé, car il conduirait à fracasser les rares électrons contre les parois. Le béton du hangar n’a pas été armé, également pour éviter les perturbations magnétiques. «Cet été, nous avons testé notre système. Il marche mieux que prévu. On n’y croyait pas!» se réjouit Thomas Thümmler, à la manœuvre également sur Katrin.

Dans quelques mois, les sources de tritium et les pompes seront installées pour qu’en 2016 l’expérience débute vraiment. Trois à cinq ans plus tard, le verdict tombera. Soit les chercheurs trouvent la masse et ce sera une découverte immense. Soit l’appareil, pas assez précis, ne donnera que la masse maximale du neutrino. «Mais nous avons des idées pour augmenter notre précision, sourit Guido Drexlin. Cette particule fascinante pousse au dépassement!»

Désintégration du Tritium en Hélium 3 (période 12 ans) avec émission d’un électron et d’un antineutrino.

La forme de ce spectre dépend en fait de la masse du neutrino émis. Si on répète cette opération un très grand nombre de fois, on pourrait atteindre le niveau (très faible) d’énergie du neutrino envisagée (quelques eV).

Donc attendons encore quelques années pour savoir si cette expérience est fructueuse.

Ici, on remarque, le célèbre œilleton de l’Observatoire qui à l’origine permettait de tracer la Méridienne. (là où se situe la table)

La matière noire est la composante dominante des galaxies et un ingrédient essentiel à leur formation.

La formation de ces galaxies dépendant essentiellement de la nature de cette matière noire.

Les observations actuelles (BICEP2 par exemple) nous incitent à penser que cette matière n’est pas froide (cold) comme on le pensait, mais tiède (Warm en anglais), c’est à dire avec des particules de l’échelle du keV (un neutrino stérile matière sombre ?)

C’état déjà ce qui était prédit par les calculs de l’École Chalonge à partir des résultats de WMAP.

Elle a présentée les derniers résultats des 2 nouvelles expériences (PandaX Chine et XMASS Tokyo ) qui donnent les résultats négatifs sur les wimps ( Sept et Octobre 2014 respectivement)

Mais d’après N Sanchez une certaine inertie du monde scientifique dans ce domaine se fait sentir.

C’est la raison pour laquelle, Norma Sanchez émet un jugement un peu abrupte sur les dernières entreprises actuelles de la physique des hautes énergies :

· Le LHC n’a pas réussi malgré la découverte du boson de Higgs, car il a été conçu pour la super symétrie (SUSY) qui nécessite des énergies de 10¹⁶ GeV inaccessibles au LHC.

· L’expérience AMS (sur l’ISS) n’a pas réussi non plus à mettre clairement en évidence de la matière noire

· Planck n’a pas réussi à prouver la non-gaussianité primordiale qui était l'objectif de Planck et sur la valeur de H0

Ces résultats sont, d’après la conférencière, dues au fait que l’on recherche des particules de matière noire « froides » c’est-à-dire de l’ordre du Gev, alors qu’on devrait chercher des particules « tièdes » de l’ordre du keV.