À la quête des ondes gravitationnelles

La théorie de la relativité générale  prédit que sous certaines conditions, une masse fortement accélérée peut produire des ondes gravitationnelles ; celles-ci se manifestent par une perturbation de l'espace-temps qui se propage à la vitesse de la lumière. L'origine de ces ondes est directement reliée à la masse, tout comme l'origine des ondes électromagnétiques est liée à la charge électrique ou magnétique.  Contrairement à la charge électrique qui existe sous deux formes : positive et négative ; la masse - autant qu'on le sache - n'existe que sous une seule forme (il n'existe a priori pas de masse négative). Ce fait a des conséquences sur la nature des ondes gravitationnelles - on dit qu'elles sont quadripolaires - et sur les phénomènes qui peuvent les engendrer, qui doivent être asymétriques.

Jusqu'à présent les ondes gravitationnelles n'ont jamais été détectées directement, par contre l'observation du pulsar binaire PSR B1913+16 a permis de mesurer précisément et de suivre l'évolution de la période de rotation des deux composantes autour de leur centre de masse. La mécanique classique est incapable de rendre compte du raccourcissement de cette période de rotation au cours du temps, par contre l'application des équations de la relativité générale permet de parfaitement expliquer les mesures par une dissipation de l'énergie du système sous forme d'ondes gravitationnelles. Cette observation a valu le prix Nobel de physique 1993  à Russel Alan Hulse et à JosephHooton Taylor Jr.

La propagation d'une onde gravitationnelle s'accompagne d'une déformation de l'espace.  Il n'y a aucune déformation dans le sens de propagation de l'onde, par contre dans le plan perpendiculaire au sens de propagation de l'onde, l'espace se contracte dans une direction et se dilate dans la direction orthogonale. L'amplitude de la déformation est minuscule et extrêmement difficile à détecter.

Toute masse accélérée de manière asymétrique émet des ondes gravitationnelle, dans la pratique, les effets ne deviennent notables que pour de très grandes masses soumises à de très fortes accélérations. Les bons candidats pour une émission massive d'ondes gravitationnelles sont des phénomènes cosmiques cataclysmiques tels que l'effondrement asymétrique d'une étoile ou la coalescence de systèmes binaires (étoiles à neutrons ou trous noirs). On suppose également qu'il existe dans l'Univers un fond d'ondes gravitationnelles dites primordiales issu de la période d'inflation qui a suivi le big-bang. Il s'agit en quelque sorte de l'équivalent gravitationnel  du rayonnement de fond cosmologique à 2.7 Kelvin qui lui est de nature électromagnétique.

La détection directe des ondes gravitationnelles constituerait une confirmation éclatante du pouvoir prédictif de la théorie de la relativité générale (bien que la mesure de la période de rotation du pulsar binaire PSR B1913+16 démontre déjà très probablement leur existence). Malheureusement cette détection est extrêmement difficile, elle consiste à mettre en évidence la variation infime de la géométrie d'un objet sous l'effet du passage d'une onde gravitationnelle. Si elle possède une géométrie adéquate, une masse test traversée par une onde gravitationnelle va vibrer en se contractant dans une direction et en se dilatant dans la direction orthogonale, la variation relative de longueur est directement reliée à l'amplitude de l'onde. On parle ici de variations relatives de longueur inférieures à 10-22 - 10-23, c’est-à-dire qu'une barre d'un mètre correctement placée, va voir sa longueur se modifier de 10-23 m, soit bien moins que la dimension d'un atome !

Deux types de détecteur ont été imaginés :

• Les barres ou les sphères vibrantes ; il s'agit de masse réalisée dans des matériaux très purs et refroidies à des températures cryogéniques pour limiter l'agitation thermique des atomes. Sous l'effet du passage d'une onde gravitationnelle, la masse vibre un peu à la manière d'une corde de guitare excitée par le passage d'une onde sonore. Tout comme la corde de guitare, ces détecteurs sont accordés sur une fréquence bien précise et seront insensibles au passage d'une onde gravitationnelle de fréquence différente.  Pour mesurer la variation de longueur de la barre on utilise un système capacitif (basé sur un condensateur) ou bien optique, basé sur une cavité résonante de type Fabry-Perot. Voir par exemple la page web de la barre vibrante AURIGA. 
• Les dispositifs interférométriques ; il s'agit d'interféromètres de Michelson c’est-à-dire de dispositif dans lesquels on injecte un faisceau laser qui se sépare dans deux bras disposés à 90 degrés l'un par rapport à l'autre. Des miroirs placés au bout des bras renvoient les deux faisceaux afin de les faire interférer. Le passage d'une onde gravitationnelle faisant varier la géométrie de l'interféromètre modifie la figure d'interférence observée. Afin d'être sensible à de très faibles amplitudes d'ondes gravitationnelles, il faut porter la longueur des bras à plusieurs kilomètres et recycler la lumière de façon à obtenir de grandes puissances lumineuses. L'avantage des interféromètres est d'être sensible à tout un domaine de fréquences. Le défi technologique est immense, car afin d'atteindre la sensibilité nécessaire, il faut réduire au minimum toutes les sources de bruit de fond (bruit thermique, bruit sismique, variation infime de la puissance du laser, variation statistique du nombre de photons interférant, etc.) qui auraient tendance à masquer l'effet recherché.

Vue aérienne de l'interféromètre VIRGO à Cascina près de Pise en Italie

Un réseau d'interféromètres géants s'est maintenant constitué avec notamment le projet européen VIRGO en Italie et le projet américain LIGO composé de trois interféromètres. Après des années de réglage les sensibilités théoriques des appareillages ont été atteintes (ce qui constitue un tour de force), mais aucun signal d'onde gravitationnelle n'a été détecté pour le moment. Les deux projets ont maintenant entamé un programme ambitieux d'améliorations afin de multiplier leur sensibilité par un facteur 10, permettant d'avoir accès à des sources 10 fois plus lointaines. Si elles existent, et peu de physiciens en doutent, les premières ondes gravitationnelles devraient être détectées entre 2015 et 2020, lorsque ces interféromètres améliorés et correctement réglés seront en fonctionnement. Une nouvelle ère expérimentale s'ouvrira alors avec une astronomie observationnelle basée sur la détection des ondes gravitationnelles.

Il existe des projets de détecteurs encore plus sensibles, c'est le cas par exemple du Télescope Einstein (ET en anglais !) qui sera 10 fois plus sensible que VIRGO et LIGO dans leur configuration finale. Il s'agira d'un interféromètre souterrain pour s'isoler des bruits sismiques et ainsi être sensibles à des fréquences plus basses qu'un détecteur en surface. Il  possèdera des bras de 10 km de long, et ses miroirs seront refroidis à une température cryogénique.

Le concept d'interféromètre spatial LISA

Une autre voie est suivie avec le projet LISA en plaçant cette fois l'interféromètre dans l'espace et en portant la taille des bras à cinq millions de kilomètres. Ce projet qui semble relever de la science-fiction est pourtant bien avancé et un démonstrateur nommé LISA Pathfinder doit être envoyé dans l'espace  en 2013. Il s'agira de vérifier qu'il est possible de placer les miroirs en chute libre et de maintenir l'appareillage autour sans contact physique. En d'autres termes, on doit être capable de placer un miroir isolé en orbite et faire en sorte que le satellite se maintienne autour du miroir en asservissant sa position à l'aide de micro-moteurs. LISA est la seule voie possible pour atteindre les très basses fréquences de l'ordre du milihertz. Si les difficultés technologiques sont résolues LISA détectera à coup sûr toute sorte d'ondes gravitationnelles, le challenge consistera  alors à comprendre d'où elles proviennent.

LISA et Einstein devraient voir le jour dans les années 2020 et ouvrir la voie à des avancées physiques passionnantes.


Référence complémentaire :
http://www.cnrs.fr/publications/imagesdelaphysique/couv-PDF/IdP2010/03_Virgo_Laser.pdf

Les coulisses des grandes expériences de physique des particules (2)

Cet article est le deuxième d'une série commencée ici.

Les physicien(ne)s ne manquent pas d'idées, il y a dans les esprits tout un tas de projets plus ou moins embryonnaires, plus ou moins farfelus, afin de mesurer telle ou telle grandeur qui pourrait confirmer ou infirmer telle ou telle théorie.

Le déclic vient souvent d'une idée brillante. Dans le cas des collaborations BaBar au SLAC (USA) et Belle au KEK (Japon), l'idée de génie, proposée par Pier Oddone a été d'imaginer un collisionneur possédant deux faisceaux d'énergies différentes. Cette asymétrie permettait de donner une impulsion aux particules créées lors des collisions ce qui permit de mettre évidence et de mesurer  le phénomène de violation de la symétrie CP dans le secteur des quarks beaux (ou quarks b). De même, la découverte des bosons électrofaibles W et Z n'a été possible que suite à l'idée de CarloRubbia de transformer l'accélérateur SPS du CERN en collisionneur proton--anti-proton, transformation possible uniquement grâce à une autre idée géniale signée Simon van der Meer  qui permettait de créer des faisceaux intenses d'anti-protons. Le vrai génie n'est d'ailleurs souvent pas l'idée elle-même, mais la capacité de la personne qui l'a eu, de la développer jusqu'au bout et d'arriver à la concrétiser.

Un physicien travaille à l'intérieur du détecteur BaBar au SLAC

Lorsque la construction d'une machine est décidée et que les financements sont à peu près acquis il convient de former des collaborations qui vont proposer des détecteurs et un programme précis de physique. Les proto-collaborations sont souvent issues d'un groupe de personnes se connaissant et travaillant depuis longtemps sur une thématique donnée. Elles vont s'enrichir peu à peu de nouveaux collaborateurs jusqu'à devenir viables. S'ensuit une phase passionnante de réflexion, de bouillonnement d'idées afin d'imaginer le meilleur détecteur possible qui soit adapté aux contraintes de l'accélérateur. Cette première phase est menée sans trop s'inquiéter des contraintes budgétaires. On dessine, on réalise des simulations plus ou moins sophistiquées pour vérifier l'intérêt de tel ou tel choix, on discute beaucoup, on s'empaille parfois… et on aboutit à une première ébauche du détecteur idéal avec souvent plusieurs options pour chaque élément. Arrive alors le moment de chiffrer le coût de l'ensemble et de comparer au budget alloué. Généralement le premier jet est trop cher par un bon facteur 2 ou 3. Il faut alors faire des compromis, estimer la dégradation des performances si l'on fait plus petit, moins précis, moins segmenté... moins bien…

À l'issue de cette phase, on a un (ou plusieurs) détecteurs acceptables budgétairement mais possédant encore pas mal d'options, toutes âprement défendues par leurs concepteurs. Dans le cas où plusieurs détecteurs doivent être construits (comme au LHC par exemple), on incite parfois deux ou trois collaborations à se réunir et à proposer un projet commun. Ce sont souvent des périodes difficiles, chaque collaboration tentant de faire valoir l'intérêt de sa propre approche, les choix sont difficiles et les déceptions sont nombreuses.

Parfois on voit émerger des idées assez étonnantes, par exemple lors des réflexions sur les détecteurs LHC, Carlo Rubbia avait proposé de réaliser une énorme boule de fer entourée de plans de détection de particules chargées. L'idée était d'absorber toutes les particules produites dans les collisions et de ne détecter que les muons, seuls capables de traverser la boule de fer. En recherchant des topologies avec quatre muons il aurait été possible d'identifier certaines désintégrations du boson de Higgs.

Il arrive que certains éléments des détecteurs soient très performants sur le papier mais que l'on ne sache pas les fabriquer… Ce fut notamment le cas pour le LHC ou au moment où les collaborations se sont formées, on ne savait pas fabriquer d'électronique suffisamment rapide pour suivre le taux de croisement des faisceaux (25 ns entre les paquets de protons). Il faut alors lancer tout un programme de recherches et développements (R&D en abrégé) afin de réaliser les percées technologiques qui permettront de fabriquer les éléments en question. C'est à ce moment qu'ont lieu des transferts de technologie  de la recherche vers l'industrie et vice versa. Par exemple à la fin des années 90, l'électronique des expériences sur le LHC a grandement bénéficié des développements autour des circuits de télévision haute définition. Inversement l'industrie des matériaux composites a profité de R&D effectuées au moment du LEP et on pourrait citer bien d'autres  exemples de ce genre.

Chaque étape est documentée dans des rapports : les participants aux proto-collaborations signent une expression d'intérêt (EOI), c'est la phase où la future collaboration compte ses forces. Les premières idées sur le design des expériences figurent dans une lettre d'intention (LOI) document de deux à trois cents pages contenant déjà une description relativement détaillée des différents éléments et des options. 

L'un des TDR de l'expérience ATLAS

La dernière phase est formalisée dans un ou plusieurs rapports techniques ou Technical Design Reports (TDR), il s'agit là d'une description très détaillée de l'ensemble du détecteur, de l'électronique, du système d'acquisition, de l'informatique de traitement des données, etc. Ces TDR peuvent facilement compter un millier de pages. En parallèle la collaboration écrit aussi un document très complet sur l'ensemble de la physique accessible au détecteur. Chaque sujet de physique est étudié en détail et les performances du détecteur et des techniques d'analyse sont minutieusement évaluées afin d'estimer la sensibilité du détecteur à tel ou tel canal de physique. Ici encore on parle de documents de plusieurs centaines, voire d'un millier de pages. La rédaction et le contrôle de la qualité de tous ces documents nécessitent une organisation sans faille de la collaboration afin de faire travailler en cohérence des centaines de physiciens et d'ingénieurs.

Toutes les étapes sont évaluées par des comités de revue internationaux dont les membres sont sélectionnés pour leurs connaissances et leur sens critique. Les agences de financement s'appuient sur les rapports pour débloquer les fonds et une mauvaise évaluation lors d'une revue entraine souvent une révision complète des projets et des équipes.

Avant de se lancer dans la construction proprement dite, l'ensemble du projet est segmenté dans des milliers de tâches individuelles qui doivent s'articuler les unes par rapport aux autres. On appelle cela en anglais : un WBS pour « Work Breakdown Structure ». Le WBS permet aussi d'estimer le temps nécessaire à la réalisation des tâches et d'identifier des chemins critiques, c’est-à-dire des ensembles de tâches dont la réalisation va avoir un impact global sur le temps de construction du détecteur. Inutile de dire que les chemins critiques sont scrutés et surveillés comme le lait sur le feu, puisque tout retard sur un élément entrainera un retard global pour la collaboration.

Avec le WBS, chaque laboratoire ou institut participant prend en charge un ensemble de tâches de construction en fonction de ses compétences, de ses centres d'intérêt et des financement qu'il apporte. Il faudra alors que tout soit parfaitement coordonné pour que les milliers d'éléments s'assemblent pour former le détecteur final.

À suivre...

IC434 - Le Cheval de Noël

Un an jour pour jour après l'avoir déjà photographiée, j'ai de nouveau pointé ma lunette astronomique vers la constellation d'Orion et plus précisément sur la nébuleuse de la Tête de Cheval (IC434). Une nouvelle caméra dotée d'un capteur plus grand m'a permis de faire rentrer aussi la nébuleuse de la Flamme (NGC2024) dans le champ de l'image.

L'image de cette année a été réalisée sur deux nuits. La première a permis d'accumuler 32 poses individuelles de 4 minutes avec un filtre sélectionnant la raie H-alpha, caractéristique de l'hydrogène des nébuleuses par émission. Le filtre H-alpha permet de capter des variations ténues de luminosité qui seraient imperceptibles en lumière blanche. La deuxième nuit a été consacrée à l'acquisition de trois séries d'images avec des filtres rouge, vert et bleu qui permettent de reconstituer les couleurs de la nébuleuse. La photographie ci-dessus résulte de la combinaison des différentes séries d'images, représentant au total près de 6h30 de poses.

La grosse étoile entourée d'un halo bleu est nommée Alnitak, c'est-elle qui irradie intensément le gaz environnant et donne naissance à cette magnifique nébuleuse. Les cercles  concentriques autour d'Alnitak sont des artéfacts liés à la constitution du filtre H-alpha et à la saturation du capteur CCD de la caméra.

Crouching physicists, hidden Higgs !

Oui le Higgs se cache, il se cache même bien le bougre ! Après deux ans de traque avec les expériences installées sur le collisionneur LHC au CERN, il n'y a toujours pas aujourd'hui de certitude quand à son existence.

Le 13 décembre avait lieu au CERN un séminaire spécial pour faire le point sur l'état d'avancement de la recherche du Higgs par les collaborations ATLAS et CMS. Inutile de dire que l'attente était grande. L'amphi du CERN était comble et le séminaire diffusée mondialement sur Internet a sans doute été suivi par des milliers de personnes malgré son caractère très technique.

Fabiola Gianotti, la porte parole de la collaboration ATLAS a commencé par saluer la superbe performance de l'équipe en charge du fonctionnement de l'accélérateur, et en effet, les prédictions les plus optimistes ont été dépassées puisque 5.25 inverse femtobarn ont été collectés par le détecteur ATLAS. L'unité est inhabituelle pour des non physiciens, cela représente des milliards d'interactions. Au-delà de chiffres énormes, on comprendra la performance du LHC en sachant que le nombre de collisions enregistrées en deux ans dans lesquelles une paire de quarks top est produite, représente déjà 10 fois la statistique accumulée durant 17 ans par le Tevatron, l'accélérateur le plus puissant au monde avant la mise en service du LHC et qui avait découvert le quark top en 1994.

Ensuite Fabiola Gianotti a montré l'accord quasi parfait entre les nombreuses mesures réalisées par ATLAS et les prédictions du modèle standard de la physique des particules. En effet, dès leur mise en service les expériences sur le LHC se sont attachées à remesurer les paramètres du modèle standard afin de vérifier que détecteurs et procédures d'analyse étaient bien compris. Certaines mesures sont déjà tellement précises que les physiciens théoriciens doivent reprendre leur copie afin d'affiner les prédictions et ainsi de traquer la moindre déviation expérimentale qui pourrait révéler l'existence d'une nouvelle physique.

Bien qu'encore hypothétique, le Higgs dit standard, a des propriétés bien connues, seule sa masse ne peut être prédite par la théorie. On connait notamment ses modes de désintégration et son taux de production dans les collisions proton - proton du LHC. En fonction de sa masse certains modes de désintégrations sont privilégiés. Par exemple à basse masse - en dessous de 130 GeV - le canal privilégié est le Higgs se désintégrant en deux photons. Un peu plus massif, et il faudra  se tourner vers des modes produisant des leptons (électrons, ou muons) accompagnés ou non de neutrinos, ou encore des modes avec des quarks se matérialisant sous la forme de "jets" de particules. Tout ces modes de désintégration coexistent dans des proportions diverses et sont dilués dans un bruit de fond que le physicien analyste s'attache à réduire au minimum.

En fonction du nombre de collisions enregistrées et de la masse du Higgs on peut calculer la sensibilité des expériences à la présence d'un Higgs. Les physiciens cherchent donc à mettre en évidence des déviations par rapport à une hypothèse sans Higgs dans les zones de sensibilité maximale. On peut ainsi exclure des domaines de masse avec un certain niveau de confiance quantifiable, ou bien au contraire observer des déviations plus ou moins significatives.

En novembre 2011, l'analyse combinée des données des expériences ATLAS et CMS était résumée sur la figure suivante :

Extrait de la présentation de Fabiola Gianotti au CERN le 13/12/2011

 La zone de sensibilité se trouve en dessous de la ligne rouge. La ligne pointillée correspond à la prédiction du modèle standard en l'absence de Higgs. Les bandes verte et jaune indiquent de combien une mesure peut statistiquement s'écarter de la prédiction, tout en restant compatible avec l'hypothèse de l'absence de Higgs. Cet écart se mesure en nombre de "sigma", une déviation d'un sigma étant non significative (bande verte), 2 sigma (bande jaune) correspond à une probabilité de 4.6% d'être conforme à l'hypothèse, 3 sigma à 0.27%, et ainsi de suite… pour prétendre à une découverte, on admet qu'il faut que la mesure diffère de la prédiction de plus de 5 sigma, la probabilité que l'effet observé soit dû à une fluctuation statistique est alors de l'ordre de 6 chances pour 10 millions. Les points reliés par la ligne continue noire correspondent aux mesures ; on constate que dans le domaine de sensibilité, les mesures ne s'écartent pas significativement de l'hypothèse sans Higgs, on peut donc exclure tout le domaine de masse entre 141 et 476 GeV à plus de 95% de niveau de confiance.

Avec l'ensemble des collisions enregistrées en 2010 et 2011, ATLAS obtient le résultat suivant qui a été présenté pour la première fois le 13 décembre :

Extrait de la présentation de Fabiola Gianotti au CERN le 13/12/2011

En grossissant la partie à basse masse on observe dans la zone de sensibilité  une déviation de 3.6 sigmas par rapport à l'hypothèse sans Higgs pour une masse voisine de 126 GeV.

Extrait de la présentation de Fabiola Gianotti au CERN le 13/12/2011

Cette déviation est visible dans 3 canaux de désintégration différents (gamma gamma, 4 leptons et 2 leptons / 2 neutrinos). Il faut moduler la portée de ce résultat par le fait que l'excès est vu en scrutant un large domaine de masse, or plus on fait de mesures, plus on a de chance d'observer une fluctuation statistique importante (quand beaucoup de gens jouent au loto, il y a presque toujours un gagnant !) Cet effet est dénommé "look elsewhere effect" ("regarder ailleurs" en français) et peut-être quantifié. Quand il est pris en compte, la signification statistique de la déviation tombe à 2.3 sigma. Parmi les canaux étudiés le Higgs --> gamma gamma est celui dans lequel la déviation est la plus grande (2.8 sigma).

L'expérience CMS a fait la même étude et observe une légère déviation par rapport à l'hypothèse sans Higgs pour des masses inférieures à 127 GeV mais la signification statistique n'est que de 2.6 sigma et tombe à 1.9 sigma en incluant le "look elsewhere effect". CMS n'exclue donc pas un Higgs de basse masse mais son observation est également parfaitement compatible avec une fluctuation statistique.

Le résultat de tout ce travail est donc une indication pour une possibilité d'existence d'un Higgs ayant une masse proche de 126 GeV mais il convient de rester très prudent et d'attendre les résultats de la prise de données de  2012 avec une statistique multipliée par au moins 4 qui devrait être suffisante pour découvrir le Higgs ou l'exclure définitivement. On y verra alors plus clair pour continuer d'explorer la physique du LHC. En tout cas, pour paraphraser Fabiola Gianotti, si le Higgs est vraiment dans cette zone de masse, il sera passionnant à étudier avec plusieurs canaux de désintégration accessibles aux détecteurs. De plus, si sa masse est faible, il est probable qu'un seul Higgs standard ne soit pas suffisant pour assurer la cohérence du modèle standard et cela serait une indication de l'existence d'autres phénomènes intéressants accessibles au LHC, tels que la supersymétrie.

Neutrinos véloces - suite

Il y a un peu moins de deux mois, la collaboration OPERA soumettait à la critique de la communauté de physique une mesure du temps de propagation des neutrinos entre le CERN et le laboratoire souterrain du Gran Sasso dans les Abruzzes en Italie, soit une distance d'environ 730 km. Le résultat annoncé est très surprenant puisqu'il indique que les neutrinos arrivent environ 60 nanosecondes (ns) plus tôt que s'ils voyageaient à la vitesse de la lumière dans le vide. Depuis, de nombreuses contributions ont été apportées par les physiciens pour tenter d'expliquer le résultat ou bien pour pointer une possible source d'erreur. Pour l'instant aucune faille dans la procédure de mesure n'a pu être mise en évidence.

L'un des points délicats de la mesure concerne la structure temporelle du faisceau de neutrinos. En effet, les neutrinos sont produits lors de la désintégration de pions ou de kaons, eux même issus de l'interaction d'un faisceau de proton sur une cible. Le faisceau de protons initial est pulsé, chaque bouffée de protons s'étalant sur un intervalle de 10.5 microsecondes. A l'intérieur de cet intervalle, la densité de proton n'est pas uniforme et possède une structure formant cinq pics.

Lorsqu'un neutrinos est détecté dans OPERA, il est facile d'identifier à quel pulse de proton il appartient mais il est impossible de savoir à quel moment du pulse de 10.5 microsecondes il a été engendré. On comprend donc la difficulté de la mesure puisqu'il faut mesurer le temps de propagation des neutrinos avec une précisions de quelques nanosecondes alors que l'instant d'émission du neutrino peut se trouver n'importe où dans une fenêtre de 10.5 microsecondes. La collaboration OPERA s'en sort grâce à la statistique ; en effet, si l'on observe un grand nombre de neutrinos dans le détecteur OPERA on doit retrouver la structure en temps du faisceau de proton, c’est-à-dire la forme du pulse de 10,5 microsecondes. Les physiciens mesure donc  le temps d'arrivé des neutrinos, par rapport à un signal temporel parfaitement calé sur le début du pulse de protons. La distribution en temps des neutrinos enregistrée sur une longue période est ensuite ajustée par rapport à la forme des pulses de protons.

On comprend aisément que cette procédure complexe ait été pointée comme une possible source d'erreurs. On peut en effet imaginer des effets subtils qui modifient la forme effective des bouffées de neutrinos, comme par exemple un échauffement de la cible qui modifie la géométrie de celle-ci au cours des 10.5 microsecondes d'exposition au faisceau de protons.

Structure temporelle du faisceau de protons utilisé
pour refaire la mesure du temps de propagation des

neutrinos (source : http://tinyurl.com/c7af9oj )

Afin d'éclaircir ce point, le CERN a mis au point un faisceau de neutrinos avec une structure temporelle totalement différente. Dans celle-ci les protons forment des pulses de 3 nanosecondes de large et espacés de 524 nanosecondes. Il est alors possible de mesurer précisément le temps de propagation de chaque neutrino détecté au Gran Sasso puisque l'incertitude sur son temps d'émission n'est que de quelques nanosecondes. Pour des raisons techniques, un tel faisceau est environ 60 fois moins intense que le faisceau initial possédant une structure en pulse de 10.5 microsecondes, mais le fait que le temps de propagation de chaque neutrino puisse être mesuré permet de se satisfaire d'une statistique bien plus faible que lors de la première mesure.

En deux semaines de prise de données, OPERA a pu identifier et mesurer 20 interactions de neutrinos qui confirment parfaitement le premier résultat. La mesure obtenue correspond à une avance des neutrinos par rapport au temps prédit pour une propagation à la vitesse de la lumière dans le vide de 62.1 nanosecondes avec une incertitude de 3.7 nanosecondes.

Le mystère reste donc entier et à ce jour il n'y a aucune explication à ce phénomène. L'annonce d'une découverte aussi fondamentale nécessitera une confirmation de la part d'une expérience indépendante. La collaboration MINOS aux États-Unis est parait-il en train de préparer une mesure, mais il faudra être patient car une telle étude nécessite une compréhension totale des conditions expérimentales.

Les coulisses des grandes expériences de physique des particules (1)

La physique des particules ou physique des hautes énergies met en œuvre des appareillages géants, probablement les plus complexes et les plus sophistiqués qui puissent être conçus. Cette complexité vaut à la physique des particules d'être classée sous l'appellation un peu réductrice de "big science" et d'être parfois dénigrée par certains chercheurs qui considèrent que le gigantisme expérimental tue le sens physique. Bien que ce jugement de valeur n'ait à mon avis pas beaucoup de sens et traduise une méconnaissance de la réalité, il faut reconnaitre que cette "big science" s'accompagne d'une méthodologie et d'une sociologie bien particulière. Il faut en effet mettre en place une organisation sans faille pour mener à bien de tels projets, impliquant de très nombreuses personnes d'origines diverses et des budgets conséquents. 

Cette note et la (ou les) suivante(s) présenteront quelques aspects de ces grandes expériences.

Comme mis en avant par le laboratoire Fermi aux États-Unis, les expériences sur les accélérateurs de particules visent en principe à repousser deux types de frontières :

• La frontière de l'énergie, où il s'agit de pousser l'énergie de collision au maximum afin d'explorer des domaines d'énergies correspondant à des phénomènes ayant eu lieu dans l'Univers à des périodes proches du Big-Bang.
• La frontière de l'intensité, où il s'agit pour un domaine d'énergie donnée - situé en deçà de la frontière en énergie - pousser l'intensité des faisceaux au maximum de manière à obtenir le plus grand nombre possibles de collisions et ainsi de mettre en évidence des phénomènes très rares.

L'histoire de la physique des particules et de ses découvertes est une succession d'avancées au niveau de ces deux frontières.

Lorsque l'on veut construire un accélérateur, se pose la question du choix de la particule à accélérer. On ne dispose actuellement que de deux choix pratiques : le proton et l'électron, chacun associé à leur antiparticule. Dans les accélérateurs circulaires, les particules perdent une partie de leur énergie par rayonnement synchrotron proportionnellement à leur énergie et à l'inverse de la puissance quatrième de leur masse. L'électron étant environ 2000 fois moins massif que le proton, à énergie égale, celui-ci va rayonner 16 000 milliards de fois plus ! A chaque tour d'accélérateur, il faudra donc compenser cette perte en communiquant une énergie encore plus grande. On comprend donc qu'il est plus intéressant d'accélérer des protons lorsqu'on veut repousser la frontière de l'énergie.

Malheureusement les protons ont le gros désavantage de ne pas être élémentaires. Les protons sont des objets complexes constitués de quarks et de gluons qui possèdent leur dynamique propre à l'intérieur du proton. À grande énergie, une collision proton-proton ou proton-antiproton est en fait une interaction entre les quarks et/ou les gluons. L'énergie totale disponible se distribue entre les constituants du proton et l'énergie utile lors de la collision est divisée par environ 6 (le nombre de quarks constituant les deux protons). D'autre part, le produit de la collision est complexe et les effets intéressants du point de vue de la physique sont dilués dans "soupe" de particules de basse énergie qui brouillent le résultat. Cette "soupe" provient des interactions "molles" des autres constituants élémentaires des protons.

Les machines à protons comme le Tevatron aux États-Unis ou le LHC au CERN sont typiquement des machines de découvertes. En poussant l'énergie des collisions, les physiciens explorent des territoires inconnus. C'est avec ce type de machine que la chasse au boson de Higgs ou aux particules supersymétriques s'effectue.

À l'inverse, les électrons sont des particules élémentaires, l'état initial lors de la collision est parfaitement connu, de même que l'énergie disponible. Cette énergie est d'ailleurs ajustable très finement ce qui permet d'explorer un domaine d'énergie spécifique. Les machines à électrons sont typiquement des outils pour l'étude de précise de certains phénomènes.  Le LEP a ainsi été qualifié de machine de métrologie pour les particules Z et W.

Bien souvent la découverte d'un nouveau mécanisme a lieu sur un collisionneur de proton et son étude est faite sur une machine à électrons. Ainsi, la découverte des bosons W et Z, médiateurs de la force électrofaible, a eu lieu en 1983 sur le SppS (Super proton antiproton Synchrotron) au CERN. Ces deux particules ont ensuite été étudiées en détails sur le LEP (Large Electron Positron collider). Il en sera sans doute de même pour le Higgs, qui s'il est découvert avec le LHC, sera produit abondamment et mesuré avec le futur collisionneur linéaire d'électrons.

La luminosité est une grandeur caractéristique des collisionneurs qui mesure leur capacité à produire des collisions exploitables pour la physique. Lorsque l'on pousse la luminosité à des valeurs extrêmes, les collisionneurs deviennent de véritables "usines" à particules et on les désigne de la sorte. Les machines PEPII au SLAC en Californie et KEKB au Japon ont ainsi été des usines produisant des mésons B (particule constituée d'un quark b et d'un autre quark léger) qui ont permis d'étudier en détail les asymétries entre matière et antimatière (violation de la symétrie CP). Les usines permettent également d'accumuler des statistiques considérables et ainsi de mettre en évidence des phénomènes très rares pouvant révéler l'existence d'une nouvelle physique.

La mise en œuvre d'un nouveau programme de recherche en physique des particules commence donc la plupart du temps par la conception d'une machine adaptée (ou la réutilisation d'une machine existante, si les caractéristiques de celle-ci le permettent).  

À suivre...

Des photons battus sur la ligne par une poignée de neutrinos !

La nouvelle a fait grand bruit ; l'expérience OPERA a mesuré le temps de propagation de neutrinos sur la distance séparant le CERN à Genève du laboratoire souterrain du GranSasso dans les Abruzzes en Italie, soit environ 730 km et a constaté que les neutrinos arrivent 60 ns (soit 60 milliardième de seconde) plus tôt que s'ils se propageaient à la vitesse de la lumière dans le vide !

OPERA est un détecteur conçu au départ pour détecter l'apparition de neutrinos de type tau dans un faisceau de neutrinos de type mu (voir cette note) afin de caractériser le phénomène dit d'oscillation des neutrinos. Pour ce faire, un faisceau de neutrinos de type mu est fabriqué au CERN et est envoyé à travers la croute terrestre vers le détecteur situé dans le laboratoire du Gran Sasso. Les neutrinos n'interagissant quasiment pas avec la matière, ils traversent les 730 km de roche se trouvant sur leur trajectoire, quasiment sans perturbation. Le détecteur, très massif (1250 tonnes) doit être exposé au faisceau pendant de très longues périodes pour observer quelques interactions de neutrinos. La mesure du temps de parcours des neutrinos n'est donc pas le but principal de l'expérience, mais un à côté intéressant. Une mesure similaire publiée en 2007 par la collaboration MINOS aux États-Unis indiquait une déviation par rapport à la vitesse de la lumière non significative au niveau statistique.

Pour réaliser cette mesure, il convient de parfaitement mesurer la distance entre la source des neutrinos et l'endroit où ils sont détectés. Ceci a été fait grâce à des balises GPS parfaitement étalonnées, positionnées au CERN et au Gran Sasso  et complété par des mesures géodésiques classiques afin déterminer les distances entre les balises et respectivement la source et le détecteur de neutrinos. La précision obtenue est de 20 cm sur les 730.534 km de distance !

Le deuxième élément de la mesure est la détermination du temps de propagation des neutrinos entre le CERN et le détecteur.  Il faut pour cela disposer d'une même référence de temps entre les deux sites. Le système GPS est là encore utilisé, mais fournit à lui seul une précision insuffisante de 100 ns.  Le GPS est donc complété par deux horloges atomiques, l'une au CERN et l'autre au Gran Sasso qui permettent de ramener la précision sur la référence commune de temps à 1 ns.  L'appareillage et son bon fonctionnement ont été validés par deux instituts indépendants, spécialistes de ce type de mesure.

La difficulté est ensuite que bien que l'on connaisse précisément le temps auquel un neutrino est détecté dans OPERA, on ne connait pas le temps exact d'émission de ce même neutrino au CERN. En effet, le faisceau de neutrinos est produit à partir de la désintégration de pions et de kaons, eux même produits par un faisceau de protons envoyé sur une cible. La seule référence temporelle est le pulse des protons initiaux que l'on peut associer au neutrino détecté, mais ce pulse dure 10.5 microsecondes, contient une multitude de protons  et il est impossible d'identifier quel proton individuel est associé au neutrino détecté. Par contre la structure temporelle des pulses est connue et stable dans le temps, on doit donc retrouver cette même structure au niveau du timing de l'ensemble des neutrinos détectés. Il s'agit là d'une analyse statistique classique dans laquelle le temps de propagation des neutrinos est une variable que l'on ajuste.

L'étude rapportée dans la publication de la collaboration OPERA porte sur 17000 interactions de neutrinos accumulées entre 2009 et 2011. Il faut souligner le fait que l'analyse a été menée en aveugle, c'est-à-dire que toute la procédure est mise au point sans regarder le résultat qui n'est dévoilé aux analystes qu'au tout dernier moment. Cela évite les biais subjectifs qui pourraient conduire les physiciens à modifier inconsciemment la méthode afin de trouver un résultat auquel ils s'attendent.

Le résultat est donc là ; les neutrinos arrivent 60.7 ns plus tôt  que s'ils se propageaient à la vitesse de la lumière dans le vide. L'incertitude sur cette mesure est de 6.9 ns due à la statistique (nombre limité de neutrinos) et de 7.4 ns due aux effets systématiques  expérimentaux (précision sur le temps, la distance, ...). La signification statistique du résultat est donc excellente puisque la valeur moyenne s'écarte de zéro par plus de 6 écarts standards (6 fois l'incertitude totale).

Devant ce résultat, qui s'il se confirme, aura des conséquences profondes sur notre connaissance de la physique ; l'ensemble de la collaboration OPERA (près de 200 physicien(ne)s)  s'est bien entendu creusée la tête pour essayer de trouver une erreur ou un biais dans l'analyse. N'ayant pu trouver de problème, le résultat a été publié  brut sans aucune tentative d'interprétation et présenté devant la communauté mondiale afin d'être évalué et critiqué. Une présentation publique a eu lieu le 23 septembre au CERN devant un amphi comble. Après 10 jours de réflexion la communauté internationale de la physique n'a pas été en mesure de trouver de faille dans la mesure et la majeure partie de cette communauté salue le sérieux du travail effectué ainsi que la démarche de la collaboration OPERA.

Il est bien entendu possible qu'un effet n'ait pas été pris en compte, si c'est le cas, c'est certainement quelque chose de très subtil et inattendu. Rappelons-nous que les spécialistes du LEP (Large Electron Positron collider) dans les années 90 étaient très surpris de constater une variation périodique et inexpliquée de l'énergie des faisceaux, jusqu'à ce que quelqu'un réalise qu'il s'agissait de l'effet de marée qui changeait très légèrement la géométrie de l'accélérateur.

La communauté est en attente d'une nouvelle mesure indépendante de la collaboration MINOS aux États-Unis qui utilise un faisceau de neutrinos passant à travers la croute terrestre, tout comme OPERA.