Higgs, nouvelle physique et stabilité du vide

Bien qu'attendue depuis longtemps, la découverte récente d'une nouvelle particule "compatible" avec le boson Higgs est une avancée majeure pour la physique des particules, qui apporte sont lot de réponses mais aussi d'interrogations sur la description théorique des phénomènes mis en jeu.

Les deux expériences ATLAS et CMS ont fait preuve de prudence en n'annonçant pas la découverte du boson du Higgs, mais d'une particule ayant une masse proche de 125 GeV et compatible avec un boson de Higgs. Chaque mot est ici pesé de façon à préserver toute la rigueur scientifique sans céder à la tentation d'aller trop vite dans l'interprétation des résultats.

Candidat Higgs se désintégrant en 4 électrons, enregistré par l'expérience ATLAS en 2012

Depuis la découverte annoncée à l'occasion de la conférence ICHEP 2012 à Melbourne, l'accélérateur LHC a parfaitement fonctionné et a permis aux expériences de presque tripler le nombre de collisions enregistrées. Cette augmentation de la statistique accumulée est  très importante afin de préciser les caractéristiques de la particule observée, donc de vérifier s'il s'agit bien d'un boson de Higgs et si oui, de préciser s'il est standard ou non. En effet, le mécanisme de Higgs est assez général, et des extensions  du modèle standard de la physique des particules prévoient l'existence d'autres bosons de Higgs. C'est le cas notamment des théories Super-Symétriques (connues aussi sous l'acronyme SUSY) qui prédisent l'existence de tout un ensemble de nouvelles particules, dont l'une d'entre-elles, massive,  stable et  n'interagissant quasiment pas avec la matière ordinaire, pourrait constituer la matière noire de l'univers.

La plus évidente des caractéristiques, puisque c'est celle qui permet de mettre en évidence son existence, est sa masse. Pour des raisons de cohérence du modèle théorique, la masse ne peut être ni trop petite, ni trop grande. La masse mesurée proche de 125 GeV est un peu faible et cela a des conséquences sur lesquelles je reviendrai dans la suite.

Une autre caractéristique essentielle du Higgs  standard est d'être un boson scalaire, ces deux termes font référence à des propriétés quantiques de la particule; le spin et de la parité. Le spin est une quantité physique (moment angulaire intrinsèque) qui n'a pas de contrepartie en physique classique, il a une valeur entière pour les particules dites bosons et demi-entière pour les fermions. Fermions et bosons ont des comportements physiques très différents, par exemple, les particules élémentaires constituant la  matière ordinaire sont des fermion de spin 1/2. Les particules médiatrices des forces fondamentales : électromagnétique (photon), faible (W et Z)  et forte (gluons), sont des bosons de spin 1. Le boson de Higgs doit donc avoir un spin entier (c'est un boson) et nul (il est scalaire).

Pour identifier le spin d'une particule, il faut observer ses différents modes de désintégrations et mener des analyses statistiques sur la topologie des interactions enregistrées (ce qui revient à mesurer certains angles dans des référentiels bien choisis). Le mode de désintégration de la nouvelle particule en deux photons a été clairement identifié, ceci montre qu'il s'agit bien d'un boson de spin 0 ou 2 (le spin 1 étant exclu en raison de l'absence de masse du photon). Les analyses angulaires menées par les deux expériences ATLAS et CMS excluent l'hypothèse "spin 2" avec un niveau de confiance de plus de 90%.

La parité est une opération de symétrie qui inverse les coordonnées spatiales  (symétrie miroir). Dans le cadre de la mécanique quantique, les particules élémentaires possèdent une parité intrinsèque qui peut être soit positive, soit négative. Le boson de Higgs standard est un scalaire, il doit donc avoir une parité positive  (une particule de spin 0 et de parité négative est qualifiée de pseudo-scalaire). Là encore, des mesures sur la topologie des interactions compatibles avec la présence de la nouvelle particule, montrent que la parité positive est favorisée par rapport à la parité négative.

Les mesures de spin et de parité montrées par ATLAS et CMS à l'occasion du conseil du CERN du 12 décembre 2012 ne permettent pas encore de trancher avec certitude, mais montrent tout de même de sérieuses indications en faveur d'un spin 0 et d'une parité positive). En résumé, aujourd'hui, avec la statistique analysée,  nous sommes en présence d'un nouveau boson scalaire de masse proche de 125 GeV et dont les modes de désintégrations correspondent à ceux d'un Higgs standard. Certaines petites déviations existent (on parle de "tensions" dans le jargon des physiciens des particules), mais ne sont pas significative sur le plan statistique. Il s'agit essentiellement de la masse du boson mesurée par ATLAS qui est différente dans le canal de désintégration en deux photons (126.6 GeV) par rapport au canal en 4 leptons (123.5 GeV) et du taux de désintégration du Higgs en deux photons qui est un peu élevé pour les deux expériences. Donc pour le moment la nouvelle particule découverte ressemble vraiment beaucoup à un Higgs parfaitement standard.

Bien qu'elle semble être une confirmation éclatante de la justesse des prédictions des  théoriciens qui ont postulé le mécanisme de Higgs, cette situation est  un peu surprenante et quelque peu frustrante. En effet, pour l'instant pas de signe de SuperSymétrie, pas de traces de nouvelle physique ; rien qui puisse orienter les théoriciens vers une extension du modèle standard de la physique des particules. Par ailleurs, les résultats récents del'expérience LHCb qui a mis en évidence pour la première fois la désintégration rare du Bs (particule formée d'un quark b et d'un quark s) en deux muons, portent aussi un coup aux espoirs de détecter quelque chose de nouveau. Ce mode de désintégration très rare (environ 3 désintégrations sur un milliard)  est sensible à des processus quantiques virtuels (c’est-à-dire des processus intermédiaires au cours desquels des particules lourdes peuvent se manifester pendant un temps extrêmement court et influer sur les taux de désintégration) pouvant mettre en jeu des particules exotiques comme des bosons de Higgs supplémentaires. Or, aux incertitudes de mesure près, le taux de désintégration mesuré est parfaitement compatible avec les prédictions théoriques standards.

Est-ce à dire que la messe est dite ? Que le modèle standard de la physique des particules est inébranlable ? … pas vraiment, car il faut encore raffiner les mesures, il est possible que la nouvelle physique se cache dans des détails encore imperceptibles actuellement et qui se révèleront lorsque beaucoup plus de collisions auront été enregistrées, ou lorsque le LHC fonctionnera à une énergie plus élevée (13 ou 14 TeV au lieu de 8 actuellement).

Un point reste très troublant ; en effet,  le Higgs possède la capacité de se coupler à lui-même (autocouplage), or la faible masse du Higgs (~125 GeV) comparée à la masse du quark top (~173.5 GeV) conduit à calculer un couplage du Higgs avec lui-même qui devient négatif à haute énergie, la conséquence de ceci est que le vide devient instable à partir d'unecertaine énergie ! Le fait que nous vivions dans un univers dans lequel le vide est visiblement stable, conduit à penser qu'il existe un mécanisme de compensation non encore mis en évidence. Dans l'hypothèse peu probable où ce mécanisme de compensation n'existerait pas, il serait possible que le vide soit actuellement dans un état métastable, un peu comme un récipient d'eau refroidi en dessous de zéro degrés Celsius tout en restant liquide. Comme dans le cas de l'eau qui glace instantanément à la moindre perturbation, on pourrait alors imaginer qu'un évènement fasse basculer le vide dans un état de plus grande stabilité. La perturbation se propagerait alors dans tout l'univers à la vitesse de la lumière, balayant tout sur son passage dans une gigantesque débauche d'énergie. Une fois redevenu stable, l'univers fonctionnerait alors avec des lois physiques différentes et sans doute assez peu compatibles avec la vie telle que nous la connaissons.

Figure montrant la zone très particulière dans laquelle se situe le boson
de Higgs si on suppose que la modèle standard de la physique des
particules est valide jusqu'à l'échelle de Planck 

En conclusion, si la particule observée est bien un Higgs standard, la valeur de sa masse est vraiment très particulière, tellement particulière que cela cache certainement un mécanisme subtil non encore compris.

De nouveaux résultats sur le Higgs seront présentés le 6 mars prochain lors de la conférence de Moriond, ceux-ci seront diffusées en direct sur le Web à cette adresse. 

Quand la gravitation nous fait voir double

Prédit dès 1937 par Fritz Zwicky comme une conséquence de la théorie de la relativité générale, le phénomène de lentille ou de mirage gravitationnel a été effectivement observé pour la première fois en 1979 par les astronomes Dennis Walsh, Bob Carswell, and Ray Weyman sur des images obtenues  sur un télescope de 2.1 m de l'observatoire Kitt Peak. Il s'agissait de l'image d'un quasar nommé SBS 0957+561 dédoublée par l'effet gravitationnel d'une galaxie située en avant plan.

L'explication du phénomène fait intervenir la relativité générale, mais peut-être illustrée de manière simple ; 

Illustration du phénomène de lentille gravitationnelle - Source NASA

un objet très massif telle qu'une galaxie, courbe l'espace-temps. Les rayons lumineux provenant d'un objet situé en arrière-plan suivent cette courbure de telle façon qu'un observateur situé sur la ligne de visé verra une ou plusieurs images déformées et amplifiées de l'objet en question. La galaxie se comporte alors comme le ferait une lentille située sur le trajet des rayons lumineux.

Au-delà de l'aspect spectaculaire de cet effet qui illustre de façon flagrante et non ambiguë une conséquence de la relativité générale, il est possible de tirer profit des lentilles gravitationnelles pour étudier des objets invisibles autrement ou pour mesurer des paramètres cosmologiques.

Mirages gravitationnels observés par Hubble

Si on observe l'univers de manière suffisamment profonde, on se rend compte que les distorsions gravitationnelles sont omniprésentes, bien que parfois très peu marquées. Les images des galaxies lointaines sont distordues par de multiples déformations de l'espace-temps associées à la matière située en avant-plan. L'effet gravitationnel est qualifié de "faible", on parle alors de "weak lensing" ou de cisaillement gravitationnel. Une analyse statistique des déformations permet par exemple de dresser des cartes de la distribution de matière visible et invisible  dans les régions du ciel observées. Il s'agit d'un outil très puissant puisqu'il permet de cartographier la matière sombre sans la voir (évidemment !) et  sans avoir à faire d'hypothèse s sur sa nature.

L'effet de lentille gravitationnelle peut également être "fort", dans ce cas on observera un objet particulier (galaxie, quasar, etc…) amplifié, déformé et dédoublé. Ce type de phénomène est rare car il requière que l'observateur, la masse "défléchissante" et l'astre observé soit pratiquement alignés., de plus il se manifeste surtout pour des astres peu lumineux car très éloignés car cela maximise les chances qu'un objet massif se trouve au bon endroit.

Avec les grands relevés astronomiques et notamment avec le Large Synoptic Survey Telescope(LSST) qui imagera de nombreuse fois chaque région du ciel au cours de ses dix ans de service il deviendra possible d'observer des effets de lentilles gravitationnelles forts sur des astres dont la luminosité varie rapidement avec le temps, par exemples des quasars ou des supernovæ. Dans le cas des supernovæ, on pourra alors observer l'apparition des images multiples décalées dans le temps. En effet, les chemins optiques correspondants aux multiples images (mirages) sont différents et il peut s'écouler quelques mois, voire quelques années entre l'apparition de deux images successives. Comme illustré ci-dessous, on pourra alors disposer d'une sorte de film montrant les apparitions et les disparations des différentes images de la supernovæ. 

"Film" de l'apparition des images successives d'une supernovæ par effet de lentille gravitationnel fort - Simulation réalisée dans le cadre du projet LSST - Source : http://www.lsst.org/files/docs/aas/2006/Kirkby.pdf 

Pour des supernovæ de type 1A dont la courbe de luminosité et le spectre sont bien connus, il sera possible de déterminer très précisément le décalage temporel entre les différentes images qui est lié à la "constante" de Hubble. Inversement, si la constante de Hubble est connue via d'autres méthodes, l'effet de lentille gravitationnelle fort donne des indications précises sur la distribution de la matière (normale et noire) constituant l'objet déflecteur. En 10 ans d'opération on estime que LSST devrait observer une grosse centaine de ces mirages gravitationnels de supernovæ  de type 1A.

Le Large Synoptic Survey Telescope (LSST)

Une, deux, trois, quatre… cinquante-six, cinquante-sept … quatre-vingt-dix-neuf, CENT... s'exclame l'enfant qui pointe les étoiles avec son doigt et tente de les compter … toutes ! De tout temps, les Hommes ont ressenti le besoin de compter les astres, de les répertorier, de les classer… le simple fait de les rassembler dans des constellations était déjà une manière de créer un catalogue.  Au fil du temps et avec l'aide de l'évolution technologique les catalogues ont pris de l'ampleur ; étoiles, astéroïdes, comètes, galaxies, quasars, supernovæ… les répertoires contiennent au minimum les coordonnées astronomiques des astres, mais peuvent aussi être enrichis d'autres informations telles que la couleur, le spectre, le décalage vers le rouge, la dimension angulaire où autres paramètres caractérisant la forme des galaxies, etc.

La plupart des grands télescopes sont des instruments mis à la disposition de la communauté des astronomes qui proposent des projets d'observation dans un but scientifique donné et qui obtiennent pour cela, plus ou moins de temps d'instrument. Les observations ne se font évidemment pas l'œil rivé à l'oculaire, mais avec des caméras CDD, des spectrographes, ou autres instruments qui délivrent des données qu'ils convient de traiter afin de pouvoir en extraire des informations pertinentes.

D'autres télescopes fonctionnent d'une manière différente, ils  exécutent des relevés systématiques (surveys en anglais) d'une portion ou de la totalité du ciel visible depuis l'endroit où ils se trouvent. En jouant sur le temps de pose, ils peuvent également faire des relevés en profondeurs (deep sky surveys) en augmentant les temps de pose afin d'observer les galaxies les plus ténues dans un champ donné. Afin d'être efficace dans ces relevés, il convient d'utiliser des instruments offrant un très grand champ, c’est-à-dire capable de photographier la plus grande fraction du ciel possible à chaque pose.

Dès 1949, le télescope Samuel Oschin au Mont Palomar entamait le premier grand relevé, nommé  "National Geographic Society- Palomar Observatory Sky Survey " ou NGS-POSS. Terminé en 1958, il servit, au moins partiellement à la constitution de nombreux catalogues. Le télescope Samuel Oschin était conçu avec une formule optique dite de Schmidt offrant un très large champ.

Par la suite plusieurs grand relevé eurent lieu, comme par exemple le Digitized Sky Survey (DSS) achevé en 1994 ou encore le Sloan Digital Sky Survey (SDSS) commencé en 2000 et dont la troisième passe s'achèvera en 2014. L'instrument BOSS (Baryonic Oscillation Spectroscopic Survey) complète les informations enregistrées par SDSS avec des relevés spectroscopiques qui ont notamment servis à la mise en évidence des Oscillations Acoustiques Baryoniques (BAO), phénomène fournissant un étalon standard de longueur à l'échelle cosmique, très pratique pour étudier l'évolution du taux d'expansion de l'univers en fonction de son âge.

L'idéal pour les astrophysiciens est de disposer d'un instrument capable de photographier la plus grande fraction possible du ciel pour être exhaustif, le plus rapidement possible afin de détecter et de suivre les phénomènes transitoire et le plus profondément possible afin d'observer les galaxies les plus lointaines, donc les plus âgées. Le projet LSST (Large Synoptic Survey Telescope) est conçu pour satisfaire au mieux tout ces critères.

Le télescope LSST tel qu'il sera installé sur le Cerro Pachòn. La forme du bâtiment a été optimisé pour limiter les turbulences

Le télescope LSST, sera  installé sur le Cerro Pachón au nord du Chili, site disposant de conditions atmosphériques exceptionnelles avec un seeing moyen de 0.67 secondes d'arc et 80% des nuits propices à l'observation. Le télescope de 8.4 mètres de diamètre est conçu autour d'une formule optique à trois miroirs, dite "Paul Baker" de rapport f/d (distance focale divisée par le diamètre du miroir) égal à 1.23 qui procure une luminosité exceptionnelle à l'instrument.

Le télescope LSST

Le plan focal du télescope sera instrumentée à l'aide d'une caméra pesant la bagatelle de 2.8 tonnes et composée de 189  plaques de capteurs CCD représentant un total de 3.2 milliards de pixels. Elle permettra de couvrir un champ de 9.62 deg2 lors de chaque prise de vue. Elle sera couplée à un système capable de positionner six filtres permettant de sélectionner des bandes de longueurs d'onde situées dans  la gamme comprise entre 320 nm (ultraviolet) et 1080 nm (infrarouge). Chaque filtre présente un diamètre de 76 cm et pèse entre 30 et 44 kg ! Outre les 189 CCD principaux, la caméra est dotée de quatre séries de CCD disposés sur la  périphérie du plan focal et destinés à l'alignement et au contrôle du front d'onde.  L'ensemble caméra + filtres + électronique de lecture est un objet extrêmement pointu du point de vue technologique et représente un véritable défi de conception et de réalisation.

La caméra du projet LSST

• La séquence de fonctionnement du télescope sera la suivante :
• Pose de 15 s
• Positionnement de l'obturateur durant 1 s
• Lecture des CCD durant 2 s
• Nouvelle pose de 15 s
• Positionnement de l'obturateur durant 1 s
• Lecture des CCD durant 2 s
• Positionnement du télescope sur une nouvelle zone (proche) durant 5 s

Cette séquence de fonctionnement est répétée à longueur de nuits, éventuellement interrompue par un changement de filtre qui dure environ 2 minutes. Avec une telle cadence et un tel champ, il n'était pas envisageable de faire de la spectroscopie, les six filtres fournissent toutefois suffisamment d'informations pour caractériser les objets observés par photométrie, c’est-à-dire en exploitant l'intensité lumineuse enregistrée par les CCD au travers de chaque filtre.

Les  capteurs CCD délivrent un signal codé sur 16 bits ce qui engendre un flux de données d'environ 15 To par nuit d'observation. Le système de traitement "en ligne " des données permettra de délivrer des alertes sur des phénomènes intéressants avec un délai de seulement 60 secondes. Le traitement "en profondeur" des données CCD sera effectué par deux grand centre de traitement de données ; le National Center for Supercomputing Application (NCSA) à Urbana-Champaign dans l'Illinois et le Centre de Calcul de l'Institut National de Physique Nucléaire et de Physiquedes Particules (CNRS / CC-IN2P3) en France à Villeurbanne.

Chaque portion du ciel sera observée un millier de fois durant les 10 ans de fonctionnement du projet, ceci permettra d'additionner les poses correspondantes et d'augmenter considérablement la profondeur des champs sondés. On passe ainsi d'une magnitude limite de 24.5 pour une pose unique (en fait deux poses de 15 secondes)  à une magnitude de 27.5 pour l'intégralité des champs observés au bout de dix ans.  Le résultat du traitement des images sera stocké dans un ensemble d'immenses bases de données occupant 30 Pétaoctets (30 milliards de Go) d'espace de stockage informatique.

Autant les alertes délivrées par le traitement "en ligne" que les catalogues des objets reconstruits seront mis à la disposition de la communauté scientifique ainsi que du grand public. Tout un programme de diffusion de la connaissance vers le grand public fait partie intégrante du projet LSST.

LSST entamera une phase de validation de deux ans à partir de 2018 et rentrera en pleine production dès 2020 pour un fonctionnement quasiment continu pendant 10 ans. Le champ scientifique délivré par LSST est extrêmement vaste, il s'étend depuis la recherche d'astéroïdes géo-croiseurs jusqu'à l'étude des grandes structures de l'univers et de l'énergie noire en passant par les  détections et les mesures de supernovæ.

Liens :

Le site du projet LSST (en anglais) : http://www.lsst.org/lsst/ voir notamment la galerie photo

BAO - Un étalon cosmique

Sous le terme barbare d'Oscillations Acoustiques Baryoniques ou BAO se cache une avancée récente dans le domaine de la cosmologie qui devrait apporter dans les prochaines années un outil très intéressant pour étudier l'évolution du taux d'expansion de l'univers au cours du temps et ainsi amener de précieux indices sur la nature de l'énergie noire.

À plus d'un titre l'Univers est un objet d'étude extraordinaire. L'un des aspects les plus fascinant à mon avis, est le fait que faisant partie de cet Univers, nous n'avons pas d'autres choix que de l'observer depuis un point de vue très particulier, situé en un endroit et à un instant précis. À partir de ce que nous observons ici et aujourd'hui, la cosmologie consiste à tenter de déduire le comportement global de cet Univers  partout et à tout moment.

Heureusement pour le cosmologiste, le fait que la vitesse de propagation d'un signal (lumineux ou autre) soit finie, permet en observant des objets lointains, non seulement de voir ailleurs, mais aussi de remonter dans le passé.  L'Univers au cours de son évolution laisse tout un ensemble de traces de son activité. Les signaux émis en un lieu et à un moment donné, pour peu qu'ils ne soient pas absorbés, se propagent indéfiniment. Au cours de ce voyage ils subissent les effets de l'évolution même de l'Univers, ils portent donc en eux tout un ensemble d'informations imbriquées sur les phénomènes qui leur ont donné naissance et sur la dynamique de l'espace-temps qu'ils ont traversé. Charge au physicien de démêler l'écheveau et d'en extraire les lois fondamentales qui gouvernent l'évolution de l'Univers.

La grande difficulté des mesures cosmologiques vient du fait que lorsqu'on observe un objet  nous ne disposons ni de mesure de distance absolue, ni de mesure de temps. La notion même de distance est ambiguë : parle-t-on de la distance séparant l'observateur et l'astre au moment où ce dernier a émis un signal lumineux, ou bien de la distance entre l'observateur et l'astre aujourd'hui ? Parle t-on de la distance déduite de la luminosité de l'astre ou encore de celle que l'on détermine à partir de la dimension angulaire de l'objet. Toutes ces définitions de distances ont un sens physique, mais ne donnent pas un résultat identique, loin de là...

Le décalage spectral "z", c’est-à-dire l'allongement des longueurs d'onde des signaux émis par les objets lointains est l'ami du cosmologiste observationnel. En effet ce décalage vers le rouge est lié au rapport entre une échelle de distance caractéristique de l'Univers au moment de l'émission du signal et la même échelle au moment de la réception du signal.  En d'autre terme ; entre le moment où le signal est émis et celui où il est reçu, l'Univers a subi une expansion dont dépend la valeur du décalage spectral. Malheureusement il n'est pas possible d'en déduire une distance absolue car on ne connait pas a priori la façon dont l'Univers se dilate. Par contre, on sait qu'un astre lointain possédant un décalage spectral plus grand qu'un autre se situe à une plus grande distance.

Concernant la distance déterminée à partir de la luminosité, il est possible de sonder l'univers lointain en observant des supernovae de type 1A car ces astres évoluant selon un processus connu et probablement très uniforme, il est possible de déterminer leur luminosité absolue. En comparant, la luminosité absolue calculée avec la luminosité apparente, on obtient une mesure de la distance de luminosité. En répétant cette mesure pour des astres possédant différents décalages spectraux, on peut tracer une courbe sensible à la façon dont l'Univers se dilate. C'est ainsi qu'en 1998, les équipes du Supernova Cosmology Project  et du High-z SupernovaSearch Team constatèrent indépendamment que les supernovae les plus lointaines brillaient un peu moins que ce qui étaient attendu. La conclusion, fort surprenante, fut que l'Univers semble être actuellement dans une phase d'expansion accélérée. C'est cette observation, confirmée par la suite par les mesures du rayonnement de fond cosmologique, qui a conduit à l'hypothèse de l'existence d'une énergie noire qui représenterait les trois quart de la densité en énergie de l'Univers.

Malheureusement toutes ces mesures reposent sur l'hypothèse que les supernovae de type 1A sont bien des chandelles standards, c’est-à-dire qu'elles brillent et évoluent toutes de la même manière ce qui fait largement débat et est difficile à contrôler. Pour faire des mesures vraiment précises, l'idéal serait de disposer d'une sorte de règle ou d'étalon cosmique que l'on puisse mesurer à différentes périodes de l'évolution de l'Univers. Cet étalon existe, c'est une dimension caractéristique liée à ce qu'on nomme du nom barbare d'Oscillations  Acoustiques des Baryons dont l'acronyme anglais est BAO.

Peu de temps après le big-bang, l'Univers est très chaud et est rempli d'un plasma constitué d'électrons, de protons et de neutrons. Les photons produits par les interactions entre les particules de matières ne peuvent pas se propager facilement, ils sont tout de suite réabsorbés en interagissant avec le plasma. A l'intérieur de ce plasma, il y a de petites inhomogénéités, qui donneront plus tard naissance aux grandes structures de l'Univers. Certaines régions sont donc un petit peu plus denses et attirent gravitationnellement  la matière environnante ce qui a pour effet d'augmenter le nombre d'interactions entre les grains de matière qui émettent une radiation sous forme de photons. Cette radiation va avoir tendance à repousser la matière qui va aller créer des zones de surdensité ailleurs. Ce phénomène de pulsation perdure tant que l'Univers est suffisamment chaud pour que les photons interagissent avec la matière, c’est-à-dire pendant environ 380 000 ans, temps auquel la matière et le rayonnement se découplent. Les photons se propagent alors de leur côté et constituent le rayonnement de fond cosmologique que l'on détecte aujourd'hui avec une température de 2.7 Kelvins et qui garde la trace des inhomogénéités de l'Univers primordial. 

Carte des inhomogénéités de la température du rayonnement cosmologique, telles que mesurées par la collaboration WMAP

Les  ondes de matière se propagent également pendant environ 1 million d'années, périodes à laquelle les galaxies commencent à se former. Comme illustré par le graphique ci-dessous, des surdensités de matière existent au centre de l'onde (la zone où elle s'est formée) et sur le front d'onde qui s'est propagé (nommé horizon acoustique). 

Source :  http://cosmology.lbl.gov/BOSS/as2_proposal.pdf

Les galaxies vont avoir tendance à se former au niveau des zones de surdensité qui agissent comme des germes. On s'attend donc à ce qu'aujourd'hui encore, les grandes structures formées par les galaxies conservent une empreinte de ces ondes de pression.

À partir de l'an 2000 le projet SLOAN Digital Sky Survey (SDSS) a entrepris de cartographier des centaines de milliers de galaxies. La figure ci-dessous représente la carte obtenue, on voit clairement que les galaxies ne sont pas réparties de manière isotropes et qu'elles se rassemblent le long de filaments.

Distribution spatiale des galaxies observées par la collaboration  SDSS - Source: http://www.sdss.org/includes/sideimages/sdss_pie2.html

Comme le montre le graphique ci-dessous, l'analyse statistique de la position de ces objets a permis de déterminer que chaque paire de galaxies a une chance plus importante d'être séparée par environ 500 millions d'années-lumière que par 400 millions ou 600 millions. 

Figure extraite de la publication  http://arxiv.org/pdf/1203.6594v1.pdf de la collabration SDSS III - BOSS. Le pic montre que l'empreinte des oscillations acoustiques baryoniques est bien présente lorsqu'on analyse la distribution spatiale des galaxies. Il correspond à une distance privilégiée d'environ 500 années-lumières entre les galaxies.

500 millions d'années-lumière représentent la dimension de l'horizon acoustique des ondes de pression dans l'Univers actuel. Cette mesure fournit également un étalon de longueur pour les études cosmologiques ; en sondant l'Univers à différentes distances (différents décalages spectraux) il est possible de déterminer comment l'étalon de longueur s'est modifié au cours de l'évolution de l'Univers et ainsi d'avoir accès à des paramètres cosmologiques fondamentaux, notamment ceux liés à l'énergie noire.  

Bibliographie :

• http://mwhite.berkeley.edu/BAO/bao_iucca.pdf
• http://arxiv.org/pdf/1203.6594v1.pdf

Le Higgs expliqué à Marie-Claire

Chère Marie-Claire,

Pour comprendre l'histoire du boson, il faut d'abord réaliser que tout le fonctionnement de l'Univers repose sur un ensemble de particules élémentaires et de forces qui les font interagir entre elles ou se désintégrer. Les particules élémentaires sont les briques de base nécessaires à la construction de la matière qui nous entoure. Par exemple, pour le physicien des particules le contenu de ton Mojito est un assemblage complexe d'électrons, de protons et de neutrons qui se regroupent pour former des noyaux, des atomes, des molécules et donc des Mojitos. Les protons et les neutrons sont eux-mêmes des assemblages de quarks maintenus ensembles par d'autres particules nommées gluons.

Tout ces assemblages sont décrits par une théorie qui marche super bien. Ça marche même tellement bien que depuis des années les physiciens n'ont pas de grosses surprises, tout est conforme à ce "modèle standard" de la physique des particules .

Le seul problème - et il est de taille - est que cette théorie dans sa version la plus simple n'explique pas pourquoi les particules sont massives. Tout pourrait (devrait) fonctionner avec des particules sans masse.

En 1964, trois physiciens : Robert Brout, François Englert et Peter Higgs ont proposé un mécanisme permettant d'expliquer comment les particules élémentaires acquièrent une masse. L'idée est assez révolutionnaire puisqu'elle repose sur le fait que la masse n'est pas une caractéristique intrinsèque des particules mais qu'elle est le résultat d'une interaction des particules sans masse avec le vide. Le vide n'est donc pas si vide que cela, il est en fait rempli de ce que l'on appelle un "champ", constitué d'une infinité de particules nommés bosons de Higgs. C'est en interagissant avec le champ de Higgs que les particules élémentaires   acquièrent une masse.

On peut se représenter la chose en imaginant une piscine remplie d'eau. Les molécules d'eau représentent le champ de Higgs. Si un  objet traverse la piscine, il va ressentir une certaine viscosité et ralentir, comme s'il devenait subitement plus lourd. Un objet de forme aérodynamique sentira faiblement l'effet de l'eau, par contre un autre objet aux formes anguleuses sera fortement ralenti. Pour les particules c'est pareil ; certaines interagissent beaucoup avec le champ de Higgs , elles ont donc une grande masse; d'autres interagissent très peu et sont donc légères. Note bien toutefois, que les physiciens ne comprennent pas pourquoi certaines particules interagissent plus que d'autres avec le champ de Higgs...

Dans certaines circonstance, il est possible d'exciter le champ de Higgs et de faire se matérialiser un boson de Higgs, un peu comme si en provoquant une vague dans la piscine, on arrivait à faire quelques éclaboussures. Le fait de voir les éclaboussures prouverait à coup sûr que la piscine est bien remplie d'eau.

Les expériences ATLAS et CMS au CERN près de Genève, viennent probablement de réussir à mettre évidence  ces éclaboussures, elles ont détectées la signature caractéristiques de ce qu'on pense être des bosons de Higgs. Ce qui, si c'est confirmé, valide la théorie de Brout, Englert et Higgs et démontre la validité du mécanisme qu'ils ont proposé et qui confère la masse aux particules élémentaires.

Tu ne verras plus jamais ton Mojito de la même manière !

Bises,

Dominique

Les neutrinos de Daya Bay

Il s'agit pourtant d'une avancée majeure dans la physique des neutrinos, mais curieusement cette découverte est passée plutôt inaperçue en dehors de la communauté des physiciens des particules. La mesure en question a été réalisée au sein d'une collaboration  essentiellement sino-américaine et sur un appareillage installé à proximité des centrales nucléaires de Daya Bay et de Ling Ao au sud-est de la Chine, non loin de Hong-Kong.

Le site de la centrale nucléaire de Daya Bay

Afin de comprendre le résultat obtenu par l'expérience Daya Bay, il faut commencer par revenir au mécanisme d'oscillations des neutrinos qui est un phénomène purement quantique anticipé  sur les neutrinos depuis fort longtemps et finalement mis en évidence en 1998 par l'expérience japonaise Super-Kamiokande. La compréhension du phénomène - comme souvent dans le monde quantique - requière de faire abstraction du sens commun et d'accepter le fait que le comportement des corpuscules puissent être régi par des lois physiques dont nous ne voyons quasiment aucun effet à notre échelle.

Au niveau physique, les neutrinos peuvent être caractérisés soit par leurs interactions avec les autres particules (interactions faibles) soit par leur masse. Si on raisonne sur les interactions,  on observe que les neutrinos peuvent être créés ou bien interagir sous trois formes différentes, on parle alors de neutrinos électrons, neutrinos  muons ou neutrinos taus, c'est ce que l'on appelle les états propres de saveur. Un neutrino électron qui interagit avec la matière va produire un électron, un neutrino muon va produire un muon et un neutrino tau un tau.

Par contre, lorsqu'ils se propagent dans l'espace il faut prendre en compte une autre représentation des neutrinos faisant intervenir leurs  états propres de masse notés n1, n2 et n3. 

Les états propres de masses et états propres de saveurs sont liés. Les états propres de saveur sont des combinaisons linéaires des états propres de masse et inversement. On passe d'une représentation à une autre par l'intermédiaire d'une matrice de mélange nommée PMNS, pour Pontecorvo, Maki, Nakagawa, Sakata du nom des théoriciens qui l'ont proposée.

Par exemple, la désintégration d'un pion chargé positivement va créer un anti-muon et  un neutrino muon (état propre de saveur). Ce dernier est une superposition quantique des trois états propres de masse,  n1, n2 et n3. Les états propres de masse se propagent dans l'espace à des vitesses légèrement différentes les uns des autres (le plus léger allant le plus vite et le plus lourd allant le moins vite). Il ne faut pas se représenter la propagation des neutrinos comme celle de corpuscules,  mais plutôt  imaginer la propagation de trois paquets d'ondes.  Ces paquets d'ondes interfèrent entre eux et en raison de leur différence de vitesse de propagation, l'interférence se modifie au cours du temps, favorisant ainsi l'apparition de neutrinos d'une nouvelle saveur au détriment de la saveur initiale. Un neutrino produit avec une saveur "électron", va avoir une certaine probabilité de se matérialiser avec la saveur  "muon" ou bien la saveur "tau" après une certaine distance de propagation.

Il faut bien comprendre qu'il n'y a pas changement de masse au cours du déplacement car cela violerait le principe de conservation de l'énergie, mais il y a changement du mélange entre les états propres de masse et donc changement de saveur. C'est ce qu'on appelle le phénomène d'oscillation des neutrinos. Pour des paramètres fondamentaux de la physique des neutrinos fixés et pour une énergie donnée, il est possible de calculer la probabilité d'oscillation d'une saveur vers une autre en fonction de la distance à la source de neutrinos.

Les probabilités de transition d'une saveur de neutrino vers une autre dépendent essentiellement des différences des carrés des masses des états propres de masse, et de trois paramètres de mélange caractérisés par des angles provenant de la matrice PMNS mentionnée plus haut. En toute rigueur ces probabilités dépendent aussi d'une phase caractéristique de l'asymétrie entre matière et antimatière dans le domaine des neutrinos (violation de la symétrie CP), mais son effet bien que fondamental du point de vue de la physique, reste faible et n'intervient pour l'instant pas dans les mesures réalisées actuellement. Il faut noter que l'existence du phénomène d'oscillation implique que la masse des neutrinos est non nulle.

Depuis la mise en évidence du phénomène en 1998, les physiciens tentent de mesurer les paramètres fondamentaux des oscillations  en utilisant  diverses sources de neutrinos :

• Les neutrinos provenant du soleil,  qui dès la fin des années 60 ont fourni les toutes premières indications de l'existence d'un déficit qui se révèlera par la suite être dû au phénomène d'oscillation.
• Les neutrinos atmosphériques issus de l'interaction des rayons cosmiques dans l'atmosphère. C'est en 1998, en analysant les interactions des neutrinos atmosphériques que l'expérience japonaise SuperKamiokande mis en évidence de manière non ambiguë le phénomène d'oscillation des neutrinos.
• Les neutrinos issus des accélérateurs de particules, qui permettent d'envoyer un faisceau de neutrinos bien défini spatialement, énergétiquement et temporellement vers des détecteurs situés à de longues distances.
• Les neutrinos issus des réacteurs nucléaires, permettent de disposer de très grandes quantités d'antineutrinos électroniques issus des réactions de fissions à l'intérieur du cœur du réacteur.

Parmi les paramètres de la matrice PMNS, certains ont été relativement bien mesurés par les différentes expériences utilisant les sources de neutrinos présentées ci-dessus : 

• les différences des carrés des masses sont bien connues, il reste toutefois à mesurer le signe de la différence pour le  n2 et le n3  (équivalente à la différence des carrés des masses du n1 et du n3 ) pour déterminer si la hiérarchie de masse est naturelle ou inversée.
• Les angles de mélanges Q12 et Q23 sont également relativement bien connus et il reste à déterminer l'angle Q13 qui rajoute une modulation rapide sur le signal principal d'oscillation.

La connaissance de Q13 est particulièrement importante pour compléter la compréhension du phénomène d'oscillation, une valeur trop faible ruinerait la possibilité de mesurer la phase CP de la matrice PMNS, sorte de Graal de la physique des neutrinos qui contient peut-être la clé pour comprendre l'asymétrie matière antimatière dans l'Univers.

Plusieurs expériences ont été conçues pour mesurer Q13 :

• Double Chooz à proximité du réacteur nucléaire de Chooz dans les Ardennes.

• T2K au Japon, est une expérience utilisant faisceau de neutrinos fabriqués au complexe d'accélérateur de Tokai et détectés dans la mine de Kamioka à 295 km de là.

• RENO en Corée du Sud est également une expérience exploitant les antineutrinos provenant d'une centrale nucléaire.
• Daya Bay en Chine, utilisant aussi les antineutrinos issus de réacteurs.

Il s'agit d'expériences dites de "disparition", c'est à dire qu'elles cherchent à mettre en évidence une diminution du flux de neutrinos en fonction de la distance à la source. Cette diminution du flux étant la manifestation du phénomène d'oscillation.
Double Chooz a publié récemment une première indication pour une valeur de  Q13 relativement grande, mais toutefois pas statistiquement incompatible avec zéro. C'est finalement Daya Bay qui a publié pour la première fois un résultat montrant sans ambiguïté que  Q13 est non nul : sin22 Q13 = 0.092 ± 0.016 (stat) ± 0.005 (sys) et plus grand que ce que l'on pensait.

Les physiciens chinois ont été extrêmement rapides pour concevoir, mettre en œuvre et exploiter cette expérience complexe et des moyens financiers très importants ont pour cela, été mobilisés. A mon sens ce résultat de premier ordre, marque un tournant dans la physique mondiale et montre que la physique expérimentale chinoise a pleinement atteint sa maturité.

L'un des éléments de détection de l'expérience Daya Bay
Extrait d'une présentation de Yifang Wang (IHEP Beijing)

La grande conférence annuelle mondiale sur les neutrinos aura lieu à Kyoto dans une semaine, nul doute qu'il y sera présenté de nouveaux résultats passionnants qui permettront d'avancer un peu plus dans la compréhension de cette famille de particules fascinantes qui étonne régulièrement les physiciens depuis que Wolfgang Pauli a postulé son existence en 1930.

Adlène Hicheur - Libre !

Mardi 15 mai dans la soirée, Adlène Hicheur à été libéré. Il a choisi de ne pas faire appel, car la procédure l'aurait probablement maintenu en détention pendant de nombreux mois supplémentaires. Curieux choix qu'offre la justice, entre retrouver la liberté après 31 mois de détention ou bien "choisir" de rester en prison pour faire appel d'une décision injuste.

En tout cas, on voit bien que la peine prononcée était tout juste "calibrée" pour faire en sorte de couvrir une détention provisoire anormalement longue tout en permettant une libération quasi immédiate.

La libération d'Adlène Hicheur coïncide avec l'arrivée d'un nouveau gouvernement, d'un nouveau Ministre de l'Intérieur et d'un nouveau Garde des Sceaux. Faut-il y voir un signe ? Je le souhaite.

Bonne route Adlène !


Dominique Boutigny