Panorama des expriences: IN2P3-IRFUBruno MansouliService de Physique des Particules IRFU (Institut de Recherche sur les Lois Fondamentales de lUnivers)Division des Sciences de la MatireCEA / Saclay

B.Mansouli

IN2P3 et IRFUCNRS-IN2P3 : 21 labosParticules, Nuclaire, Astroparticules500 chercheurs, 350 enseignants-chercheurs, 1900 ITACEA-IRFU (ex DAPNIA): 1 laboParticules, Nuclaire, Astroparticules, Astrophysique415 Ingnieurs et physiciens, 205 Techniciens

ThmatiquesParticules: constituants et interactions lmentaires ( petit)Nuclaire: Noyaux atomiques, matire nuclaire ( complexe)Astrophysique: Corps clestes, univers ( grand)Interfaces (nombreuses!)Part /Nucl: Structure du proton, quarks et gluons, neutrinos racteursPart / Astro : Cosmologie, matire noire, observatoires g, n Nucl /Astro : Nuclosynthse, volution toiles

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Une faon de voir: volution de luniversThorie du Big Bang:A t = 0 , univers trs dense, trs chaud, distances trs petitesPuis: expansion: D , r , TAge actuel de lunivers: ~ 13 1 109 annes

Relation temprature/nergie dans un milieu en quilibre thermique, E cintique particules : distribution de Boltzmann,nergie moyenne ~ kT. Pour particules: 1 eV 11600 K

Remonter dans le temps => univers de + en + dense et chaud , nergie des particules de + en + leves => relation physique des particules/cosmologie.

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volution de lunivers du Big Bang aujourdhuiTempsEnergie/temprature Physique

10-39 s1019 eV= MPlanckGravitation quantique: on ne sait rien! Cordes??Thorie unique 10-35 s1016 eV Sparation interaction forte/lectrofaiblequarks, leptons 10-10 s100 GeVSparation interactions EM et faiblequarks, lectrons 10-6 s1 GeVLes quarks sassemblent en hadronspions, protons, neutrons 3 min1 MeV Formation des noyauxH, D, 3He, 4He, Li + lectrons + photons300 000 ans 1eV Formation des atomesDcouplage des photons => rayonnement fossile

Non thermalisFormation des structures: galaxies,etc..Naissance des toiles

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Evolution: unification/sparation des forces2 faons de voir:

Evolution de lunivers dans le temps

Aujourdhui: structure de la matire des chelles de plus en plus petites

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Autre vision: sources de particulesCosmiques (observatoires, satellites)Photons (toutes longueurs dondes: radio g de 100 TeV)Neutrinos (Antares)Protons etc. (gamme dnergie de AMS Auger)Matire noire? (Edelweiss)

RadioactivitNaturelle (NEMO)Artificielle (racteurs 2-Chooz..)

AcclrateursTrs haute nergie: collisionneurs (TeVatron, LHC)Spcialiss (Jefferson, Babar, T2K....)Noyaux (Ganil, GSI, )

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Site, taille et type des expriencesTrs grandes collaborations, dtecteurs multiples et complexes, 100-500 MECentres mondiaux: CERN : ex Atlas, CMS: 2000 physiciens. Satellites

Grandes collaborations, dtecteurs orients, 20-100 MECibles fixes: ex: Compass, Opera, 250 physiciens (CERN)Physique nuclaire intermdiaire Ganil, GSI, Astroparticules: Antares, Auger (Argentine), Hess (Namibie)

Collaborations moyennes, dtecteurs pointus, 5-20 MEAstroparticules: matire noire (Edelweiss), Double beta (NEMO)Neutrinos racteursPhysique nuclaire lgre

Petites expriences, prototypes, moins de 5 METrs varis: EDM (Grenoble), Anti-hydrogne (IRFU)

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Technologies et moyensDiversit des utilisations, unit des technologies et mthodes

Dtection exemples:Silicium: CMS (Cern LHC), Glast (satellite), Must (ganil)Lumire: PMs, APD

McaniqueLgre et immatrielle! (dtecteurs centraux, satellites)Lourde et stable (calorimtres, aimants, outillages).

Electronique Bas bruit, rapide, grand nombre de canaux, intgrationMicro-lectronique: ex pipe-lines analogiques: ATLAS/Antares/Valorisation/T2K..

InformatiqueCalculs intensifs (CC-Lyon), Grille de calcul

Acclrateurs, magntisme, cryognie

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Physique des particulesThmes principauxCollisionneurs haute nergieEnergies leves de collisionExploration de la matire aux plus petites chellesTemps les plus courts aprs le Big-Bang

Violation de CP, matire-antimatire Energies moyennesIntensits leves => mesures effets trs finsAsymtrie matire-antimatire: ingrdient essentiel

NeutrinosEnergies moyennes ou faibles (acclrateurs, racteurs)Excellente sonde pour effets fins.

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Collisionneurs haute nergiePhysique: exploration, nouvelles particules (Higgs, Susy), tests Modle StandardAujourdhui: le Modle Standard est toujours confirm!

Succession dacclrateurs de plus en plus puissants et de moins en moins nombreux!Filires: e+- e- : LEP (1989 2000), futur : ILC (?)p-p ou p-pbar: TeVatron (Chicago, 1992-), LHC (Cern, 2009-)

LHC : machine mondiale . 20 ans de construction, >15 ans dexploitation ?4 expriences: ATLAS, CMS, (haute nergie: Higgs, Susy)ALICE (nuclaire: quarks, gluons)LHCb (matire antimatire)

IN2P3 dans les 4, IRFU: Atlas, CMS, AliceAujourdhui:~ 50 physiciens lIRFU~200 lIN2P3

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Matire-antimatirePhysique: lgre asymtrie entre particules et antiparticules, dcouverte en laboratoire en 1964 (Nobel 1980) dans le systme des msons K.Probablement relie lasymtrie originelle: Big-Bang: matire = antimatire => annihilation. Asymtrie => reste 10-9 de matireAutorise dans le Modle Standard, mais mal compriseCible fixe: exp NA48 au Cern(termine 2004)Faisceaux de K. Rsultat exprimental essentiel. Thorie?Collisionneur e+ e- moyenne nergie : Babar (Stanford, USA, termine 2008)Systme des msons B; nombreuses mesures. LHCb: Msons B LHCFutur: Super B-factory?R&D anti-hydrogne lIRFU (4 personnes!)Voir tomber lanti hydrogne!? Source intense de positons, piges, positronium, Cern AD

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NeutrinosNeutrino particule un peu part, sensible seulement linteraction faible, masse presque nulleRenouveau complet depuis ~10 ans: les neutrinos ont des masses, se mlangent!Source dasymtrie matire-antimatire dans lunivers?Naturel: NEMO (tunnel Modane)Le neutrino est-il sa propre antiparticule?Racteur: Double-Chooz (centrale EDF) (2009) q13, le dernier paramtre inconnu du mlange des neutrinosavant lasymtrie matire-antimatire (plus dur!)Faisceaux:Opera (Cern-> Gran Sasso) dtecteur ddi; mulsions photosT2K (Japon, -> dtecteur souterrain )(2009)Dtecteur eau gant Super-K, dj dcouvreur du mlangeDans les neutrinos atmosphriques (produits par cosmiques)

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Physique NuclairePrincipales thmatiquesStructure et dynamique des noyauxExploration de la carte des noyaux en particulier aux frontiresEssentiel pour comprendre la nuclosynthseSystme complexe en interaction forte

Plasma de quarks et gluonsEtat particulier de la matire: quarks et gluons libresThorie big bang: avant la formation des noyaux

Structure du nuclonNuclon: proton, neutron.Quarks et gluons en interaction forte: thorie difficile!Masse des hadrons, spin, distributions, corrlations

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Structure et dynamique des noyauxExploration de la carte des noyaux aux extrmesLimite en charge Z et masse A ?Super-lourds stables?Limite en moment angulaire?Processus astrophysiques?

Essentiellement Ganil Faisceaux dions Ions radio-actifs (Spiral)futur: Spiral2

Dtecteurs facilitiesTraces: INDRA, VAMOS, MUSTGammas: Eurogam, EuroballFutur: AGATA

Superdform Octupolaire

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Plasma de quarks et gluonsThorie des interactions fortes QCD: trs haute temprature et densit, les quarks et gluons forment un plasma o ils sont ~ libres.

Nouvel tat de la matire (nuclaire).

Collisionneurs dions lourds

RHIC (2000-), exp STAR et PHENIXCollisions -> Au + Au

Futur: LHC (-> Pb-Pb) , exp ALICE

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Structure du nuclonNuclon: proton, neutron

Assemblage de quarks et de gluons, plus compliqu quil nen a lair!Masse du nuclon ~1 GeV mais masse totale des quarks: 0.01 GeV !Spin nuclon: , mais spin total quarks ~.25 x () !

Jefferson Lab (USA): e- (6 GeV, intense) sur p, dPlusieurs expriences ddies. Corrlations quarks (GPD)

Cern Compass: (IRFU seult)Muons sur cible polarise=> tudes spin, corrlations

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Astrophysique (IRFU)Cosmologie (voir astroparticules)Origine et volution de lunivers

Formation et volution des galaxiesQuand et comment se sont formes les grandes structures?Amas de galaxies, galaxies, environnementQuand et comment se sont formes les toiles?Poussire interstellaire, nuages molculairesApproche multi-longueurs dondeSatellites: X (Chandra, XMM), optique (JWST), Infrarouge(Spitzer, Iso, Herschel)Sol : optique (Megacam, VLT(Visir), mm(Alma), radio(VLA))

Formation des toiles et plantesPoussires, disques protoplantairesPlantes, anneaux de Saturne (Cassini-Huygens)

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AstroparticulesCosmologieContenu nergtique de lUnivers Le mystre de la matire noire et de lnergie noire:

notre matire ordinaire : 4%matire nature inconnue: 23%le reste, 73% : nergie, mais pas de la matire! (totalement incomprise pour la physique microscopique)

Matire noire en directDtecter directement la matire noire de notre galaxie

Sources cosmiquesTous mdiateurs: protons, photons, neutrinos, ondes gravitationnelles

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CosmologieContenu nergtique de lunivers? Gomtrie de lunivers (lien gomtrie-matire)supernovae lointaines (SNLS)Fond diffus cosmologique (Archeops, [WMAP], Planck)Dformations par effet gravit (Dune)Radio-astronomie (HSHS)

ModlisationSimulations numriques (Horizon)Formation des grandes structures,filaments, amas de galaxiesDpendance de la physique microscopique(matire noire, interactions)

B.Mansouli

Matire noireDtection indirecte: observationsComportement des amas de galaxies (XMM, MegaCam)Collisions de galaxiesRecherche des produits dannihilation (Hess)Effets optiques (microlentilles): EROSCartographie par cisaillement gravitationnel(Dune)

Dtection directeMatire noire: halo de notre galaxieParticules? Chocs sur noyaux=> recul du noyau: ionisation, nergie Dtecteurs ultra-sensibles: Edelweiss (Ge)

B.Mansouli

Sources cosmiquesRayons cosmiques: tmoins volution univers et ses objets, en particulier les plus violents(trous noirs, noyaux actifs de galaxies)

Energies extrmes: Auger

Photons haute nergieHess (sol), GLAST (satellite)

Neutrinos: Antares

Ondes gravitationnelles: Virgo, Lisa

Particules environnantes: AMS

ParisAuger

B.Mansouli

ConclusionCette prsentation: expriences. Il y a aussi laspect acclrateurs, cryognie, magntisme, sans oublier lenseignement et la valorisation.

IN2P3 et IRFU: forte unit intellectuelle sur les lois fondamentales de lUniversGrande synergie des moyens techniques: nhsitez pas penser transverse!

B.Mansouli