 Bienvenue sur le canal de traduction de cette conférence sur les accélérateurs de particules cosmiques. Votre traducteur pour ce talk sont Iota et nous apprécierons votre retour sur Twitter ou au compte Twitter, c'est 3lingos. Annie, c'est ta scène, c'est tes applaudissements, on t'écoute. Génial, merci pour cette présentation géniale et si jamais je n'ai pas de question à la fin, je t'en poserai à toi. Bienvenue à ma présentation sur les accélérateurs de particules cosmiques et leurs traces en Antarctique. La première raison que je fais cette présentation c'est que c'est normalement celle de mon collègue mais il s'est rendu compte qu'il y a 2 semaines qu'il était à Shanghai. La deuxième raison c'est parce que cette année il y a eu une énorme percée en astrophysique et en astrophysique, je ne sais pas si vous avez entendu parler. On a mesuré en fait la fusion de 2 étoiles à neutrons pour la première fois cette année et en fait on a aussi pu trouver et identifier une source de neutrinos à l'aide de l'expérience IceCube. Et étant donné que pour nous c'est un truc énorme, je voulais vous expliquer un peu ce que c'était cette découverte, comment est-ce qu'on y est arrivé et avant tout pourquoi c'est aussi génial pour nous, pourquoi tout le monde est aussi fier de ça. La première raison pourquoi tout le monde est aussi fier c'est parce que l'histoire a commencé il y a un peu plus de 100 ans avec Victor S qui a découvert le rayonnement de haute énergie. Donc au début du 20e siècle vous pouvez peut-être savoir qu'on venait de découvrir la radioactivité donc c'était quelque chose d'assez important et en cherchant un peu à comprendre cette radioactivité les chercheurs se sont demandé et on essayait de comprendre comment la Terre était aussi radioactive. Donc c'est surtout du radon qui est émis par des inspirations de l'uranium par exemple et du thorium et donc Victor S s'est dit qu'il allait regarder comment la radioactivité diminuait quand on montait en altitude. Et donc on mesure pas la radioactivité directement mais on mesure à quel point elle ionise l'air et donc ça c'est directement proportionnel à la radioactivité donc Victor S a fait cette expérience donc il a fait des vols en mongole fière. Vous voyez souvent des références en bas avec des lettres et des chiffres donc ce qui est B ce sont les images et les R ce sont toutes les références bibliographiques à la fin je vous montrerai cette liste et ça sera aussi sur le site internet. Donc vous pouvez aller lire si vous voulez vous informer un peu plus après coup et vous pouvez voir aussi quelles sont mes sources du coup donc on retourne à Victor S Victor S a fait donc des vols en mongole fière et c'est rendu compte que la radioactivité. Comme on s'est attend elle diminue quand on monte en altitude mais pourtant elle réaugmente quand on monte un peu plus donc on s'est rendu compte que quand on monte encore un peu plus vers 10 000 mètres il y a il y a à peu près 40 fois plus de nézation que sur Terre donc il n'était pas totalement bête et il s'est dit. C'est ce rayonnement doit pas venir de la Terre mais il doit venir de l'extérieur en fait de l'espace et donc ça c'est ça c'est la découverte des rayons cosmiques qu'on appelait aussi les rayons les rayons élevés à l'époque donc. On sait qu'il y a des particules qui qui traversent notre atmosphère qui arrive sur Terre qui unise les particules et donc on se demande d'où est-ce qu'elles viennent ces particules donc en ce moment on sait on sait on en sait un peu plus donc il y a il y a toujours des expériences de mongole fière mais il y a aussi une. Une expérience donc dans l'espace sur la station spatiale internationale qui s'appelait AMS et donc pour des énergies plus faibles il faut il faut il faut déjà aller dans l'espace parce que déjà c'est plus pratique on est déjà en haut on n'a pas besoin de lancer des ballons sans arrêt. Donc c'est assez pratique donc ces détecteurs de particules ils voient par exemple AMS par exemple ils voient ils ont donc les ils ont les mêmes détecteurs que par exemple dans le dans les LHC et donc il peut mesurer la vitesse de la particule. Une deuxième fois même à l'intérieur donc il y a un aimant avec un détecteur dedans qui qui mesure les traces en fait de la particule et donc certains savent peut-être que dans un champ magnétique les particules chargées sont déviés et donc la déviation en fait permet de mesurer. La charge de la particule et donc dans AMS il y a aussi à l'intérieur un calorimètre électromagnétique ou du coup les particules sont arrêtés et ce qui permet de mesurer leur énergie. Et donc maintenant je veux poser une question c'est pourquoi est-ce qu'on n'a pas des satellites on peut pas mettre des satellites partout pour tout mesurer et donc il y a des particules qui ont tellement d'énergie qui peuvent pas être. Être mesuré par ce détecteur le détecteur en fait est beaucoup trop petit et l'autre raison pour lesquels pour les autres énergies on peut pas travailler avec des satellites parce que c'est parce que les flux de particules en fait deviennent très petits donc on parle là. On parle là d'une particule par kilomètre cube par an donc c'est un peu chiant ces satellites sont beaucoup trop petits pour ça on n'arrivera jamais donc ça c'est impratigable en termes de statistiques donc pour les énergies un peu plus plus élevées on utilise d'autres expériences qui ont lieu sur Terre donc avant que ces particules arrivent sur Terre. Les particules d'air de notre atmosphère et ce qui va se passer c'est qu'il va il va arriver qui va arriver une fontaine cosmique et donc en fait il y a de l'énergie qui va être modifié échangé entre la particule et. L'air et ça va ça va générer plein de particules des électrons des maisons de la lumière donc ici vous voyez une belle vue d'artiste donc vous avez tout un réseau en fait de particules qui va être qui va être créé et ces particules secondaires qu'on peut mesurer sur Terre donc. Pour faire ça en fait ça c'est un exemple de l'observatoire pierre ogé donc c'est simplement le plus gros observatoire actuellement en fait ce qu'ils ont fait c'est qu'ils ont ils ont mis des grosses citernes d'eau et donc dans ces citernes ils ont mis des choses donc ce qui est. Ce qu'ils ont montré dans ces dans ces secondes dans ces citernes c'est c'est le rayonnement chez rencoff donc des particules de ces particules secondaires donc. Oui j'expliquerai plus tard ce que c'est c'est simplement le nom de la personne qui l'a mis en évidence et donc il y a aussi. Des expériences avec des télescopes donc basé basé sur Terre et donc ces télescopes mesurent en fait le déplacement de. De ces particules dans l'atmosphère et donc en fait. En fait ces particules quand elles traversent l'atmosphère elles émettent elles font émettre à l'air de la lumière et ça c'est facile à mesurer avec avec des télescopes au sol. Et donc avec Pierre Auger ils ont commencé ils ont pu commencer à mesurer des signaux d'électrons. Et donc il y a il y a maintenant pas seulement l'observateur Pierre Auger mais aussi. Une grille de télescopes et en fait cet observatoire va encore être augmenté. Donc ils sont ils sont toujours un tout petit peu plus grand plus petit que Pierre Auger mais je sais pas je sais pas trop pourquoi ils ont. Ils ont pas fait un peu plus grand donc on a on a plein de nouvelles méthodes pour pour me mettre en évidence les rayonnements cosmiques. Et donc on peut commencer à dire des choses en fait sur les rayonnements cosmiques on a déjà mesuré pas mal de choses. Et donc ce que je voudrais montrer ce sont les résultats qu'on connaît en majorité donc sur le côté gauche vous voyez le flux de particules. Donc je les montrais simplement pour pourquoi on peut pas on peut pas faire ça avec des satellites donc sur l'axe horizontal on voit l'énergie. Les électrons volt c'est une unité un peu bizarre pour les gens mais pour les physiciens des particules c'est totalement normal. Donc c'est en fait on peut voir ça comme l'énergie qu'un électron gagne quand on le fait passer à travers un champ électrique sur une distance qui lui permet d'avoir un volt. Donc vous voyez la flèche qui permet de montrer les énergies qu'on peut atteindre au LHC. Et donc verticalement on voit le nombre de particules qui arrivent par mètres carrés et par seconde. Et donc dans le domaine bleu on voit qu'il y en a encore beaucoup ça c'est une particule par mètres carrés par seconde. Donc avec mon télescope ou mon satellite d'un mètre carrés on en mesure encore plein. A la fin du domaine rouge on a plus une particule par mètres carrés par an et tout à droite on a une particule par kilomètres cubes et par an. Donc là j'ai besoin de détecteurs comme l'observateur Pierre Auger qui fait à peu près 3000 kilomètres cubes. 3000 kilomètres carrés en surface pardon. Donc en plus du nombre de particules en fonction de l'énergie on a aussi les régions d'où viennent les particules. Donc ça c'est ce que vous voyez à droite donc mesuré par Auger. Et si vous vous demandez pourquoi en haut c'est noir mais ça c'est juste parce qu'en fait Auger est en Argentine et donc on peut simplement pas mesurer ce qui est de l'autre côté de la Terre. Et donc on voit aussi le cercle qui est en fait le plan de notre galaxie et la petite étoile que vous voyez en fait c'est le centre de notre galaxie. Et donc on voit que là en bas à droite c'est bizarre mais il y a plus de particules donc c'est ce qui est dans les couleurs un peu froides. Et donc maintenant qu'on a la direction on peut se poser la question mais quels sont les sources de ces particules ? Qu'est ce qu'on sait de ces sources ? On sait qu'il y a des sources avec peu d'énergie donc c'est le bloc à gauche c'est la ligne bleue c'est tout ce qui est solaire. Donc c'est le soleil on a vérifié on a corrélé ça avec l'activité du soleil au milieu le rouge ce sont les particules de notre galaxie. Pourquoi on le sait ? En fait on ne sait pas vraiment mais on sait que les rayonnements cosmiques ce sont des particules c'est 90% de proton, 9% d'atomes déliomes et ensuite on a d'autres atomes plus lourds. Mais tout est chargé et ces particules chargées sont déviées par des champs magnétiques comme par exemple celui de notre galaxie j'adore les images de l'ostrophysique. Donc le chemin que fait ces particules le rayon de la courbe correspond à l'énergie et en fait le magnétisme des galaxies fait qu'ils sont attirés et qu'ils vont rester dans la galaxie. Et donc il n'y a que ceux qui ont peu d'énergie qui vont pouvoir en sortir sauf qu'ils vont interagir avec autre chose avant de sortir de la galaxie donc on ne va pas les voir. Et l'énergie au milieu ça devrait venir de l'intro galaxie. Quand il y a beaucoup d'énergie ils peuvent en sortir, c'est ce qu'on voit les courbes qu'on voit à gauche c'est-à-dire tout ce qu'il y a de beaucoup d'énergie ça vient de quelque part de loin. Pour le reste de la présentation je vais parler de beaucoup de rayons qui ont beaucoup d'énergie et pas de ce qui vient de notre galaxie pour le reste de la présentation. Il y a beaucoup d'objets. Il y a des objets très forts, il y a des trous noirs et en dehors de notre galaxie on a toujours le problème que les rayons en colis cosmiques vont quand même être déviés par des champs magnétiques. Même la plus grosse énergie ça ne va pas venir, on ne peut pas vraiment directement retourner à la source. C'est pour ça que ça fait 100 ans après ces premiers vols on ne sait toujours pas d'où viennent ces particules ou ces rayons. On cherche et on essaye d'utiliser d'autres particules, ça ne voit pas que l'univers ne voit pas que du proton et des molécules, il cherche autre chose aussi. On va pouvoir essayer de prendre l'approche standard, on va regarder ce qui est particulièrement lumineux par exemple les photons. Ce qui est bien avec la lumière, il y a beaucoup d'informations qui sont cachées dans la lumière. Ce qu'on voit lorsqu'on regarde avec nos yeux sur la voie lactée, ce qu'on ne fait pas, c'est déjà très impressionnant. Mais les rayonnements électromagnétiques, encore plus dans des longueurs d'ondes qu'on n'a pas. Et lorsqu'on cherche dans toutes ces longueurs d'ondes, ça nous donne une image qui est beaucoup plus diverse de cet objet. Et on a beaucoup plus d'informations et on peut en extraire beaucoup plus d'informations. Et chaque domaine de longueurs d'ondes explique sur d'autres propriétés de la voie lactée. Par exemple dans le domaine radio, on voit des lignes d'émissions de l'hydrogène atomique. On voit où sont les nuages de poussière très chaud. C'est pareil. On voit aussi l'hydrogène moléculaire, là où les atomes d'hydrogène peuvent former des molécules par deux. C'est là qu'on voit les nuages froids. On voit aussi la poussière qui est excitée par le rayonnement des étoiles et qui se désexcite en émettant du rayonnement qu'on peut observer. Dans les énergies les plus hautes, on a ce qui nous intéresse. On cherche des sources, des particules de haute énergie. Ça veut dire que ce sont des particules chargées qui ont été accélérées sur des grandes énergies. Dans ces accélérations, pendant qu'elles se déplacent, elles rayonnent. Elles rayonnent quand elles sont déviées, elles rayonnent quand elles interagissent avec d'autres particules. Ce qu'on voit tout en bas dans les rayons X, c'est les rayons gamma. Les rayons X, c'est une traduction, c'est les rayons Run-Gun en Allemagne, en Allemands. Ce qui nous montre ici, c'est ce que sont les sources de rayons gamma. Enfin, ça pourrait. Par contre, il y a d'autres problèmes, c'est qu'au plus haute énergie, la lumière ne va pas très loin. Il y a quelque chose qui s'appelle le rayonnement, le fondi fuit cosmologique qui remplit tout notre univers. C'est un reliquat de notre rêve primordial. Ça vient d'un phénomène où l'univers était opaque et d'un coup il est devenu transparent. Il y a plein de particules qui ont été émises à ce moment-là. A ces énergies, les particules risquent d'interagir avec ce qui vient de ce fondi fuit cosmologique. C'est ce que vous voyez sur le graphique à droite. Sur l'acte horizontal, vous voyez l'énergie des particules. Sur l'axe vertical, vous voyez à quelle distance ces photons arrivent. J'espère que vous pouvez bien le voir. A quelque part, vers 10 puissance 14, 10 puissance 15 électron volt, vous voyez que les particules arrivent à peu près jusqu'au centre galaxique. C'est quelques kilos par sac en distance. Ce n'est pas suffisamment loin. On a un peu montré que ces photons ne viennent de très loin. On ne peut même pas venir de plus loin que notre galaxie. La deuxième raison pour laquelle la lumière ne suffit pas comme messager d'informations, la lumière de haute énergie veut dire aussi des particules de haute énergie. Ce n'est pas forcément des protons et des particules d'élium. Ça peut être aussi des électrons. Il n'y a pas de sources uniques. On n'est pas sûr qu'il y ait une source unique de rayons cosmiques. Il y a un point pratique. Quand je veux mesurer la lumière, il faut que ce soit son. Si je suis sur Terre ou sur les satellites, mes télescopes doivent être équipées pour ça. Ça pose des problèmes de mesurabilité. On se demande pourquoi on ne chercherait pas d'autres porteurs d'informations qui pourraient être des témoins des sources des rayons cosmiques. On arrive au troisième messager qui sont les neutrinos. Je vais juste faire une petite parenthèse sur ce que sont les neutrinos. A l'inverse des protons, tout le monde l'a peut-être par en tête. On va aller un peu dans le modèle standard de la physique des particules. La matière est fabriquée à partir de leptons et de quarks. Avec des leptons et des quarks de la première famille, vous avez les quarks up et down qui fabriquent des protons et des neutrons qui forment des atomes et autour de ces atomes, il y a des électrons. Up et down, c'est ce qu'on appelle les quarks. Avec les électrons, il y a aussi un autre lepton qui est le neutrinoélectronique. Il n'y a pas que cette première famille de laquelle est formée la plupart de la matière qui nous entoure. Il y a encore deux autres versions de cette famille qui sont semblables pour ce qui est de la charge, mais qui sont plus lourdes en masse. Chaque une de ces familles de particules a son neutrino. Les neutrinos ne fabriquent pas notre matière usuelle, mais par contre, quand on a des désintégrations beta, on voit que les neutrinos transportent une partie de l'énergie et de la masse. Les neutrinos n'ont pas beaucoup de masse. On a montré il y a trois ou quatre ans, donc il y a eu un prix Nobel parce qu'il y a des gens qui ont démontré que les neutrinos avaient une masse, mais elle est ridiculement faible. Il interagisse que via l'interaction faible, c'est pour ça qu'on les appelle parfois particules fantômes. On peut essayer de s'imaginer combien de neutrinos passent à travers notre corps par seconde. Par centimètres cubes, vous pouvez voir sur votre peau, par centimètres cubes et par seconde, il y a après 56 milliards de neutrinos qui passent. Ça veut dire aussi qu'ils interagissent vraiment pas avec nous, ou vraiment très peu. Maintenant, j'ai montré ce que c'était les neutrinos. Je vais faire le lien avec les rayons cosmiques. Quand on regarde dans les sources astrophysiques et leur environnement, on a des rayons cosmiques qui interagissent avec d'autres particules comme des protons ou de la lumière. Avec cette action, il y a toujours des désintégrations, ou presque toujours les neutrinos. Les neutrinos portent à peu près 5% de l'énergie de base. Ça veut dire qu'on a des particules de très haute énergie. Les neutrinos portent une quantité considérable d'énergie, à peu près un centième de cette énergie, ou un vingtième. En fait, on a des sources de neutrinos. Ça témoigne du fait qu'il y a déjà des rayons mancosiques, parce que sinon on n'aurait pas pu les voir. Les neutrinos, c'est vraiment un peu le jackpot pour les rayons mancosiques. On peut les observer de loin, parce qu'ils n'interagissent pas beaucoup. Ils prouvent vraiment qu'il y a eu des rayons mancosiques. Mais c'est un peu compliqué de les détecter, vu qu'ils interagissent très peu. Je voudrais vous présenter le détecteur Ascube, qui est en principe le détecteur de neutrinos pour les plus hautes énergies, pour les particules d'énergie un peu plus faibles. Il y avait un talk sur hypercamio-candée. Je voudrais juste mentionner une autre expérience, qui s'appelle 3 net, qui va être dans la Méditerranée, dans le Lac Baikal, pour mesurer des particules d'encore plus hautes énergies. Ascube, c'est un kilomètre cube de détecteur dans la glace en tartique. C'est un projet qui est monstrueusement grand. Il y a plein de pays autour du monde qui ont collaboré. Ça montre aussi les collaborations au-delà des frontières. Ce que fait Ascube, c'est qu'il détecte le rayonnement de Cherenkov des neutrinos. Ce qui se passe, c'est qu'on détecte les neutrinos directement, mais par contre, on détecte les leptons qui viennent de l'interaction d'un neutrino. Vous voyez en bas à droite. Je vais vous expliquer un peu ce graphique. On a un neutrino électronique qui vient en haut à gauche, qui interagit avec un proton, un neutron en bas dans la glace. Ils échangent une particule qu'on appelle un boson W, pour ceux qui s'y connaissent en physique des particules. Le neutrino électronique est transformé en électron. Cet électron et son rayonnement de Cherenkov, c'est ce qui nous intéresse. Qu'est-ce que c'est le rayonnement de Cherenkov ? Le rayonnement de Cherenkov, en principe, c'est une espèce de banque supersonique, mais pour la lumière. Quand il y a une particule qui se déplace dans un milieu plus vite que la lumière, dans ce milieu, alors il y a un rayonnement Cherenkov. Et non, la particule ne se déplace toujours pas plus vite que la lumière dans le vide, mais seulement comme la lumière dans le matériau. C'est toujours plus bas que la vitesse de la lumière dans le vide. Donc on connaît la lumière Cherenkov aussi par les réacteurs nucléaires qu'on voit à droite. C'est le même effet, c'est cette lumière bleue qu'on voit dans les réacteurs nucléaires. Et donc ce qu'on voit en bas, c'est qu'on veut voir un neutrino électronique. Donc le neutrino va entrer dans le détecteur, il va faire des réactions là-dedans, et donc il va y avoir un électron qui va sortir. Et cet électron, en fait, c'est ce qu'on veut mesurer. Et donc pour faire ça, on a un détecteur qui est énorme. Il y a deux mètres cubes et plein de caméras en fait pour mesurer cette lumière bleue. Et pour être plus précis, 5.160 mètres. Et donc ce sont des espèces de câbles et tous les 16 mètres, il y a une espèce de module carrément, caméra pour la lumière bleue. Et donc ces câbles sont séparés de 125 mètres les uns entre les autres, et ils commencent à une distance d'un kilomètre et demi et vont un kilomètre plus bas. En fait, il n'y a pas que ces 86 câbles qui sont séparés de 125 mètres, mais il y a aussi une partie qui est un peu plus dense là-dedans, et il y a au-dessus, qui est en principe un détecteur comme Pierre Auger, donc ce sont des citéens de glace qui permettent de mesurer le rayonnement cosmique. Donc Ice Cube, l'idée c'est de faire aussi une mise à jour un peu comme Auger et il voudrait multiplier par 10 la résolution et dans Deep Core, donc le cœur dense de cette expérience aussi. Donc on voudrait voir ce rayonnement et donc tous les 17 mètres, on verra à niveau d'un câble, donc c'est module optique et donc c'est impressionnant comme ça a été fabriqué. Donc il faut s'imaginer, il faut percer dans la glace à deux kilomètres et demi et donc à travers la neige il faut percer normalement mais ensuite à travers la glace, on utilise de l'eau chaude et donc quand on met de l'eau chaude sur la glace, la glace fond et donc en principe vous avez vous avez une espèce de colonne d'eau et donc dans cette eau ils ont simplement laissé descendre leurs détecteurs et ils ont attendu que ça gèle à nouveau et donc ça a super bien fonctionné et donc ça a été construit à la fin des années 2010 et donc et donc par contre ces détecteurs on ne peut plus y accéder maintenant une fois qu'ils sont gelés mais à l'heure actuelle il y a encore 80% de ces détecteurs qui fonctionnent 98% pardon et donc là on voit que c'est aussi on est au pôle sud en plein milieu de l'Antarctique et on essaie de faire un détecteur aussi gros si on était dans la glace on verrait quelque chose comme ça donc avant qu'on s'occupe des neutrinos donc comment est-ce qu'un de ces modules est fabriqué donc en principe ces modules numériques sont juste des caméras pour la lumière bleue et la pièce au coeur c'est ce bloc blanc que vous voyez sur l'image de gauche donc ça c'est un tube photomultiplicateur donc les électro-techniciens connaissent peut-être ça il y a de la lumière qui rentre et c'est transformé en signal et je vous montrerai encore 2 choses intéressantes là-dedans donc d'un côté il y a ce mu métal cette grille mu métal donc ça c'est pour se protéger du champ magnétique terrestre et ce que je trouve impressionnant à chaque fois c'est cette flasher board que vous voyez à gauche et en fait chacun de ces modules a à côté de la carte mère qui envoie des données à peu près toutes les secondes il a encore une source de lumière avec laquelle il peut faire des flashs pour calibrer en fait le module d'à côté donc ces modules numériques optiques mesure la radiation chez Renkoff et on va regarder à quoi ça ressemble quand un neutrino électronique rentre dans le détecteur donc on a cet échange l'électron fait des régations chez Renkoff et on va voir dans la vidéo à gauche comment ressemble ce signal dans la classe et à droite comment le détecteur le voit donc à gauche il y a quelque chose qui commence c'est lorsque l'électron a été créé et ce qui est spécifique à l'électron c'est que quand il est créé il va interagir tout de suite avec d'autres électrons et du coup il va y avoir beaucoup d'électrons qui vont se créer et donc ça va être réaction en chaîne et donc ça fait une grosse boule donc à droite ah dommage c'est déjà parti c'est ce qu'on voit dans le détecteur pour la prochaine image on va le voir on voit toujours des blobs dans les modules et le plus gros et le blob plus il y a d'énergie et la couleur représente le temps donc ça représente quand la lumière a été mesurée donc ça ressemble à ça quand il y a un électron neutrinon donc maintenant quand on a un muon de trinon donc un neutrinon muon ça crée un muon et pas un électron et ça interagit pas autant il doit être beaucoup plus long et donc on voit qu'ils vont tout droit dans le détecteur et ça laisse une piste relativement droite et on voit ça dans les différents modules on voit ça à droite donc l'avantage et les inconvénients les muons c'est très bien parce qu'ils ont un superbe angle on peut voir exactement on peut savoir à 0.2 degrés d'où ils viennent mais ils sortent du détecteur ou viennent de dehors et donnent aussi d'énergie en dehors du détecteur donc c'est un petit peu plus difficile de savoir combien d'énergie ils avaient en arrivant alors c'est autrement que les espèces de boules qui sont au milieu du détecteur on sait exactement combien d'énergie il y avait dedans c'est un peu difficile donc c'est relativement joli sauf que le plus gros problème dans Ice Cube l'arrière-plan Ice Cube mesure 10 neutrinos astrophysiques par an en an ils ont 100 000 neutrinos atmosphériques et 10 milliards de muons atmosphériques donc c'est beaucoup, beaucoup de bruit de fonds et donc quand on voit 10 ms d'Ice Cube ça ressemble à ça c'est un feu d'artifice et si vous réussissez à récupérer de nez de ça il faut quand même le vouloir donc on voit le vert, le très vert ce sont des muons atmosphériques il y a diverses systèmes de vaisseau pour gérer ça on peut prendre juste ceux qui sont venus de la terre avant de toucher le détecteur comme ça on peut enlever les muons atmosphériques ou alors on définit on définit la couche la plus extérieure comme vaisseau tout ce qui arrive là-dedans on ne va pas le prendre en compte du coup ça va être des muons atmosphériques ou alors à partir de 100 tV 3 tV ce ne sont quasiment plus d'électronutrinons donc on a plus de bruit de fonds et Ice Cube a identifié certains depuis 2012 il a récupéré quelques-uns les 20-28 ont été présentés en 2013 donc on a fait voir où c'était et jusqu'aujourd'hui on en a à peu près on mesurait 100 et on peut voir combien il y avait de neutrinos par intervalle énergétique donc maintenant on voulait encore avoir les sources de ces neutrinos donc c'est quoi les sources donc comment est-ce qu'on fait pour commencer ça on regarde donc on mesure un neutrinos énergétique et je regarde dans la direction d'un objet connu et on essaie de voir s'il y a quelque chose par là mais on n'a rien trouvé jusqu'à présent on a ce fleuve de nouvelles informations à propos de neutrinos mais on ne sait pas où ils viennent donc on voulait avoir une réponse en fait on a une nouvelle énigme et donc ça nous a ramené à ce qui a été publié cette année pour la première fois il y a un neutrinos qui a été mesuré et on pouvait aussi donner la source de ce neutrinos ça a été un casard dans notre monde ça ressemble à ça ce sont les et bien sûr j'ai l'artil nature de mon groupe de travail et pas d'une autre et la quintessence c'est on a mesuré un neutrinos avec beaucoup d'énergie donc 92 tV et ce neutrinos a été associé avec un blazar ça venait de la direction où il y a un blazar qui au même moment était particulièrement actif c'est quoi un blazar ? en principe un blazar c'est le noyau actif d'une galaxie donc c'est un trou noir super massif qui fait des jets de particules et en fait ce jet est orienté à peu près vers la Terre et donc je voudrais dire deux mots sur les noyaux actifs de galaxies donc les AGNs pour actifs et donc on sait à peu près comment ça fonctionne et les blazars en fait c'est juste un noyau actif de galaxies avec un jet qui donne notre direction donc un blazar c'est un rayonnement assez caractéristique on le voit assez facilement dans leur spectre électromagnétique et tous les quelques années ils entrent en activité pendant quelques mois ou quelques années ce qui rayonne dans ce blazar c'est un peu plus complexe donc ce que je voudrais vous montrer maintenant ces magnifiques vidéos sont aussi du désis de mon institut et donc ça a été généré dans le cadre de cette découverte donc Akawa ressemble à ce noyau actif de galaxies et qu'est-ce qui rayonne en fait donc au début on a le trou noir au milieu avec un disque d'accrétion autour et ce disque d'accrétion émet des rayons ultraviolets et ce rayonnement qui sort de là en fait ils chauffent les nuages qui sont au-dessus de ce disque d'accrétion et donc ces nuages sont excités se désactivent en émettant des rayons d'émission ce sont ce qu'on appelle des rayes larges ces rayes sont larges simplement parce que les nuages se déplacent et par effet d'eau plaire les rayes sont élargies et donc au-dessus il y a aussi un tord qui couvre un peu tout ça et donc ces noyaux actifs de galaxies en fait ils ont aussi un gère relativiste qui est alimenté par l'accrétion de particules et ces particules se déplacent avec des vitesses relactivistes donc dans ce jet avec la turbulence on peut accélérer des particules et donc des électrons et des protons et ces particules émettent à nouveau dans le spectre électromagnétique et donc c'est ce qu'on voit donc on revient à notre découverte à gauche vous voyez l'événement neutrino qui a été mesuré et c'est vraiment remarquable comment ça s'est passé donc Ice Cube a un un système d'alerte et donc Ice Cube a mesuré un muon donc c'est une bonne trace de l'énergie et en fait du coup Ice Cube a pu lancer l'alerte dans toutes les expériences dans telles directions on a vu un neutrino et en fait pour la première fois on a pu observer dans la même direction des rayonnements gamma et en fait d'un blazar qu'on connait depuis un bout de temps et qui était en fait en éruption depuis quelques mois et ce qu'ils ont fait en plus donc Ice Cube a commencé à récupérer des données depuis 2012 donc ça va encore un peu plus loin parce qu'avant que le détecteur était fini ils ont déjà opéré quelques parties du détecteur c'est pour ça qu'il y a quelques données en plus avant et donc avec ça ils ont trouvé que dans la période 2014-2015 il y a eu d'autres émissions de neutrinos depuis cette même source donc il y a eu à peu près 10 ou 15 neutrinos donc je voudrais dire quelque chose par rapport à ça tout de suite en fait dans cette période il y avait ce blazar était pas plus actif que d'habitude en gamma donc il était plutôt calme mais il a émis beaucoup plus de neutrinos et en fait cet événement de 2017 que vous voyez en haut il était facile à expliquer avec les modèles qu'on a et il peut être simulé assez facilement et donc ce gai historique qu'on a vu en 2014-2015 c'était un défi un peu plus gros avec les modèles qu'on a on a besoin d'un ajustement assez fin de paramètres pour expliquer ça et j'ai vu des modèles qui expliquent qu'une étoile a volé dans le jet et ça ça a augmenté cette production de neutrinos donc il faut des modèles un peu exotiques et on a beaucoup de difficultés à expliquer ça mais ce qui reste néanmoins c'est que pour la première fois on était en mesure de d'identifier la source de ses réunements et de ses neutrinos et je voudrais lire deux de ces unes qu'est ce que ça veut dire ça veut pas dire ce qui est marqué à gauche qu'on a trouvé enfin l'origine du réunement cosmique on a trouvé une source qui a priori a émis un neutrino ça veut pas dire qu'on a trouvé la source de tous les neutrinos et ça veut pas dire que tous les neutrinos viennent de blazar donc ça veut dire aussi que ce qu'ASQ m'a mesuré c'était assez limité et donc on peut aussi apprendre en conséquence que dans cette source il y avait sûrement aussi des protons ça veut pas dire que tous les réunements cosmiques de haute énergie venait de cette source mais seulement qu'ils peuvent venir de source qui ressemble à ça ça veut pas dire ça mais c'est un début et donc ça montre par contre qu'on peut faire de l'astronomie avec ces énormes détecteurs de neutrinos et celui qui est un peu plus bas sur la droite c'est un peu plus exact donc c'est vraiment une percée et donc ça a commencé avec des observatoires comme CTA, des mises à jour d'ASQ et on va pouvoir améliorer nos modèles et donc on va espérer répondre à la question d'où est-ce que les réunements cosmiques viennent avec ça je vous dis merci parfait, exactement je suis surpris des très belles images, des jolis couleurs qui font très bien ce que c'est punk à rater nous avons j'ai même appris des choses, t'as appris quoi que si t'avais dit que t'avais dit un télescord plus récent j'aurais pensé non, j'ai rien appris nous avons des microphones ouvertes, mettez-vous là allez-y, les gens se lèvent et ils vont derrière on a quelque chose c'est l'ange de signalisation, on a une question internet au mondial il y a 2-3 slice, tu avais un graphique sur l'image c'est quoi le langue de 2015 et 2016 en fait c'est juste une analyse ce gap pour être honnête il faudrait que je relise cet article je pense que c'est juste un gap dans l'analyse on a fait 2 analyses cette analyse en forme de boîte cette analyse elle a peut-être des propriétés c'est pas un gap de mesure mais plus quelque chose dans l'interprétation moi je peux pas répondre, désolé j'en sais encore moins l'internet applaudit on va aller sur micro 2 merci pour la présentation c'était très bien les neutrinos volent un peu moins qu'à la vitesse de la lumière quand on les détecte est-ce qu'on a une chance d'être informé par la lumière avant ? ils sont tellement léger que c'est presque la vitesse de la lumière c'est un décalage qui est minimal il faudrait qu'on le mesure exactement en même moment nous allons derrière est-ce qu'on a une possibilité d'influencer si les neutrinos volent volent à partir d'une masse ou réagissent avec la masse ? non c'est un processus de véré semblant on peut pas vraiment l'influencer on peut faire en sorte qu'il y ait plus de matériaux ça interagit un peu plus ça serait bien toutes les questions sont répondues super on peut aller à la maison c'était ta première présentation c'était ta dernière présentation si je suis pas à Shanghai l'année prochaine je serai peut-être là aussi