Institut Néel and its scientific surroundings : ESRF, ILL, CEA, Minatec

Projet ULTIMA

Au cours du dernier siècle, les connaissances scientifiques amassées par l’Homme ont cru à une vitesse vertigineuse. A tel point que l’on peut ébaucher des modèles sur la création de l’Univers lui-même, démarrant par le fameux big-bang (voir par exemple [1]).

La branche de la Physique qui étudie l’Univers, sa création et les lois universelles qui le régissent s’appelle la Cosmologie. Elle a une place particulière en physique, car outre les sensibilités qu’elle peut facilement exciter (on parle ici de la création et de l’évolution de Tout), du point de vue expérimental l’Univers est évidemment unique, ce qui implique que nos mesures ne se font que sur un seul échantillon (il n’y a pas de statistique possible).
Depuis que l’Homme regarde les étoiles, il se pose des questions sur son origine et la création du monde. Mais ce n’est que depuis la fin du 19ème siècle et le début du 20ème que la cosmologie a réellement pris son essor. En 1929, E. Hubble s’apperçut que le rayonnement provenant des galaxies que nous pouvons observer a un spectre décalé vers le rouge (on parle de red shift, en anglais). D’après l’effet Doppler-Fizeau, cela signifie que ces galaxies s’éloignent de nous. Etudiant l’effet en fonction de la distance à laquelle se trouvent ces galaxies, Hubble écrivit sa fameuse loi : v = H d (v est la vitesse de la galaxie et d son éloignement vis-à-vis de nous, H est la constante d’Hubble). L’interprétation de ce résultat est que l’Univers est en expansion, les distances entre galaxies augmentent avec le temps.
Pour le comprendre, il faut faire appel à la théorie de la relativité générale due à Einstein (1915), qui l’utilisa lui-même pour proposer un modèle d’Univers dès 1917. Les mathématiciens A. Friedmann en 1922 puis G. Lemaître en 1926 en apportèrent une solution, qui reste depuis à la base de la cosmologie moderne :

Einstein

Ces deux équations fondamentales relient le facteur d’échelle (la "taille") de notre univers R a sa courbure k (0,+1,-1) et son contenu (en densité de masse r et pression de rayonnement p). G est la constante gravitationnelle d’Einstein et c la vitesse de la lumière. L’hypothèse (raisonnable et non infirmée, dite "principe cosmologique") sous-tendant ce résultat est l’homogénéité à grande échelle (au niveau des clusters de galaxies) et l’isotropie de l’Univers. La constante L, appelée constante cosmologique, avait initialement été introduite par Einstein (1917) pour "générer mathématiquement" un Univers statique. L’idée d’Univers statique a été très rapidement abandonnée (en 1923, avant même les résultats d’Hubble, et Einstein parlera de sa "plus grosse erreur"), et pourtant, cette constante s’avère aujourd’hui être un ingrédient indispensable des équations, mais cette fois pour expliquer l’accélération de l’expansion de l’Univers !

Data

On exprime en unités réduites (normées à la densité critique rc qui correspond à un univers plat k=0 d’après les équations de Friedmann-Lemaître), l’énergie associée à la matière Wm, au rayonnement Wr, à la courbure Wk et à la constante cosmologique WL. Ce sont ces paramètres qui sont extraits des mesures astrophysiques (résumées ci-contre).
Aujourd’hui, L’ensemble de ces mesures astrophysiques concorde pour fournir une vision cohérente de notre Univers. Il serait "né" d’une incroyable explosion il y a 14 milliards d’années (14 109 ans), que l’on appelle le big-bang (d’après un mot de dérision qu’à eu l’astrophysicien

Fred Hoyle

en 1950 contre la théorie de Lemaître).
Il s’en est suivi une expansion très rapide (nommée inflation), qui s’est ralentie ensuite. Aux premiers instants, les constituants fondamentaux se sont combinés pour former les briques de base de la matière que nous connaissons (nucléosynthèse primordiale), et les interactions fondamentales se sont différenciées les unes des autres par une série de transition de phases (Théorie de Grande Unification, GUT).

Résumé des résultats actuels provenant de différentes sources [2]

D’après les mesures, Wr 10-5, Wk 0 (soit k 0, et la densité totale normée W = Wr + Wm + WL  1, l’univers est plat), Wm 0.28 et WL 0.72 (valeurs actuelles à +/- 0.02). Cette description concordante (représentée ci-dessus par le petit cercle rouge) est souvent appelée modèle L-CDM (L pour la constante cosmologique, et CDM pour "cold dark matter", que nous expliquons ci-dessous).

Au-delà d’un si bel accord, il reste cependant encore un grand nombre de questions ouvertes et "dérrangeantes". Pourquoi la courbure k est-elle nulle ? A quoi correspond L ? A l’heure actuelle, le consensus qui se dégage est qu’ WL a une nature quantique : il s’agirait de l’énergie du vide quantique présent dans tout l’Univers. On parle d’énergie sombre ("dark energy" en anglais), et il faudra encore beaucoup de travail tant expérimental que théorique pour comprendre ce terme.
Qu’en est-il de
Wm ? La situation n’est pas meilleure : d’après les scénarios de nucléosynthèse, on estime que la contribution de matière "odrinaire" (on dit aussi Baryonique, c’est à dire faite de Baryons) à la masse est de l’ordre de Wbaryons 0.045. On en voit effectivement Wvisible  0.01 à l’aide de nos télescopes, et on estime que les Winvisible  0.035 restants sont concentrés sous forme de poussières ou d’autres objets plus massifs et peu lumineux. Mais il manque encore 0.235 à Wm, qui... ne serait pas de la matière "ordinaire" ?

Energy

C’est précisément cette fraction (cf. graphique ci-dessus) que l’on appelle la matière noire, ou dark matter en anglais Wdark (ainsi Wm = Wbaryons + Wdark, avec Wbaryons = Wvisible + Winvisible, la petite bande grise ci-dessus). Mais de quelle nature est-elle ? Cette interprétation des mesures est-elle seulement correcte ? Une hypothèse concurrente est d’ailleurs basée sur la modification des équations de newton aux grandes échelles (d’acronyme MOND). Bien que paraissant taillée sur-mesure pour "contrer" les théories de matière noire, cette hypothèse pourrait également expliquer les données expérimentales. Ainsi, seule une détection directe de particules de matière noire nous permettrait de trancher, ce qui constitue une des questions les plus fondamentales de la physique actuelle.

 

Détection directe à l’aide d’3He superfluide : ULTIMA
Ultra Low Temperature Instrumentation for Measurements in Astrophysics

Il existe toute une zoologie de particules présentées comme candidates à la matière noire [3] (on parle souvent de WIMPs, pour "weakly interacting massive particles"). Les théoriciens les proposent dans le cadre de théories permettant de résoudre d’autres problèmes du "modèle standard" de la physique (le modèle des interactions et des particules élémentaires telles que nous les connaissons).
La supersymmétrie (notée SUSY) est un de ces modèles, et peut-être le plus prometteur. Elle résout deux problèmes fondamentaux du modèle standard, en associant à chaque Boson élémentaire du modèle standard un nouveau Fermion, et vice-versa. En premier lieu, les calculs d’interactions entre particules massives du modèle standard (via des diagrammes de Feynmann), ont tendance à faire apparaître des divergences non-physique. La SUSY permet précisément d’éviter ceci car à chaque tendance divergente du modèle standard vient s’ajouter une divergence exactement opposée (due à son superpartenaire), ce qui la fait disparaître.
En second lieu, l’unification des forces fondamentales (Théorie de Grande Unification, GUT), doit expliquer pourquoi les constantes de couplage des forces que nous connaissons (électromagnétique, nucléaire faible et nucléaire forte) sont si différentes les unes des autres (c’est le problème de hiérarchie). En fait, la SUSY permet de les ramener à une seule force, qui se serait subdivisée (à l’occasion d’une brisure de symmétrie) au cours du refroidissement de notre Univers. C’est la même démarche théorique que celle que Glashow, Salam et Weinberg ont suivi pour unifier électromagnétisme et interaction faible (on parle de modèle standard de l’interaction électrofaible, prix Nobel 1979), mais avec la symétrie associée à la SUSY. Aussi, l’unification de ces forces "quantiques" à la gravité nécessite une description des interactions jusqu’à la plus petite échelle, l’échelle de Plank, ce que le modèle standard ne peut faire mais que la SUSY réalise naturellement.
Enfin, si nous parlons de la SUSY ici c’est parce qu’elle prédit précisément l’existence d’excellents candidats pour la matière noire. Les particules supersymmétriques massives qui ont pu être créées à la suite de la transition de brisure de parité (la symmétrie brisée par la SUSY) ont dû se désintégrer pour donner naissance à d’autres particules SUSY plus légères, jusqu’à tomber sur l’état SUSY de plus faible masse qui est alors stable. Cette particule, notée LSP pour "lightest supersymmetric particle", aurait en fait une masse relativement importante et permettrait d’expliquer la "masse manquante" (autre nom de la matière noire)
Wdark dans notre Univers. Généralement, cette LSP est identifiée avec une particule qui serait un Fermion neutre, appelée le neutralino, combinaison de superpartenaires du photon, du Bozon Z et du Bozon de Higgs. La discussion qui suit se réfère plus particulièrement à cette particule, pour laquelle des simulations numériques utilisant le modèle supersymétrique minimal (MSSM) ont également été réalisées par une équipe du LPSC lors de la collaboration MaCHe3 [5]. Bien évidemment, il n’est pas nécessaire de connaître la nature exacte de ces particules pour comprendre l’aspect expérimental et la discussion technique concernant le détecteur ULTIMA.

Pour que la description SUSY de notre Univers fonctionne, cette particule suspersymmétrique doit être stable (et donc exister dans l’Univers à l’état de densité relique), elle doit effectivement être massive, et n’interagir que très faiblement avec la matière ordinaire (en particulier, elle doit être neutre de charge, et de "couleur" en chromodynamique quantique [4], car sinon nous l’aurions déjà détectée !). On parle de matière noire "froide", car le nuage relique doit être (presque) au repos vis-à-vis de notre groupe local de galaxies (à l’inverse la matière noire "chaude" correspondrait à des particules animées de vitesses proches de celle de la lumière).
Cette matière noire froide peut interagir (très faiblement) de deux façons avec la matière ordinaire : via son spin (son moment cinétique intrinsèque), on parle d’interaction axiale, ou via simplement sa masse, et on parle alors d’interaction scalaire (indépendante du spin de la particule).

Les matériaux cibles : pourquoi l’3He comme milieu sensible ?

Il existe plusieurs collaborations internationales, bien plus avancées qu’ULTIMA (qui n’est pour le moment qu’une étude de faisabilité), cherchant à détecter directement la matière noire.

  • La plupart sondent le canal scalaire. Lors d’une diffusion sur un noyau AX, à A nucléons, pour A << 50 les amplitudes de diffusion sur les différents nucléons se somment de manière cohérente et la section efficace de l’interaction s’écrit ssc(nucléon) A4. Au-delà de A 50, la grande taille du noyau tend à supprimer la cohérence de l’interaction (et la section efficace tend à croitre plus faiblement que A4). Néanmoins, une détection par ce canal d’interaction va donc privilégier l’utilisation de matériaux à noyaux atomiques lourds. Les expériences de détection de Matière Noire comme Edelweiss et CDMS utilisent des noyaux cibles de Germanium (A=72), et Silicium (A=28). L’utilisation des isotopes Ge (A=73) et Si (A=29) permet également de sonder le canal axial, mais leur abondance naturelle faible en limite la qualité. Pour CRESST, les détecteurs sont fait de Saphire (Al2O3, et Al a A=27 et 0 a A=16). Enfin, la collaboration Zeplin utilise du Xénon liquide (A=131, également sensible au spin). Visiblement, l’3He n’est pas le matériau le plus adapté (car très léger) à la détection de cette interaction.
  • Lors d’une interaction sondant le canal d’interaction axiale, les amplitudes de diffusion sont pondérées par le moment de spin résultant de chaque espèce de nucléon. Ce type d’interaction se manifeste par conséquent uniquement dans les noyaux de spin non nul ; le noyau doit donc posséder un nombre impair de protons ou neutrons. L’interaction étant incohérente sur le noyau, la section efficace s’écrit sax(nucléon) A2. L’interaction dépendante du spin est explorée par des expériences comme NaIAD et DAMA/Libra (avec NaI) , ou Zeplin (Xe liquide, cité également ci-dessus), Simple et Picasso (avec F, "bubble detectors", une description peut être trouvée sur le site de l’Université de Chicago). La section efficace axiale sur un nucléon est bien plus grande que la section efficace scalaire, ce qui permet de compenser le coefficient A2 plus faible. De fait, l’3He est un matériau de choix pour la recherche de l’interaction axiale, car c’est celui présentant le rapport nombre de nucléons non appariés sur nombre de nucléon total le plus élevé. Ainsi, la même sensibilité à l’interaction axiale peut être obtenue avec une quantité de matière cible bien plus faible. De surcroît, l’3He à ultra basse température devient superfluide, ce qui lui confère des propriétés tout particulièrement intéressantes pour ces mesures et décrites ci-dessous.
Quel que soit le canal sondé, la nature des particules détectées et du détecteur, l’interaction de la matière noire avec la matière Baryonique possède deux traits essentiels caractéristiques : le neutralino interagit au plus une seule fois dans le détecteur (simple argument de probabilités), et l’interaction ne produit qu’un recul nucléaire (pas d’interaction avec les électrons).
Toutes ces méthodes de mesures sont extrêmement sensible, et ne peuvent jamais être protégée à 100 % contre les rayonnements de la radioactivité naturelle (présente dans les matériaux constituant l’appareil lui-même) et le bombardement cosmique très pénétrant (les muons créés en haute atmosphère). La principale difficulté de la détection directe de matière noire réside ainsi dans la réjection de faux événements. Là encore, l’3He superfluide a des particularités qui le rendent tout indiqué pour ce type d’expériences
. Nous les décrivons ci-dessous.

3He superfluide et bolométrie

Le projet ULTIMA repose sur l’idée d’utiliser le condensat de Bose-Einstein quantiquement cohérent, des Paires de Cooper de l’état superfluide de l’3He, dans la limite des ultra-basses températures (T -> 0), comme milieu sensible pour la détection de particules cosmiques [6],[7]. Cette proposition est venue naturellement, suite aux expériences de "cosmologie" menées par le groupe.
L’intérêt de l’3He superfluide réside dans les points suivants :

  • Comme cité ci-dessus, le spin de l’3He assure, malgré sa faible masse, une (très) grande sensibilité au canal axial. Ceci est illustré sur la figure ci-dessous. L’ensemble des points bleus représente des sections efficaces telles qu’elles sont calculées par le code DarkSUSY, à l’aide de paramètres fondamentaux qui ne sont pas exclus pour le moment (constantes de couplage fondamentales, masses). Le cas le plus optimiste va jusqu’à fournir 10-2 picobarn !
  • Sensitivity
    Espace des paramètres obtenus pour la section efficace, à l’aide du code DarkSUSY (tiré de [8])
    On peut remarquer que pour un jeu de paramètres fondamentaux, le code DarkSUSY peut fournir une section efficace axiale très grande, et en même temps une section efficace scalaire très petite, et vice-versa. En ce sens, les expériences sondant les deux canaux d’interaction sont complémentaires.
  • La fenêtre en énergie où les événements dûs au neutralino sont attendus est très petite : elle va jusqu’à 6 keV au maximum. Ainsi, seuls très peu dévénements sont à considérer, ce qui limite grandement les problèmes de réjection de bruit de fond. La contrepartie étant évidemment que l’appareil doit être extrèmement sensible.
  • L’3He liquide est le corps le plus pur que le physicien expérimentateur puisse étudier. Il est virtuellement absolument pur, car aux températures des études plus rien n’est miscible dans l’3He (même l’4He) ; tous les autres corps chimiques sont adsorbés sur les parois de la cellule expérimentale.
  • La nature liquide de la phase étudiée assure qu’il n’y a pas de bain thermique additionnel (comme le recul cohérent de plusieurs atomes d’un solide) auquel l’énergie de l’interaction pourrait être cédée (et donc perdue pour la détection).
  • L’3He est très transparent aux rayons gamma. Ceci limite les événements parasites dû à une interaction avec un gamma.
  • A l’inverse, l’3He a une réaction de capture neutronique (utilisée dans les expériences de cosmologie) très bien définie (à 650 keV) et localisée en énergie bien en dehors de la zone où le neutralino est attendu. A nouveau, la réjection en est facilitée.
  • Enfin, la phase superfluide nommée "phase B" de l’3He possède comme particularité que sa chaleur spécifique (quantité d’énergie nécessaire pour élever sa température de 1 degré) est très faible (exponentiellement faible avec T). Ainsi, tout dépôt d’énergie, dû par exemple à l’interaction du milieu avec un neutralino, élévera de façon mesurable la température de la cellule expérimentale : l’3He superfluide est incroyablement sensible aux dépôts d’énergie. Aussi, la nature quantiquement cohérente de la phase superfluide pourrait avoir d’autres implications, plus fondamentales.

Comment utiliser ce matériau si particulier pour détecter la matière noire ? En fabriquant des bolomètres à 3He superfluide.

Bolometer


Ci contre, en haut, nous représentons un bolomètre à 3He superfluide. Il ’sagit du même instrument que celui utilisé dans les expériences de "cosmologie".

L’3He superfluide est refroidi jusqu’à environ 100 µK dans la cellule représentée ci-contre, à l’aide d’un cryostat à désaimantation nucléaire. Il s’agit d’un "black-body radiator" (générateur de quasiparticules, développé à l’origine par l’équipe de Lancaster) utilisé ici comme bolomètre. Il est constitué d’une boîte de cuivre (en rouge, environ 5mm x 5mm x 5 mm) dont l’une des faces est percée d’un trou d’une centaine de micromètres. A l’intérieur, on a disposé deux fils vibrants (VWR : vibrating wire resonator) qui servent l’un de chauffage, l’autre de thermomètre.
Toute énergie déposée à l’intérieur de cette petite boîte entraine une augmentation de la température du superfluide, suivie d’un retour progressif à l’équilibre : l’excès de chaleur pouvant "s’enfuir" par le trou de la cavité.
Outre les prouesses cryogéniques impliquées dans ces exprériences, la mesure de la température si près du zéro absolu est également un "challenge" en soi. C’est pourquoi on utilise ces fils vibrants, où la température est mesurée via la force d’amortissement (notée DW) sur le fil thermomètre VWR.
Pour discriminer les faux événements des événements dûs réellement à un neutralino, le détecteur doit être granulaire (composé d’un grand nombre de bolomètres identiques, dessin ci-contre en bas). En effet, un faux événement (de type gamma, ou muon) laissera une trace dans le détecteur (allumera une ligne de bolomètres), alors qu’un événement dû à la matière noire n’en allumera qu’un seul. Il est encore possible d’améliorer le taux de réjection, en couplant le bolomètre à une mesure d’ionisation/scintillation. A nouveau, beaucoup de faux événements ont une signature impliquant la force électromagnétique, contrairement au neutralino.

En haut, un bolomètre et en bas, shéma d’un détecteur granulaire

Un certain nombre de résultats expérimentaux plus qu’encouragent ont déjà été obtenus. Ils concernent la limite de sensibilité des détecteurs, et la réjection des faux événements.

Premiers résultats expérimentaux

Nos premières expériences ont portées sur une cellule unique, montée sur le cryostat à désaimantation nucléaire du groupe ultra-basses températures (ci-dessous, à gauche). Nous avons ensuite réalisé un prototype à trois cellules, afin de mettre en évidence nos capacités à rejeter les événements de bruit de fond (ci-dessous, droite) par coincidence.

Cell_1

Cell_2

Cellule unique

Expérience à trois cellules

Comme nous l’avons déjà mentionné, la première particule interagissant avec l’3He qui ait été étudiée est le neutron. Avec sa réaction de capture très énergétique, un événement de chauffage dû à un neutron est clairement identifiable (ci-dessous).

N Spectrum


La courbe rouge est une guide pour les yeux, qui indique la position attendue du pic des neutrons (764 keV). En pratique, après une calibration minutieuse du bolomètre, l’histogramme mesuré est décalé : une certaine quantité d’énergie manque.
En fait, une partie de cette énergie est perdue sous forme de photons, c’est la scintillation (due aux particules chargées, sous-produit de la réaction nucléaire, qui se partagent l’énergie). L’3He étant très transparent à ce rayonnement, ces photons vont jusqu’aux parois de la cellule et vont se perdre dans le cuivre. Ils représentent environ 8 % de l’énergie totale.
Le reste de cette énergie manquante (encore 8 %) a été "stocké" dans des défauts topologiques, crées lors du réchauffement du point d’impact du neutron au sein du bolomètre au-dessus de la température de transition superfluide [9]. L’étude de cette énergie piégée fait l’objet de travaux sur les défauts topologiques, reliés à la cosmologie.

Histogramme provenant des événements neutrons

Aucune autre particule interagissant avec l’3He n’a assez d’énergie pour le réchauffer localement au-dessus de sa température de transition superfluide (il n’y a donc pas d’énergie "stockée" pour celles-ci). En revanche, les autres particules chargées peuvent également générer de la scintillation. C’est le cas par exemple des muons cosmiques, crées par le rayonnement cosmique dans la haute atmosphère.

Raw

Mu Spectrum

Données brutes montrant des événements de muons

Histogramme tiré des données ci-contre

L’étude de l’histogramme des muons a également un intérêt pour la caractérisation du détecteur : en effet, ils constituent un bruit de fond des plus gênant pour la recherche de matière noire, avec des événements dans la gamme d’énergie que l’on inspecte. Même s’ils peuvent être éliminés à l’aide de critères de réjections (sur l’allumage d’une trace dans une matrice de bolomètre, ou sur la détection d’un signal d’ionisation), s’ils sont trop nombreux, leurs interactions quasi-continue avec le détecteur saturent complètement la mesure. La seule solution est d’utiliser un système de réjection tout en limitant le nombre d’événements muoniques. Pour cela, il faut utiliser un blindage extrêmement efficace (car les muons sont très pénétrants) : la Terre elle-même. Les expériences doivent être conduites dans des laboratoires souterrains où les flux de muons sont bien plus faibles.
Pour démontrer que la résolution du détecteur est d’ores et déjà excellente, des expériences ont été conduites avec une très faible source radio-active de 57Co placée dans l’une des cellules du prototype à trois bolomètres. Celle-ci génère des électrons de basse énergie (de conversion et Auger, vers 10 keV) ainsi que des photons gamma. Il est ainsi possible, en étudiant le spectre obtenu lors du traitement en histogramme des données, de voir si l’on distingue ces raies électroniques, et s’il y a une signature dû aux gammas.

e Spectrum

Gamma Spectrum

Histogramme basse énergie avec la source de 57Co
Pour des raisons de clarté, le spectre mesuré a été décalé de la scintillation (25 %)

Histogramme haute énergie
Le fond de muons est à nouveau visible sur les données

Ci-dessus à gauche, nous présentons la partie basse énergie du spectre (décalée des 25 % attribués à la scintillation des électrons). Les flèches de différentes couleurs (représentant différents mécanismes) indexent les raies attendues pour la désexcitation du noyau de 57Co. A titre de comparaison, le spectre d’une cellule témoin sans source (en bleu) est également représenté. Les raies sont clairement visibles, avec un seuil de détection de l’ordre du keV.
Ci-dessus à droite, la partie haute énergie du même spectre est présentée. A l’endroit où les raies des gammas sont attendues (flèches jaunes), nous ne distinguons rien. C’est la preuve expérimentale de la grande transparence de l’3He aux rayonnements gamma.
Le graphique ci-dessous illustre notre capacité à rejeter les événements qui dans une matrice affectent plusieurs bolomètres. Les trois couleurs représentent les trois cellules bolométriques adjacentes de l’expérience photographiée ci-dessus.

Coincidence
Réjection du bruit de fond par coincidence d’événements entre bolomètres

Les flèches jaunes indiquent des événements qui clairement apparaissent au même instant, dans deux ou trois cellules. Ils sont à rejeter systématiquement. En revanche, sur la même figure on voit apparaître des événements sur une seule des traces : ceux-ci demandent une étude plus minutieuse.

De nouvelles expériences sont en cours. En particulier, la fabrication de bolomètres plus gros est une étape indispensable à la réussite du projet (afin de maximiser la sensibilité au flux de particules). Ceci implique un effort en cryogénie, pour pouvoir refroidir des masses assez importantes d’3He (de l’ordre de 20 g), ... à 100 µK !
L’amélioration de la mesure de température dans les bolomètres est également à l’étude. Pour ce faire, nous développons des micro-oscillateurs en silicium devant à terme remplacer les fils vibrants standards. Ces techniques de microfabrication permettent non seulement de fabriquer les thermomètres "en série", mais également d’optimiser leur géométrie. Ci-dessous, nous montrons une image obtenue en microscopie électronique d’un fil vibrant "raquette de tennis" : cette forme augmente la surface de contact avec l’3He superfluide (et donc la sensibilité aux excitations thermiques), tout en préservant l’hydrodynamique du fil (les trous laissent passer le superfluide, qui n’accélère pas jusqu’à sa vitesse critique). La masse de l’objet est suffisamment faible pour garantir une bonne résolution sur le signal mesuré.

Silicon
Nouveaux bolomètres en silicium : "raquettes de tennis"

Enfin, une caractérisation complète de l’appareil passe par une expérience en milieu souterrain. Le groupe travaille actuellement sur la mise au point d’un dispositif adapté et transportable.

Ce projet est soutenu par l’ANR, programme non thématique 2005.

Pour en savoir plus

Ouvrages et articles de références à consulter :

[1] Nature, dossier sur la cosmologie, vol. 440, 27 avril 2006, à partir de la page 1125.
[2] Sont représentées les études sur les supernovae, les abondances de clusters de galaxie, et l’anisotropie du fond de rayonnement fossile à 3 K (CMB, cosmic microwave background). Voir par exemple la page de l’Université de Bonn. D’autres problèmes de cosmologie peuvent aussi être reliés au problème de la "matière noire" (voir texte), comme les "lentilles gravitationelles". Aussi, les premières études ayant menées à la notion de "matière noire" sont dues à Zwicky en 1933, sur les courbes de rotations galactiques.
[3] Gianfranco Bertone, Dan Hooper, Joseph Silk, "Particle dark matter : evidence, candidates and constraints", Physics Reports, vol. 405, p. 279–390 (2005).
[4] Au mieux, la particule interagit via la force nucléaire faible. Evidemment, le halo relique de matière noire agit également sur la matière ordinaire via l’interaction gravitationelle.
[5] F. Mayet, D. Santos, G. Perrin, Yu.M. Bunkov and H. Godfrin, "Design optimisation of MacHe3, a project of superfluid 3He detector for direct dark matter search", Nucl. Instrum. Meth. A vol. 455, p. 554, (2000).
[6] G.R. Pickett in Proc. "Second european worshop on neutrinos and dark matters detectors", ed by L.Gonzales-Mestres and D.Perret-Gallix, Frontiers, p. 377, (1988).
[7] Yu.M. Bunkov, S.N. Fisher, H. Godfrin, A. Guenault, G.R. Pickett. in Proc. "International Workshop Superconductivity and Particles Detection (Toledo, 1994)", ed. by T.Girard, A.Morales and G.Waysand. World Scientific, p. 21-26, (1994).
[8] F. Mayet, D. Santos, Yu.M. Bunkov, E. Collin, and H. Godfrin, "Search for supersymmetric Dark Matter with superfluid 3He (MACHe3)", Phys. Lett. B, vol 538, p. 257 (2002).
[9] J.S. Meyer, T. Sloan, "Neutron interactions in liquid 3He", JLTP vol. 108, p. 345, (1998).

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