Institut de recherche sur les lois fondamentales de l'Univers

Objectifs:

L'expérience poursuit deux buts:

-Améliorer la précision de la mesure de concentration dans l'air du CO2. La précision et la reproductibilité demandées sont inférieures à +/- 0.1 ppm.
-Réaliser une base de données internationale accessible à toute la communauté scientifique 

 Dans le cadre de la recherche sur le suivi des concentrations en gaz à effet de serre dans le monde, le LSCE est associé à de nombreux laboratoires internationaux pour construire une infrastructure très performante d'observatoires de recherche en environnement (ORE). Dans ce cadre il a chargé le Dapnia de construire des stations de mesures de la concentration en CO2 de l'air.

Thèmes/programmes

Le Dapnia au service des autres communautés/environnement

Contexte:

De nombreuses expériences équivalentes, utilisant les mêmes étalons primaires que Caribou,  et dont le but est de modéliser les flux des GES, existent dans le monde.

Localisation

France :  Biscarrosse, Trainou (près d'Orléans)
Inde : Hanle (Le Ladakh)
Groenland: Ivittuut (Cap Farewell)

Une activité de recherche autour de l'analyse des données en astronomie est menée au sein du Dapnia dans le but de répondre aux problèmes posés aujourd'hui sur des projets comme Integral et XMM, et d'anticiper les problèmes de demain (Planck, Herschel, ...).

Thèmes/programmes

Contexte

Aucune autre expérience équivalente n'existe à ce jour.

Localisation

CEA Saclay, DSM/Dapnia, Service d'Astrophysique.

Cadre du projet

Le projet BTD s’inscrit dans le cadre d’expériences de spectroscopie des noyaux radioactifs  par rayonnements g et particules légères au GANIL essentiellement avec les faisceaux SPIRAL puis SPIRAL2. Ces expériences ont pour but d’étudier la structure des noyaux exotiques de façon à mieux comprendre les interactions qui lient les protons et les neutrons au sein du noyau et les effets correspondant à différents modes d’excitation. Notamment la variable de l’isospin (nombre de neutrons par rapport au nombre de protons) dans les noyaux exotiques peut prendre des valeurs très grandes par rapport aux isotope(s) stable (s). Cela a permis de mettre en évidence de nouveaux comportements des noyaux, comme le phénomène de halo de neutrons (extension spatiale des neutrons très importante), ou d’agrégation des nucléons (regroupements de nucléons dans un noyau).

Ces détecteurs de faisceau sont une partie de l’ensemble des détecteurs destinés à permettre l’étude des faisceaux exotiques. Ils sont destinés à fonctionner conjointement avec d’autres types de détecteurs comme :

-          EXOGAM pour la détection de rayons  g,

-          MUST, MUST2 pour la détection de particules légères autour de la cible d’interaction

-          VAMOS en tant que spectromètre à grande acceptance, pour la détection et l’identification d’ions lourds de basse énergie.

A plus long terme, les projets AGATA (pour le rayonnement  g) et GRAPA (pour la détection de particules) s’inscrivent comme des développements de ce type d’instrumentation pour les accélérateurs du futur (EURISOL, GSI).

L'Irfu est fortement impliqué dans le développement de ces différents instruments.

Expériences de réactions directes

Les réactions directes sont un mode privilégié d’étude des noyaux radioactifs. On entend ici par « réaction directe » une réaction entre deux noyaux suffisamment brève pour que la connaissance de la cinématique des particules (leur énergie et leur direction) avant et après la réaction puisse donner directement des informations sur la réaction elle-même. Ces mesures permettent de reconstruire les distributions angulaires des sections efficaces de réaction et les spectres en énergie d’excitation des noyaux étudiés qui donnent des informations sur la structure, ainsi que sur les modes de réactions eux-mêmes.

La diffusion, élastique ou inélastique, du projectile sur une cible ou le transfert d’un certain nombre de nucléons entre la cible et le projectile sont des réactions directes.

Les variables d’intérêt pour ces réactions sont  (voir figure 2) :

-          les masses et numéros atomiques des différents ions après réaction,

-          leurs énergies respectives (E_d, E_p),

-          les angles de diffusion des ions (Q_d, Q_p)

Les angles, les masses et les énergies sont reliés par des relations cinématiques connues.

L’identification en masse et charge des ions est assurée par des détecteurs placés autour de ou après la cible. Par exemple MUST2 mesure l’énergie et le temps de vol des particules légères (Z<6) pour les identifier. Le spectromètre VAMOS mesure l’énergie des ions et une perte d’énergie dans une chambre à ionisation pour identifier les ions plus lourds. Les mesures des  énergies des ions sont également prises en charge par ces détecteurs.
La mesure des angles de diffusion nécessite de prendre en compte les caractéristiques des ions du faisceau. En effet, les faisceaux de noyaux exotiques ont une émittance large qui est due à leur mode de production. Non seulement leur ouverture angulaire est importante (quelques degrés), mais leur extension spatiale sur la cible n’est pas négligeable devant la précision des mesures. Ils s’étendent parfois sur plusieurs centimètres carrés. Il est donc indispensable de connaître la trajectoire de chaque ion du faisceau et son point d’impact sur la cible. Pour cela, il suffit de reconstruire en deux points en amont du faisceau les positions de passage de chaque ions du faisceau. Les figures 3 et 4 montrent les lignes cinématiques reconstruites à l’aide de deux détecteurs CATS pour une réaction de diffusion d’un faisceau de ¹¹C sur une cible de protons. La figure a) montre le résultat avec une reconstruction des trajectoires des ions du faisceau, la figure b) sans cette reconstruction. Les lignes claires qui apparaissent sur la figure 3 sont complètement brouillées par l’émittance du faisceau dans la figure 4.

Enfin, il est important que les détecteurs de faisceau puissent donner un signal rapide, ce qui permet de déterminer les temps de vol des ions avec précision. Ce signal peut également être utilisé comme référence en temps et servir de déclencheur de la détection, afin de normaliser les données recueillies par rapport au flux d’ions incidents.

Le téléscope spatial James Webb (JWST), lancé le 25 décembre 2021, observe grâce à ses 4 instruments l'Univers dans l'infrarouge. Développé par la NASA en coopération avec l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et l’Agence Spatiale Canadienne (ASC), le satellite travaille dans l'infrarouge proche avec 3 instruments et dans l'infrarouge moyen grâce à l'instrument MIRI. Au sein de MIRI se trouve l'imageur Mirim développé sous maîtrise d’œuvre du CEA.

Pour plus d'informations, consulter le site JWST (www.jwst.fr), conçu et administré par le Département d'Astrophysique du CEA (DAp).

L’aimant Iseult de 11,75 T corps entier qui a été installé en 2017 est la pièce maîtresse d’un système d’imagerie par résonance magnétique (IRM) qui repoussera les limites de l'imagerie cérébrale. La réussite de ce projet franco-allemand passe par le développement de prototypes qui ont validé les points clés de ce projet ambitieux en dépassant les frontières technologiques actuelles.

Qu’est ce que le projet Iseult ?

L’imagerie par résonance magnétique est un outil de diagnostic et de recherche pour les neurosciences. Dans ce contexte, le centre Neurospin accueillera depuis 2017 un aimant pour un imageur par résonance magnétique IRM de 11,75 teslas avec une ouverture de 90 cm de diamètre permettant le passage du corps entier d’un patient, et garantissant la meilleure homogénéité du champ magnétique dans la zone d’intérêt.

L’aimant, tout comme l’antenne radiofréquence de transmission et de réception fait l’objet du programme de recherche Iseult en collaboration avec des industriels majeurs du secteur, Guerbet, Siemens et Alstom. Ce projet sollicite des équipes importantes dans les services DACM, DIS et Dédip de l’Irfu.

Les défis d’Iseult

L’aimant Iseult comporte un certain nombre de caractéristiques qui le distinguent des aimants d’IRM conventionnels. Le bobinage principal de l’aimant, pesant 45 tonnes, doit être positionné le plus précisément possible autour du cerveau (à quelques dixièmes de millimètres). Le bobinage est réalisé à partir de plusieurs milliers de kilomètres de fils supraconducteurs en niobium titane bobinés en doubles galettes et parcourus par un courant de 1400 A stable à 0,05 ppm/h. Ce supraconducteur est maintenu à très basse température (1,8 K au dessus du zéro absolu) à l’aide de plusieurs milliers de litres d’hélium superfluide protégés de la température extérieure par une série d’enceintes, telle une gigantesque bouteille thermos.
 

Le confinement du champ magnétique dans la salle d’examen est réalisé grâce à un bobinage qui génère un contre-champ et annule le champ du bobinage principal à l’extérieur de l’aimant. Pour apprendre à maîtriser ces difficultés, les solutions proposées réclament un plan de développement comprenant, entre autres, la réalisation de prototypes et de stations d’essais spécifiques.

Quant à l’antenne radiofréquence, elle doit permettre une excitation homogène dans une zone la plus grande possible tout en minimisant la puissance dissipée dans les tissus organiques.

Généralités

Thématique et contexte du projet L’utilisation de cavités supraconductrices pour accélérer des faisceaux de particules apporte de nombreux avantages, notamment en terme de rendement, et de compacité des structures pour les cycles utiles élevés. Les défis à relever sont l’obtention de gradients accélérateurs élevés (E/_acc > 40 MV/m) pour réduire la longueur totale des linacs, l’amélioration du coefficient de surtension (Q₀ > 10¹⁰) pour diminuer les dissipations thermiques, et d’une façon générale réduire les coûts de fabrication et de mise en œuvre. C’est un travail à la fois fondamental et technologique : mieux connaître l’origine physique des limitations du supraconducteur a permis d’améliorer régulièrement les performances des cavités supraconductrices. Une approche des autres verrous technologiques (techniques de fabrication, contraintes propres à une application donnée) est également faite. Localisation l'essentiel des recherches se font à Saclay

Collaboration France (CEA, CNRS), Italie (INFN), Cern, Desy (Allemagne), KEK (Japon) ; CEBAF, FNAL, LANL (USA)

Objectifs

Les cryomodules sont des éléments de systèmes radio-fréquence (RF) destinés à l’accélération de particules. Dans le cas de la machine Soleil, ils compensent la perte d’énergie des électrons lorsque ceux-ci émettent du rayonnement synchrotron dans l’anneau de stockage. Dans sa version finale, le système RF de Soleil (352 MHz) comprendra deux cryomodules contenant chacun une paire de cavités supraconductrices, immergées dans un bain d’hélium liquide à 4,5 K. Les deux cryomodules devront générer, au total, une tension d’accélération crête de 4 MV avec une puissance délivrée au faisceau de 600 KW en continu.

Localisation

Synchrotron Soleil, à l'Orme des Merisiers

Objectifs:

Le détecteur Micromégas a été conçu pour la physique autour des accélérateurs et en particulier pour les expériences de très haut flux des particules. L'objectif de cette expérience est d'améliorer la performance, l’efficacité, la robustesse et la tenue à haut flux hadronique des détecteurs équipés avec des détecteurs Micromegas.

La polyvalence du détecteur gazeux Micromegas permet d’imaginer des développements pour des expériences ou des applications dans des domaines très variés. La stabilité et la robustesse de ce détecteur, l’effort fait sur la réduction du bruit de fond (utilisation de matériaux à basse radioactivité, abaissement du seuil de détection), associés à une très bonne résolution en énergie pour les rayons X de basse énergie, ont permis, par exemple, d’apporter une contribution d’importance à l’expérience de recherche d’axions solaires Cast.
La détection de neutrons ou de photons est rendue possible par l’ajout d’un matériau convertisseur en fenêtre d’entrée. Cette évolution peut nécessiter, pour un fonctionnement en environnement hostile par exemple, une conception du détecteur en mode scellé. C’est le cas du projet Piccolo, détecteur de neutrons destiné à être installé dans le cœur d’un réacteur hybride, qui présente la particularité de fonctionner à haute température, ou encore du projet de photo-détecteurs qui impose des conditions de propreté très strictes.

Un nouveau procédé de fabrication, dit « Micromegas bulk », a été mis au point et laisse envisager de nouvelles applications, par la facilité à réaliser de grandes surfaces et des géométries variées (cylindrique par exemple). C’est avec cette technique que le Dapnia a pris en charge la réalisation des plans de lecture des trois TPC (chambres à échantillonnage temporel) de l’expérience T2K, qui seront chacun composés de 12 détecteurs de grande taille (34x36 cm²) disposés en mosaïque (pour réduire les zones mortes).
Dans le cadre du développement d’une grande TPC pour l’ILC, International Linear Collider, un revêtement résistif apposé sur les damiers de détection de 2,3 mm de large a permis d’atteindre une résolution spatiale de 50 µm (collaboration avec l’Université de Carleton, Ottawa).

Dans l’optique de Super-Kabes (expérience NA48, Cern) il est prévu, en diminuant l’espace d’amplification à 25 µm, de réduire le temps de montée du signal à 5 ns pour permettre de fonctionner à 20 MHz par piste.
Enfin, le couplage de Micromegas avec une puce Medipix2/Timepix (en collaboration avec le Cern à Genève et Nikhef à Amsterdam) a été réalisé et ouvre la voie d’une granularité 3D très fine. Dans cette lignée, les premiers essais d’un Micromegas intégré sur silicium (InGrid) se sont avérés très prometteurs.

Enfin, le couplage de Micromegas avec une puce Medipix2/Timepix (en collaboration avec le Cern à Genève et Nikhef à Amsterdam) a été réalisé et ouvre la voie d’une granularité 3D très fine. Dans cette lignée, les premiers essais d’un Micromegas intégré sur silicium (InGrid) se sont avérés très prometteurs.

Objectif

Cette recherche a comme objectif l'étude des réactions induites par neutrons pour l'astrophysique (nucléosynthèse stellaire et primordiale), pour la structure du noyau (densité des niveaux) et pour les technologies de l'énergie nucléaire (réacteurs nucléaires existants et nouvelle génération, transmutation des déchets nucléaires).

Ce programme s'inscrit également dans le cadre des activités nationales et internationales ayant pour but d'améliorer les données nucléaires évaluées.

Thèmes-programmes:

Thématique et contexte du projet In parallel with the experimental activities of the MNM group at DAPNIA/SPhN some fundamental and applied modelling takes place to simulate innovative nuclear systems for nuclear waste transmutation, intensive neutron sources based on spallation and photonuclear reactions, radioactive nuclear beam production scenarios, dismantling of nuclear installations, etc.

For this purpose complex computer code systems were implemented and progressively developed at SPhN. These modelling tools are based on a Monte Carlo technique allowing realistic geometry and material specifications in 3D. When available, the evaluated data libraries are used for multi-particle–nucleus interactions and transport calculations, otherwise recent nuclear models are applied to simulate different processes of interest including time-dependent evolution of nuclear fuel and/or irradiation/production targets.

Localisation DSM/DAPNIA/SPhN

Collaboration

CEA/DEN;
CEA/DIF;
CEA/DRT;
LANL, Los Alamos, USA;
Physics Institute, Vilnius, Lithuania;
TSI Research, San Diego, USA;
KAERI, Taejeon, South Korea;
GSI, Germany.

Les mesures récentes des inhomogénéités du Fond diffus cosmologique (Cosmic Microwave Background ou CMB), de l'expansion des supernovae de type Ia (SNIa) et des structures à grande échelle de l'Univers convergent vers un nouveau modèle cosmologique dit modèle "lambda-CDM". Paradoxalement, ce modèle repose sur trois composantes dont l'origine et la nature sont inconnues : la matière sombre (CDM pour Cold Dark Matter), l'énergie sombre (lambda) et les champs responsables de l'inflation. L'identification et la compréhension de ces trois ingrédients sont le défi actuel de la cosmologie et la source probable d'une révolution de la physique fondamentale.

Pour découvrir ces composantes "sombres" qui représentent plus de 95% du contenu de l'Univers, le satellite Euclid a été développé pour observer les effets de distorsions gravitationnelles qui fournissent une mesure directe de la distribution de matière sombre dans l'Univers. Il mesure précisément les faibles déformations des images des galaxies distantes par l'action de la gravitation des grandes structures sur la ligne de visée. L'étude de ces déformations peut être aussi utilisée pour mesurer les paramètres cosmologiques et, en particulier, le comportement de "l'énergie sombre" qui affecte la croissance des structures cosmiques.

Une activité de recherche autour de l'analyse des données en astronomie est menée au sein du Dapnia dans le but de répondre aux problèmes posés aujourd'hui sur des projets comme Integral et XMM, et d'anticiper les problèmes de demain (Planck, Herschel, ...).

Thèmes/programmes

Contexte

Aucune autre expérience équivalente n'existe à ce jour.

Localisation

CEA Saclay, DSM/Dapnia, Service d'Astrophysique.

Le téléscope spatial James Webb (JWST), lancé le 25 décembre 2021, observe grâce à ses 4 instruments l'Univers dans l'infrarouge. Développé par la NASA en coopération avec l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et l’Agence Spatiale Canadienne (ASC), le satellite travaille dans l'infrarouge proche avec 3 instruments et dans l'infrarouge moyen grâce à l'instrument MIRI. Au sein de MIRI se trouve l'imageur Mirim développé sous maîtrise d’œuvre du CEA.

Pour plus d'informations, consulter le site JWST (www.jwst.fr), conçu et administré par le Département d'Astrophysique du CEA (DAp).

Global Oscillations at Low Frequencies

Etude de la structure interne du Soleil

Study of the internal structure of the Sun

Généralités

Thématique et contexte du projet Dans le cadre du programme d'instrumentation du VLT, l'ESO a lancé en 1992 un appel d'offre auprès des laboratoires d'astronomie des pays membres, en vue de la pré-étude d'un instrument dans l'infrarouge thermique (longueur d'onde d'observations : 10 - 20 microns). Le STC (Scientific and Technical Committee) de l'ESO, réuni le 10 février 1995, a approuvé l'instrument Visir et a confié la suite du projet à un consortium franco-hollandais (Dapnia/Astron) dirigé par le CEA/DSM/Dapnia/SAp. Visir se place dans la continuité de l'activité infrarouge du SAp qui a pris son essor en 1985 lorsque le service a pris la maîtrise d'oeuvre de la camera Isocam du satellite ISO (1995-1998).


Localisation Visir est installé au foyer Cassegrain d'un des quatre télescopes du VLT sur le site de l'ESO du mont Cerro-Paranal dans le désert d'Acatama au Chili

Collaboration Visir est le fruit d'une collaboration internationale entre 2 instituts :
Astron, à travers son unité à Dwingeloo, et le CEA, à travers le Dapnia (SAp et SIS).
La contribution du Dapnia représente 66 % du projet.

Créer des plasmas à haute température à partir de l'énergie des faisceaux lasers.

Making high temperature plasmas using laser energy.

Objectif:

 L’une des questions fondamentales de la physique actuelle concerne l’action de la gravité sur l’antimatière. D’un point de vue expérimental, aucune mesure directe n’a été réalisée sur des particules d’antimatière. Le CERN a donc lancé un programme auprès du Décélérateur d’Antiprotons (AD) qui permet d’envisager enfin une mesure de la gravité sur des atomes d’antihydrogène.

L'objectif premier de l’expérience GBAR est de déterminer comment l'antimatière se comporte sous l’effet de la gravitation. L’expérience cherchera d’abord à vérifier le signe de la gravité pour l’antimatière, une théorie lui laissant la possibilité d’être négative ce qui se traduirait par une élévation et non une chute d’un atome d’antimatière soumis à la seule force de la gravité terrestre. D’autres théories prédisant des déviations moins spectaculaires par rapport à la gravitation de la matière pourraient aussi être testées.

L’expérience GBAR initiée par le groupe de l’IRFU a été acceptée au Cern en mai 2012. Elle fait suite au programme de R&D de l'IRFU qui a consisté à démontrer la faisabilité d’un faisceau intense de positons « lents ». Ce faisceau permet la création d’une cible d'atomes de positronium (état lié électron-positon) permettant la production d'ions H⁺ lorsque l’on y fait interagir des antiprotons.

Pour cela plusieurs défis sont à relever, dont les suivants qui font l'objet de l'activité a l'IRFU:

• Créer une source de positons lents de haute intensité (10⁸/s) ; les sources radioactives utilisées pour fabriquer de l’antihydrogène sont limitées à 10⁶/s environ ;
• Créer des atomes de positronium en densité suffisante (10¹² cm^-2), en utilisant un substrat de silice mésoporeux ;
• Exploiter le positronium, en un temps extrêmement court (142 ns), comme cible pour des antiprotons

Il sera ensuite possible de créer de l'anti-hydrogène neutre H et sous forme d'ions positifs H⁺. Il est à noter que si on utilise des protons incidents au lieu d'antiprotons, on obtient de l'hydrogène et des ions H^-.

Expériences Concurrentes

ALPHA-g        (Antihydrogen Laser PHysics Apparatus)
AEGIS        (Antimatter Experiment: Gravity, Interferometry, Spectroscopy)
 

 Localisation

-

-L’expérience GBAR a commencé son installation au Cern en décembre 2016 ; elle doit être reliée à au nouvel anneau de décélération ELENA installé dans le hall du décélérateur d’antiprotons (AD) du Cern.

-Les projets SOPHI et SELMA sont situés sur le centre CEA de Saclay (ancien Hall Saturne). Le projet ANR SOPHI est le prototype de la source de positons que GBAR installe au Cern, et SELMA le petit accélérateur linéaire d’électrons qui l’alimente. Un autre projet ANR, ANTION, teste l’interaction entre des protons et le positronium. Il mesurera la production d’atomes d’hydrogène à Saclay, puis au Cern la production d’ions H^- puis celle d’antihydrogène et des ions H⁺

Contribution de l'IRFU

L'IRFU a initié ce projet.

Il a étudié et réalisé un faisceau de positons intense.

Il étudie la conversion des positons en positronium et l'interaction de protons/antiprotons avec ce positronium.

  Ampleur du projet

La collaboration GBAR rassemble 19 instituts de 9 pays.

GBAR /SOPHI est un des premiers projets ANR du département: cette expérience est financée par l'IRFU, l'ANR (pour SOPHI, POSITRAP et ANTION) et le département de l'Essonne (pour SELMA).

Le projet GBAR, de taille modeste à l’échelle des grandes expériences du CERN, est un projet hautement pluridisciplinaire, faisant appel à la physique des particules, physique atomique, physique des accélérateurs, lasers, etc. L'enjeu, ambitieux et complexe, est fondamental pour la physique, car toute déviation de la gravité de l’antimatière par rapport à celle de la matière conduirait à reconsidérer les modèles classiques au niveau le plus fondamental.

Contacts:

Patrice PEREZ

Yves SACQUIN

Laszlo LISZKAY

Objectif: 

ILC est un collisionneur électron-positron destiné à l'exploration physique du secteur de Higgs et des interactions fondamentales au delà du modèle standard, utilisant des accélérateurs linéaires à cavités supraconductrices en niobium massif avec des champs accélérateurs de 35 MV/m ou plus. Il doit compléter l'activité du LHC, immense collisionneur proton-proton, situé à Genève.

Les techniques d'accélération RF et de transport du faisceau mises en jeu sont testées sur le linac TTF (Tesla Test Facility) à Desy, sur l'ATF (Accelerator Test Facility) et STF (Superconducting Test Facility) à KEK, et prochainement sur l'ILCTA (ILC Test Accelerator) à FNAL.

Thèmes/Programmes

Aimants et accélérateurs/Les accélérateurs de particules

 Présentation

L'essentiel de notre connaissance de l'Univers provient de son observation à l'aide de la lumière, les photons.
Les photons bénéficient de nombreux avantages comparés aux rayons cosmiques qui bombardent en permanence notre atmosphère : ils sont produits abondamment par de nombreux phénomènes, ils sont neutres et voyagent longtemps donc permettent de voir loin. Ils sont relativement faciles à détecter sur un grand domaine de longueur d'onde (c'est-à-dire d'énergie). Ils transportent des informations détaillées sur la façon dont ils ont été produits et permettent d'appréhender le fonctionnement des objets célestes.

Mais les photons s'échappent difficilement des régions denses et chaudes des étoiles, des noyaux actifs de galaxie et autres sources très énergétiques qui peuplent l'Univers. Ces régions ne peuvent donc être étudiées directement. Leurs propriétés ne peuvent être déduites que de façon indirecte. Par exemple, les photons qui nous proviennent du Soleil sont émis depuis les couches les plus externes, la photosphère, bien loin du cœur où se produisent les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium.

En outre, les photons interagissent avec les autres photons qui baignent l'ensemble de l'Univers (fond cosmologique à 3K ou fond infrarouge). L'observation de l'Univers en photon à haute énergie (au-delà de 10 TeV, c'est-à-dire, 10000 milliards d'électron-volts) se limite aux distances inférieures à 100 Mpc (300 millions d'années lumières. La galaxie a une taille d'environ 100 000 années lumières, et l'Univers 12 à 15 milliards d'années lumières).

Pour observer l'intimité des objets astrophysiques lointains et obtenir une description de l'Univers sur de grandes distances, il faut utiliser un messager électriquement neutre (sa trajectoire n'est alors pas déviée par les champs magnétiques), stable (il ne se désintègre pas en cours de route) et qui interagisse faiblement (il peut sortir des régions denses et atteindre les détecteurs terrestres malgré les fonds diffus de photons).

Le seul candidat remplissant toutes ces conditions à la fois est le neutrino. L'observation de neutrinos de haute énergie offre un nouveau regard sur l'Univers. Mais détecter ces neutrinos est un nouveau défi à relever, car leur faible interaction avec la matière, leur principal avantage, les rend extrêmement difficiles à observer. C'est de ce défi qu'est née l'expérience Antarès, dont le détecteur doit être à la fois extrêmement puissant afin de capter un nombre maximal de neutrinos et immergé afin d'atténuer le flux des gerbes atmosphériques.

Site officiel

Thèmes/programmes

EDELWEISS est un acronyme signifiant Expérience pour DEtecter Les Wimps(*) En Site Souterrain. Les Wimps sont des particules hypothétiques massives interagissant faiblement (en anglais: Weakly Interacting Massive Particles).

Une quête cosmologique

L'ensemble des observations astrophysiques actuelles tend à montrer que, si les lois de la gravitation d'Einstein sont correctes, il existe à diverses échelles de notre Univers une matière de nature encore inconnue, appelée la matière noire. On en observe les effets gravitationnels grâce, entre autres, aux observations du fond diffus cosmologique (le "rayonnement fossile à 3K"), aux mesures de cisaillement gravitationnel, aux observations d'amas de galaxies, aux mesures des "courbes de rotation" des galaxies...

En particulier de la matière cachée doit exister dans notre propre galaxie (la Voie Lactée), sous la forme d'un halo. La nature inconnue de cette matière laisse ouverte la possibilité qu'elle soit constituée d'un gaz de particules d'un nouveau type. Nous savons par ailleurs que notre connaissance des particules et des interactions fondamentales à l'échelle microscopique, que l'on résume sous l'appellation "Modèle Standard", est encore incomplète. Plusieurs théories proposant des extensions de ce Modèle Standard, comme la supersymétrie, prédisent l'existence de particules dites "WIMPs": massives et interagissant faiblement avec la matière, ces particules sont de bons candidats pour constituer la matière noire.

Le but de l'expérience EDELWEISS, comme des autres expériences dites "de détection directe de la matière noire" qui se construisent dans le monde, est de tester cette "hypothèse WIMP" en tentant d'observer directement des interactions entre les WIMPs de notre propre galaxie et un détecteur approprié.

Présentation

L'experience D0 était située auprès du collisionneur proton-antiproton Tevatron au Laboratoire Fermilab (Chicago, Etats-Unis). Elle a connu deux phases de prise de données : le Run I de 1992 à 1996 avec une énergie dans le centre de masse de 1.8 TeV et le Run II  de 2001 à 2011 avec une énergie dans le centre de masse de 1.96 TeV. Avant l'entrée en fonction du LHC, le Tevatron était le collisionneur le plus puissant du monde et le seul endroit où le quark top pouvait être produit ainsi que, potentiellement, le boson de Higgs. 

D0 est constituée d'un ensemble de détecteurs permettant d'aborder un grand nombre de sujets de physique dans le cadre du Modèle Standard comme les mesures de la production et des propriétés du quark top, la chromodynamique quantique (QCD), l'étude des bosons W et Z et la physique du quark b.  L'expérience D0 a permis également de rechercher le boson de Higgs et des signaux d'une éventuelle physique nouvelle au delà du Modèle Standard comme ceux pouvant provenir de la supersymétrie ou des dimensions supplémentaires.

D0 est une grande collaboration internationale: près de 400 physiciens sont signataires des dernières publications. L'Irfu/SPP (alors appelé Dphpe) a été l'un des premiers partenaires internationaux de la collaboration D0 naissante au début des années 80.

FELICE (acronyme pour "future expérience avec un collisionneur linéaire à électrons") est un groupe de physiciens et d'ingénieurs étudiant en collaboration internationale les possibilités que peut offrir après le LHC le futur collisionneur linéaire électron-positon dans la gamme d'énergie du TeV, choisi par la majorité des physiciens du monde entier, connu sous le nom de ILC (International Linear Collider).

Un collisionneur linéaire à électrons-positons, dans la gamme d’énergie du TeV, est le grand projet de la physique des particules après l’achèvement de la construction du LHC. Il a été reconnu très tôt que l’ambitieux programme de physique d’un tel collisionneur nécessitait un vigoureux programme de R&D pour que le détecteur placé auprès de lui atteigne les précisions envisagées. Par exemple, le détecteur de vertex, destiné à signer la présence de quarks lourds (charme et beauté), grâce à l’existence de vertex secondaires détachés au mieux de quelques millimètres du vertex primaire de la collision, doit avoir une précision de mesure sur chaque point (résolution spatiale) de moins de 5μm, si l’on veut séparer charme et beauté de façon suffisamment pure pour mesurer avec précision les rapports de branchement du boson de Higgs en bb et cc.

Le potentiel de physique d’un tel collisionneur est énorme : les mesures précises des propriétés du ou des boson de Higgs et d'éventuelles particules supersymétriques ouvriront la voie à la compréhension de la brisure de symétrie électrofaible. 

Objectif

L'objectif majeur de l'expérience était d'effectuer une étude complète de la violation de la symétrie CP (reliant les particules et antiparticules) dans le système des mésons B.

Plus généralement, l'expérience étudiait la physique des saveurs lourdes : les mésons et baryons contenant un quark b, les mésons et baryons contenant un quark c et le lepton tau.

Contexte

Les expériences ARGUS à Hambourg et CLEO à Cornell dans les années 1980 et 1990 furent les premières "usines à B", destinées à étudier la physique des mésons B. BABAR et l'expérience concurrente BELLE à KEK au Japon, qui ont fonctionné dans les années 2000, furent des "usines à B" de la seconde génération, capables d'étudier la violation de CP.

L'axion, une nouvelle particule hypothétique neutre de très faible masse, a été initialement envisagée par les théoriciens afin résoudre certains problèmes liés à la violation de symétrie dans les lois de la physique sont introduites par la théorie dans le cadre du problème de la violation de CP dans les interactions fortes. Mais les axions pourraient aussi former une partie de la matière noire, cachée, de notre Univers. Si les axions existent, ils sont produits au cœur du Soleil par les photons thermiques. Les modèles théoriques et les observations astrophysiques contraignent leur masse entre quelques micro-électronVolt et quelques électronVolt (eV). Un signal d’axions doit se traduire lors de l’observation du Soleil par un excès de photons X avec une énergie moyenne de 4 keV.

L'équipe de l'Irfu a eu la responsabilité des détecteurs Micromegas entre 2002-2015 en collaboration avec l’Université de Zaragoza (Espagne).

Cadre du projet

Le projet BTD s’inscrit dans le cadre d’expériences de spectroscopie des noyaux radioactifs  par rayonnements g et particules légères au GANIL essentiellement avec les faisceaux SPIRAL puis SPIRAL2. Ces expériences ont pour but d’étudier la structure des noyaux exotiques de façon à mieux comprendre les interactions qui lient les protons et les neutrons au sein du noyau et les effets correspondant à différents modes d’excitation. Notamment la variable de l’isospin (nombre de neutrons par rapport au nombre de protons) dans les noyaux exotiques peut prendre des valeurs très grandes par rapport aux isotope(s) stable (s). Cela a permis de mettre en évidence de nouveaux comportements des noyaux, comme le phénomène de halo de neutrons (extension spatiale des neutrons très importante), ou d’agrégation des nucléons (regroupements de nucléons dans un noyau).

Ces détecteurs de faisceau sont une partie de l’ensemble des détecteurs destinés à permettre l’étude des faisceaux exotiques. Ils sont destinés à fonctionner conjointement avec d’autres types de détecteurs comme :

-          EXOGAM pour la détection de rayons  g,

-          MUST, MUST2 pour la détection de particules légères autour de la cible d’interaction

-          VAMOS en tant que spectromètre à grande acceptance, pour la détection et l’identification d’ions lourds de basse énergie.

A plus long terme, les projets AGATA (pour le rayonnement  g) et GRAPA (pour la détection de particules) s’inscrivent comme des développements de ce type d’instrumentation pour les accélérateurs du futur (EURISOL, GSI).

L'Irfu est fortement impliqué dans le développement de ces différents instruments.

Expériences de réactions directes

Les réactions directes sont un mode privilégié d’étude des noyaux radioactifs. On entend ici par « réaction directe » une réaction entre deux noyaux suffisamment brève pour que la connaissance de la cinématique des particules (leur énergie et leur direction) avant et après la réaction puisse donner directement des informations sur la réaction elle-même. Ces mesures permettent de reconstruire les distributions angulaires des sections efficaces de réaction et les spectres en énergie d’excitation des noyaux étudiés qui donnent des informations sur la structure, ainsi que sur les modes de réactions eux-mêmes.

La diffusion, élastique ou inélastique, du projectile sur une cible ou le transfert d’un certain nombre de nucléons entre la cible et le projectile sont des réactions directes.

Les variables d’intérêt pour ces réactions sont  (voir figure 2) :

-          les masses et numéros atomiques des différents ions après réaction,

-          leurs énergies respectives (E_d, E_p),

-          les angles de diffusion des ions (Q_d, Q_p)

Les angles, les masses et les énergies sont reliés par des relations cinématiques connues.

L’identification en masse et charge des ions est assurée par des détecteurs placés autour de ou après la cible. Par exemple MUST2 mesure l’énergie et le temps de vol des particules légères (Z<6) pour les identifier. Le spectromètre VAMOS mesure l’énergie des ions et une perte d’énergie dans une chambre à ionisation pour identifier les ions plus lourds. Les mesures des  énergies des ions sont également prises en charge par ces détecteurs.
La mesure des angles de diffusion nécessite de prendre en compte les caractéristiques des ions du faisceau. En effet, les faisceaux de noyaux exotiques ont une émittance large qui est due à leur mode de production. Non seulement leur ouverture angulaire est importante (quelques degrés), mais leur extension spatiale sur la cible n’est pas négligeable devant la précision des mesures. Ils s’étendent parfois sur plusieurs centimètres carrés. Il est donc indispensable de connaître la trajectoire de chaque ion du faisceau et son point d’impact sur la cible. Pour cela, il suffit de reconstruire en deux points en amont du faisceau les positions de passage de chaque ions du faisceau. Les figures 3 et 4 montrent les lignes cinématiques reconstruites à l’aide de deux détecteurs CATS pour une réaction de diffusion d’un faisceau de ¹¹C sur une cible de protons. La figure a) montre le résultat avec une reconstruction des trajectoires des ions du faisceau, la figure b) sans cette reconstruction. Les lignes claires qui apparaissent sur la figure 3 sont complètement brouillées par l’émittance du faisceau dans la figure 4.

Enfin, il est important que les détecteurs de faisceau puissent donner un signal rapide, ce qui permet de déterminer les temps de vol des ions avec précision. Ce signal peut également être utilisé comme référence en temps et servir de déclencheur de la détection, afin de normaliser les données recueillies par rapport au flux d’ions incidents.

Le détecteur MUSETT a été conçu et réalisé par une collaboration de physiciens de l'IRFU (ex-DAPNIA) et du GANIL. L'IRFU avait la responsabilité de ce projet visant à construire un nouvel ensemble de détection pour l’étude de noyaux très exotiques.
Couplé avec le spectromètre magnétique VAMOS et avec le multidétecteur gamma EXOGAM, MUSETT (Mur de Silicium pour l’Etude des Transfermium par Tagging) permet de réaliser la spectroscopie de nouveaux noyaux exotiques lourds et superlourds (Z>100) jusqu'à présent inaccessibles.
Les performances de VAMOS et d’EXOGAM sont idéales et uniques pour de telles études, mais il est indispensable de disposer d’un outil de détection permettant d’utiliser la technique d’étiquetage par décroissance (Recoil Decay Tagging). De plus, ce détecteur, complété par une chambre d’ionisation et par une chambre à dérive, permettra également l’identification en charge et en masse de produits de réaction plus légers.
 

Objectif

Cette recherche a comme objectif l'étude des réactions induites par neutrons pour l'astrophysique (nucléosynthèse stellaire et primordiale), pour la structure du noyau (densité des niveaux) et pour les technologies de l'énergie nucléaire (réacteurs nucléaires existants et nouvelle génération, transmutation des déchets nucléaires).

Ce programme s'inscrit également dans le cadre des activités nationales et internationales ayant pour but d'améliorer les données nucléaires évaluées.

Site officiel

Localisation L'expérience HAPPEx a lieu dans le hall A de l'accélérateur Cebaf, au Jeffferson Laboratory, en Virginie.
L'expérience E158 s'est déroulee au Stanford Linear Accelerator Center, en Californie.


Collaboration La collaboration HAPPEx regroupe une trentaine d'instituts et universités venant majoritairement des USA, France et Italie.
La collaboration E158 regroupe 11 universités et Institut Américains et le Dapnia.

Thèmes-programmes:

Thématique et contexte du projet In parallel with the experimental activities of the MNM group at DAPNIA/SPhN some fundamental and applied modelling takes place to simulate innovative nuclear systems for nuclear waste transmutation, intensive neutron sources based on spallation and photonuclear reactions, radioactive nuclear beam production scenarios, dismantling of nuclear installations, etc.

For this purpose complex computer code systems were implemented and progressively developed at SPhN. These modelling tools are based on a Monte Carlo technique allowing realistic geometry and material specifications in 3D. When available, the evaluated data libraries are used for multi-particle–nucleus interactions and transport calculations, otherwise recent nuclear models are applied to simulate different processes of interest including time-dependent evolution of nuclear fuel and/or irradiation/production targets.

Localisation DSM/DAPNIA/SPhN

Collaboration

CEA/DEN;
CEA/DIF;
CEA/DRT;
LANL, Los Alamos, USA;
Physics Institute, Vilnius, Lithuania;
TSI Research, San Diego, USA;
KAERI, Taejeon, South Korea;
GSI, Germany.

Objectif:

 L’une des questions fondamentales de la physique actuelle concerne l’action de la gravité sur l’antimatière. D’un point de vue expérimental, aucune mesure directe n’a été réalisée sur des particules d’antimatière. Le CERN a donc lancé un programme auprès du Décélérateur d’Antiprotons (AD) qui permet d’envisager enfin une mesure de la gravité sur des atomes d’antihydrogène.

L'objectif premier de l’expérience GBAR est de déterminer comment l'antimatière se comporte sous l’effet de la gravitation. L’expérience cherchera d’abord à vérifier le signe de la gravité pour l’antimatière, une théorie lui laissant la possibilité d’être négative ce qui se traduirait par une élévation et non une chute d’un atome d’antimatière soumis à la seule force de la gravité terrestre. D’autres théories prédisant des déviations moins spectaculaires par rapport à la gravitation de la matière pourraient aussi être testées.

L’expérience GBAR initiée par le groupe de l’IRFU a été acceptée au Cern en mai 2012. Elle fait suite au programme de R&D de l'IRFU qui a consisté à démontrer la faisabilité d’un faisceau intense de positons « lents ». Ce faisceau permet la création d’une cible d'atomes de positronium (état lié électron-positon) permettant la production d'ions H⁺ lorsque l’on y fait interagir des antiprotons.

Pour cela plusieurs défis sont à relever, dont les suivants qui font l'objet de l'activité a l'IRFU:

• Créer une source de positons lents de haute intensité (10⁸/s) ; les sources radioactives utilisées pour fabriquer de l’antihydrogène sont limitées à 10⁶/s environ ;
• Créer des atomes de positronium en densité suffisante (10¹² cm^-2), en utilisant un substrat de silice mésoporeux ;
• Exploiter le positronium, en un temps extrêmement court (142 ns), comme cible pour des antiprotons

Il sera ensuite possible de créer de l'anti-hydrogène neutre H et sous forme d'ions positifs H⁺. Il est à noter que si on utilise des protons incidents au lieu d'antiprotons, on obtient de l'hydrogène et des ions H^-.

Expériences Concurrentes

ALPHA-g        (Antihydrogen Laser PHysics Apparatus)
AEGIS        (Antimatter Experiment: Gravity, Interferometry, Spectroscopy)
 

 Localisation

-

-L’expérience GBAR a commencé son installation au Cern en décembre 2016 ; elle doit être reliée à au nouvel anneau de décélération ELENA installé dans le hall du décélérateur d’antiprotons (AD) du Cern.

-Les projets SOPHI et SELMA sont situés sur le centre CEA de Saclay (ancien Hall Saturne). Le projet ANR SOPHI est le prototype de la source de positons que GBAR installe au Cern, et SELMA le petit accélérateur linéaire d’électrons qui l’alimente. Un autre projet ANR, ANTION, teste l’interaction entre des protons et le positronium. Il mesurera la production d’atomes d’hydrogène à Saclay, puis au Cern la production d’ions H^- puis celle d’antihydrogène et des ions H⁺

Contribution de l'IRFU

L'IRFU a initié ce projet.

Il a étudié et réalisé un faisceau de positons intense.

Il étudie la conversion des positons en positronium et l'interaction de protons/antiprotons avec ce positronium.

  Ampleur du projet

La collaboration GBAR rassemble 19 instituts de 9 pays.

GBAR /SOPHI est un des premiers projets ANR du département: cette expérience est financée par l'IRFU, l'ANR (pour SOPHI, POSITRAP et ANTION) et le département de l'Essonne (pour SELMA).

Le projet GBAR, de taille modeste à l’échelle des grandes expériences du CERN, est un projet hautement pluridisciplinaire, faisant appel à la physique des particules, physique atomique, physique des accélérateurs, lasers, etc. L'enjeu, ambitieux et complexe, est fondamental pour la physique, car toute déviation de la gravité de l’antimatière par rapport à celle de la matière conduirait à reconsidérer les modèles classiques au niveau le plus fondamental.

Contacts:

Patrice PEREZ

Yves SACQUIN

Laszlo LISZKAY

Objectif: 

ILC est un collisionneur électron-positron destiné à l'exploration physique du secteur de Higgs et des interactions fondamentales au delà du modèle standard, utilisant des accélérateurs linéaires à cavités supraconductrices en niobium massif avec des champs accélérateurs de 35 MV/m ou plus. Il doit compléter l'activité du LHC, immense collisionneur proton-proton, situé à Genève.

Les techniques d'accélération RF et de transport du faisceau mises en jeu sont testées sur le linac TTF (Tesla Test Facility) à Desy, sur l'ATF (Accelerator Test Facility) et STF (Superconducting Test Facility) à KEK, et prochainement sur l'ILCTA (ILC Test Accelerator) à FNAL.

Thèmes/Programmes

Aimants et accélérateurs/Les accélérateurs de particules

Une activité de recherche autour de l'analyse des données en astronomie est menée au sein du Dapnia dans le but de répondre aux problèmes posés aujourd'hui sur des projets comme Integral et XMM, et d'anticiper les problèmes de demain (Planck, Herschel, ...).

Thèmes/programmes

Contexte

Aucune autre expérience équivalente n'existe à ce jour.

Localisation

CEA Saclay, DSM/Dapnia, Service d'Astrophysique.

L'axion, une nouvelle particule hypothétique neutre de très faible masse, a été initialement envisagée par les théoriciens afin résoudre certains problèmes liés à la violation de symétrie dans les lois de la physique sont introduites par la théorie dans le cadre du problème de la violation de CP dans les interactions fortes. Mais les axions pourraient aussi former une partie de la matière noire, cachée, de notre Univers. Si les axions existent, ils sont produits au cœur du Soleil par les photons thermiques. Les modèles théoriques et les observations astrophysiques contraignent leur masse entre quelques micro-électronVolt et quelques électronVolt (eV). Un signal d’axions doit se traduire lors de l’observation du Soleil par un excès de photons X avec une énergie moyenne de 4 keV.

L'équipe de l'Irfu a eu la responsabilité des détecteurs Micromegas entre 2002-2015 en collaboration avec l’Université de Zaragoza (Espagne).

Cadre du projet

Le projet BTD s’inscrit dans le cadre d’expériences de spectroscopie des noyaux radioactifs  par rayonnements g et particules légères au GANIL essentiellement avec les faisceaux SPIRAL puis SPIRAL2. Ces expériences ont pour but d’étudier la structure des noyaux exotiques de façon à mieux comprendre les interactions qui lient les protons et les neutrons au sein du noyau et les effets correspondant à différents modes d’excitation. Notamment la variable de l’isospin (nombre de neutrons par rapport au nombre de protons) dans les noyaux exotiques peut prendre des valeurs très grandes par rapport aux isotope(s) stable (s). Cela a permis de mettre en évidence de nouveaux comportements des noyaux, comme le phénomène de halo de neutrons (extension spatiale des neutrons très importante), ou d’agrégation des nucléons (regroupements de nucléons dans un noyau).

Ces détecteurs de faisceau sont une partie de l’ensemble des détecteurs destinés à permettre l’étude des faisceaux exotiques. Ils sont destinés à fonctionner conjointement avec d’autres types de détecteurs comme :

-          EXOGAM pour la détection de rayons  g,

-          MUST, MUST2 pour la détection de particules légères autour de la cible d’interaction

-          VAMOS en tant que spectromètre à grande acceptance, pour la détection et l’identification d’ions lourds de basse énergie.

A plus long terme, les projets AGATA (pour le rayonnement  g) et GRAPA (pour la détection de particules) s’inscrivent comme des développements de ce type d’instrumentation pour les accélérateurs du futur (EURISOL, GSI).

L'Irfu est fortement impliqué dans le développement de ces différents instruments.

Expériences de réactions directes

Les réactions directes sont un mode privilégié d’étude des noyaux radioactifs. On entend ici par « réaction directe » une réaction entre deux noyaux suffisamment brève pour que la connaissance de la cinématique des particules (leur énergie et leur direction) avant et après la réaction puisse donner directement des informations sur la réaction elle-même. Ces mesures permettent de reconstruire les distributions angulaires des sections efficaces de réaction et les spectres en énergie d’excitation des noyaux étudiés qui donnent des informations sur la structure, ainsi que sur les modes de réactions eux-mêmes.

La diffusion, élastique ou inélastique, du projectile sur une cible ou le transfert d’un certain nombre de nucléons entre la cible et le projectile sont des réactions directes.

Les variables d’intérêt pour ces réactions sont  (voir figure 2) :

-          les masses et numéros atomiques des différents ions après réaction,

-          leurs énergies respectives (E_d, E_p),

-          les angles de diffusion des ions (Q_d, Q_p)

Les angles, les masses et les énergies sont reliés par des relations cinématiques connues.

L’identification en masse et charge des ions est assurée par des détecteurs placés autour de ou après la cible. Par exemple MUST2 mesure l’énergie et le temps de vol des particules légères (Z<6) pour les identifier. Le spectromètre VAMOS mesure l’énergie des ions et une perte d’énergie dans une chambre à ionisation pour identifier les ions plus lourds. Les mesures des  énergies des ions sont également prises en charge par ces détecteurs.
La mesure des angles de diffusion nécessite de prendre en compte les caractéristiques des ions du faisceau. En effet, les faisceaux de noyaux exotiques ont une émittance large qui est due à leur mode de production. Non seulement leur ouverture angulaire est importante (quelques degrés), mais leur extension spatiale sur la cible n’est pas négligeable devant la précision des mesures. Ils s’étendent parfois sur plusieurs centimètres carrés. Il est donc indispensable de connaître la trajectoire de chaque ion du faisceau et son point d’impact sur la cible. Pour cela, il suffit de reconstruire en deux points en amont du faisceau les positions de passage de chaque ions du faisceau. Les figures 3 et 4 montrent les lignes cinématiques reconstruites à l’aide de deux détecteurs CATS pour une réaction de diffusion d’un faisceau de ¹¹C sur une cible de protons. La figure a) montre le résultat avec une reconstruction des trajectoires des ions du faisceau, la figure b) sans cette reconstruction. Les lignes claires qui apparaissent sur la figure 3 sont complètement brouillées par l’émittance du faisceau dans la figure 4.

Enfin, il est important que les détecteurs de faisceau puissent donner un signal rapide, ce qui permet de déterminer les temps de vol des ions avec précision. Ce signal peut également être utilisé comme référence en temps et servir de déclencheur de la détection, afin de normaliser les données recueillies par rapport au flux d’ions incidents.

Le téléscope spatial James Webb (JWST), lancé le 25 décembre 2021, observe grâce à ses 4 instruments l'Univers dans l'infrarouge. Développé par la NASA en coopération avec l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et l’Agence Spatiale Canadienne (ASC), le satellite travaille dans l'infrarouge proche avec 3 instruments et dans l'infrarouge moyen grâce à l'instrument MIRI. Au sein de MIRI se trouve l'imageur Mirim développé sous maîtrise d’œuvre du CEA.

Pour plus d'informations, consulter le site JWST (www.jwst.fr), conçu et administré par le Département d'Astrophysique du CEA (DAp).

 Présentation

L'essentiel de notre connaissance de l'Univers provient de son observation à l'aide de la lumière, les photons.
Les photons bénéficient de nombreux avantages comparés aux rayons cosmiques qui bombardent en permanence notre atmosphère : ils sont produits abondamment par de nombreux phénomènes, ils sont neutres et voyagent longtemps donc permettent de voir loin. Ils sont relativement faciles à détecter sur un grand domaine de longueur d'onde (c'est-à-dire d'énergie). Ils transportent des informations détaillées sur la façon dont ils ont été produits et permettent d'appréhender le fonctionnement des objets célestes.

Mais les photons s'échappent difficilement des régions denses et chaudes des étoiles, des noyaux actifs de galaxie et autres sources très énergétiques qui peuplent l'Univers. Ces régions ne peuvent donc être étudiées directement. Leurs propriétés ne peuvent être déduites que de façon indirecte. Par exemple, les photons qui nous proviennent du Soleil sont émis depuis les couches les plus externes, la photosphère, bien loin du cœur où se produisent les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium.

En outre, les photons interagissent avec les autres photons qui baignent l'ensemble de l'Univers (fond cosmologique à 3K ou fond infrarouge). L'observation de l'Univers en photon à haute énergie (au-delà de 10 TeV, c'est-à-dire, 10000 milliards d'électron-volts) se limite aux distances inférieures à 100 Mpc (300 millions d'années lumières. La galaxie a une taille d'environ 100 000 années lumières, et l'Univers 12 à 15 milliards d'années lumières).

Pour observer l'intimité des objets astrophysiques lointains et obtenir une description de l'Univers sur de grandes distances, il faut utiliser un messager électriquement neutre (sa trajectoire n'est alors pas déviée par les champs magnétiques), stable (il ne se désintègre pas en cours de route) et qui interagisse faiblement (il peut sortir des régions denses et atteindre les détecteurs terrestres malgré les fonds diffus de photons).

Le seul candidat remplissant toutes ces conditions à la fois est le neutrino. L'observation de neutrinos de haute énergie offre un nouveau regard sur l'Univers. Mais détecter ces neutrinos est un nouveau défi à relever, car leur faible interaction avec la matière, leur principal avantage, les rend extrêmement difficiles à observer. C'est de ce défi qu'est née l'expérience Antarès, dont le détecteur doit être à la fois extrêmement puissant afin de capter un nombre maximal de neutrinos et immergé afin d'atténuer le flux des gerbes atmosphériques.

Site officiel

Thèmes/programmes

EDELWEISS est un acronyme signifiant Expérience pour DEtecter Les Wimps(*) En Site Souterrain. Les Wimps sont des particules hypothétiques massives interagissant faiblement (en anglais: Weakly Interacting Massive Particles).

Une quête cosmologique

L'ensemble des observations astrophysiques actuelles tend à montrer que, si les lois de la gravitation d'Einstein sont correctes, il existe à diverses échelles de notre Univers une matière de nature encore inconnue, appelée la matière noire. On en observe les effets gravitationnels grâce, entre autres, aux observations du fond diffus cosmologique (le "rayonnement fossile à 3K"), aux mesures de cisaillement gravitationnel, aux observations d'amas de galaxies, aux mesures des "courbes de rotation" des galaxies...

En particulier de la matière cachée doit exister dans notre propre galaxie (la Voie Lactée), sous la forme d'un halo. La nature inconnue de cette matière laisse ouverte la possibilité qu'elle soit constituée d'un gaz de particules d'un nouveau type. Nous savons par ailleurs que notre connaissance des particules et des interactions fondamentales à l'échelle microscopique, que l'on résume sous l'appellation "Modèle Standard", est encore incomplète. Plusieurs théories proposant des extensions de ce Modèle Standard, comme la supersymétrie, prédisent l'existence de particules dites "WIMPs": massives et interagissant faiblement avec la matière, ces particules sont de bons candidats pour constituer la matière noire.

Le but de l'expérience EDELWEISS, comme des autres expériences dites "de détection directe de la matière noire" qui se construisent dans le monde, est de tester cette "hypothèse WIMP" en tentant d'observer directement des interactions entre les WIMPs de notre propre galaxie et un détecteur approprié.

Le détecteur MUSETT a été conçu et réalisé par une collaboration de physiciens de l'IRFU (ex-DAPNIA) et du GANIL. L'IRFU avait la responsabilité de ce projet visant à construire un nouvel ensemble de détection pour l’étude de noyaux très exotiques.
Couplé avec le spectromètre magnétique VAMOS et avec le multidétecteur gamma EXOGAM, MUSETT (Mur de Silicium pour l’Etude des Transfermium par Tagging) permet de réaliser la spectroscopie de nouveaux noyaux exotiques lourds et superlourds (Z>100) jusqu'à présent inaccessibles.
Les performances de VAMOS et d’EXOGAM sont idéales et uniques pour de telles études, mais il est indispensable de disposer d’un outil de détection permettant d’utiliser la technique d’étiquetage par décroissance (Recoil Decay Tagging). De plus, ce détecteur, complété par une chambre d’ionisation et par une chambre à dérive, permettra également l’identification en charge et en masse de produits de réaction plus légers.
 

Site officiel

Localisation L'expérience HAPPEx a lieu dans le hall A de l'accélérateur Cebaf, au Jeffferson Laboratory, en Virginie.
L'expérience E158 s'est déroulee au Stanford Linear Accelerator Center, en Californie.


Collaboration La collaboration HAPPEx regroupe une trentaine d'instituts et universités venant majoritairement des USA, France et Italie.
La collaboration E158 regroupe 11 universités et Institut Américains et le Dapnia.

Objectifs:

Le détecteur Micromégas a été conçu pour la physique autour des accélérateurs et en particulier pour les expériences de très haut flux des particules. L'objectif de cette expérience est d'améliorer la performance, l’efficacité, la robustesse et la tenue à haut flux hadronique des détecteurs équipés avec des détecteurs Micromegas.

La polyvalence du détecteur gazeux Micromegas permet d’imaginer des développements pour des expériences ou des applications dans des domaines très variés. La stabilité et la robustesse de ce détecteur, l’effort fait sur la réduction du bruit de fond (utilisation de matériaux à basse radioactivité, abaissement du seuil de détection), associés à une très bonne résolution en énergie pour les rayons X de basse énergie, ont permis, par exemple, d’apporter une contribution d’importance à l’expérience de recherche d’axions solaires Cast.
La détection de neutrons ou de photons est rendue possible par l’ajout d’un matériau convertisseur en fenêtre d’entrée. Cette évolution peut nécessiter, pour un fonctionnement en environnement hostile par exemple, une conception du détecteur en mode scellé. C’est le cas du projet Piccolo, détecteur de neutrons destiné à être installé dans le cœur d’un réacteur hybride, qui présente la particularité de fonctionner à haute température, ou encore du projet de photo-détecteurs qui impose des conditions de propreté très strictes.

Un nouveau procédé de fabrication, dit « Micromegas bulk », a été mis au point et laisse envisager de nouvelles applications, par la facilité à réaliser de grandes surfaces et des géométries variées (cylindrique par exemple). C’est avec cette technique que le Dapnia a pris en charge la réalisation des plans de lecture des trois TPC (chambres à échantillonnage temporel) de l’expérience T2K, qui seront chacun composés de 12 détecteurs de grande taille (34x36 cm²) disposés en mosaïque (pour réduire les zones mortes).
Dans le cadre du développement d’une grande TPC pour l’ILC, International Linear Collider, un revêtement résistif apposé sur les damiers de détection de 2,3 mm de large a permis d’atteindre une résolution spatiale de 50 µm (collaboration avec l’Université de Carleton, Ottawa).

Dans l’optique de Super-Kabes (expérience NA48, Cern) il est prévu, en diminuant l’espace d’amplification à 25 µm, de réduire le temps de montée du signal à 5 ns pour permettre de fonctionner à 20 MHz par piste.
Enfin, le couplage de Micromegas avec une puce Medipix2/Timepix (en collaboration avec le Cern à Genève et Nikhef à Amsterdam) a été réalisé et ouvre la voie d’une granularité 3D très fine. Dans cette lignée, les premiers essais d’un Micromegas intégré sur silicium (InGrid) se sont avérés très prometteurs.

Enfin, le couplage de Micromegas avec une puce Medipix2/Timepix (en collaboration avec le Cern à Genève et Nikhef à Amsterdam) a été réalisé et ouvre la voie d’une granularité 3D très fine. Dans cette lignée, les premiers essais d’un Micromegas intégré sur silicium (InGrid) se sont avérés très prometteurs.

FELICE (acronyme pour "future expérience avec un collisionneur linéaire à électrons") est un groupe de physiciens et d'ingénieurs étudiant en collaboration internationale les possibilités que peut offrir après le LHC le futur collisionneur linéaire électron-positon dans la gamme d'énergie du TeV, choisi par la majorité des physiciens du monde entier, connu sous le nom de ILC (International Linear Collider).

Un collisionneur linéaire à électrons-positons, dans la gamme d’énergie du TeV, est le grand projet de la physique des particules après l’achèvement de la construction du LHC. Il a été reconnu très tôt que l’ambitieux programme de physique d’un tel collisionneur nécessitait un vigoureux programme de R&D pour que le détecteur placé auprès de lui atteigne les précisions envisagées. Par exemple, le détecteur de vertex, destiné à signer la présence de quarks lourds (charme et beauté), grâce à l’existence de vertex secondaires détachés au mieux de quelques millimètres du vertex primaire de la collision, doit avoir une précision de mesure sur chaque point (résolution spatiale) de moins de 5μm, si l’on veut séparer charme et beauté de façon suffisamment pure pour mesurer avec précision les rapports de branchement du boson de Higgs en bb et cc.

Le potentiel de physique d’un tel collisionneur est énorme : les mesures précises des propriétés du ou des boson de Higgs et d'éventuelles particules supersymétriques ouvriront la voie à la compréhension de la brisure de symétrie électrofaible. 

Objectif

L'objectif majeur de l'expérience était d'effectuer une étude complète de la violation de la symétrie CP (reliant les particules et antiparticules) dans le système des mésons B.

Plus généralement, l'expérience étudiait la physique des saveurs lourdes : les mésons et baryons contenant un quark b, les mésons et baryons contenant un quark c et le lepton tau.

Contexte

Les expériences ARGUS à Hambourg et CLEO à Cornell dans les années 1980 et 1990 furent les premières "usines à B", destinées à étudier la physique des mésons B. BABAR et l'expérience concurrente BELLE à KEK au Japon, qui ont fonctionné dans les années 2000, furent des "usines à B" de la seconde génération, capables d'étudier la violation de CP.

Objectif

Cette recherche a comme objectif l'étude des réactions induites par neutrons pour l'astrophysique (nucléosynthèse stellaire et primordiale), pour la structure du noyau (densité des niveaux) et pour les technologies de l'énergie nucléaire (réacteurs nucléaires existants et nouvelle génération, transmutation des déchets nucléaires).

Ce programme s'inscrit également dans le cadre des activités nationales et internationales ayant pour but d'améliorer les données nucléaires évaluées.

Présentation

L'experience D0 était située auprès du collisionneur proton-antiproton Tevatron au Laboratoire Fermilab (Chicago, Etats-Unis). Elle a connu deux phases de prise de données : le Run I de 1992 à 1996 avec une énergie dans le centre de masse de 1.8 TeV et le Run II  de 2001 à 2011 avec une énergie dans le centre de masse de 1.96 TeV. Avant l'entrée en fonction du LHC, le Tevatron était le collisionneur le plus puissant du monde et le seul endroit où le quark top pouvait être produit ainsi que, potentiellement, le boson de Higgs. 

D0 est constituée d'un ensemble de détecteurs permettant d'aborder un grand nombre de sujets de physique dans le cadre du Modèle Standard comme les mesures de la production et des propriétés du quark top, la chromodynamique quantique (QCD), l'étude des bosons W et Z et la physique du quark b.  L'expérience D0 a permis également de rechercher le boson de Higgs et des signaux d'une éventuelle physique nouvelle au delà du Modèle Standard comme ceux pouvant provenir de la supersymétrie ou des dimensions supplémentaires.

D0 est une grande collaboration internationale: près de 400 physiciens sont signataires des dernières publications. L'Irfu/SPP (alors appelé Dphpe) a été l'un des premiers partenaires internationaux de la collaboration D0 naissante au début des années 80.

Objectifs:

L'expérience poursuit deux buts:

-Améliorer la précision de la mesure de concentration dans l'air du CO2. La précision et la reproductibilité demandées sont inférieures à +/- 0.1 ppm.
-Réaliser une base de données internationale accessible à toute la communauté scientifique 

 Dans le cadre de la recherche sur le suivi des concentrations en gaz à effet de serre dans le monde, le LSCE est associé à de nombreux laboratoires internationaux pour construire une infrastructure très performante d'observatoires de recherche en environnement (ORE). Dans ce cadre il a chargé le Dapnia de construire des stations de mesures de la concentration en CO2 de l'air.

Thèmes/programmes

Le Dapnia au service des autres communautés/environnement

Contexte:

De nombreuses expériences équivalentes, utilisant les mêmes étalons primaires que Caribou,  et dont le but est de modéliser les flux des GES, existent dans le monde.

Localisation

France :  Biscarrosse, Trainou (près d'Orléans)
Inde : Hanle (Le Ladakh)
Groenland: Ivittuut (Cap Farewell)

Le téléscope spatial James Webb (JWST), lancé le 25 décembre 2021, observe grâce à ses 4 instruments l'Univers dans l'infrarouge. Développé par la NASA en coopération avec l’Agence Spatiale Européenne (ESA) et l’Agence Spatiale Canadienne (ASC), le satellite travaille dans l'infrarouge proche avec 3 instruments et dans l'infrarouge moyen grâce à l'instrument MIRI. Au sein de MIRI se trouve l'imageur Mirim développé sous maîtrise d’œuvre du CEA.

Pour plus d'informations, consulter le site JWST (www.jwst.fr), conçu et administré par le Département d'Astrophysique du CEA (DAp).

L’aimant Iseult de 11,75 T corps entier qui a été installé en 2017 est la pièce maîtresse d’un système d’imagerie par résonance magnétique (IRM) qui repoussera les limites de l'imagerie cérébrale. La réussite de ce projet franco-allemand passe par le développement de prototypes qui ont validé les points clés de ce projet ambitieux en dépassant les frontières technologiques actuelles.

Qu’est ce que le projet Iseult ?

L’imagerie par résonance magnétique est un outil de diagnostic et de recherche pour les neurosciences. Dans ce contexte, le centre Neurospin accueillera depuis 2017 un aimant pour un imageur par résonance magnétique IRM de 11,75 teslas avec une ouverture de 90 cm de diamètre permettant le passage du corps entier d’un patient, et garantissant la meilleure homogénéité du champ magnétique dans la zone d’intérêt.

L’aimant, tout comme l’antenne radiofréquence de transmission et de réception fait l’objet du programme de recherche Iseult en collaboration avec des industriels majeurs du secteur, Guerbet, Siemens et Alstom. Ce projet sollicite des équipes importantes dans les services DACM, DIS et Dédip de l’Irfu.

Les défis d’Iseult

L’aimant Iseult comporte un certain nombre de caractéristiques qui le distinguent des aimants d’IRM conventionnels. Le bobinage principal de l’aimant, pesant 45 tonnes, doit être positionné le plus précisément possible autour du cerveau (à quelques dixièmes de millimètres). Le bobinage est réalisé à partir de plusieurs milliers de kilomètres de fils supraconducteurs en niobium titane bobinés en doubles galettes et parcourus par un courant de 1400 A stable à 0,05 ppm/h. Ce supraconducteur est maintenu à très basse température (1,8 K au dessus du zéro absolu) à l’aide de plusieurs milliers de litres d’hélium superfluide protégés de la température extérieure par une série d’enceintes, telle une gigantesque bouteille thermos.
 

Le confinement du champ magnétique dans la salle d’examen est réalisé grâce à un bobinage qui génère un contre-champ et annule le champ du bobinage principal à l’extérieur de l’aimant. Pour apprendre à maîtriser ces difficultés, les solutions proposées réclament un plan de développement comprenant, entre autres, la réalisation de prototypes et de stations d’essais spécifiques.

Quant à l’antenne radiofréquence, elle doit permettre une excitation homogène dans une zone la plus grande possible tout en minimisant la puissance dissipée dans les tissus organiques.

 Présentation

L'essentiel de notre connaissance de l'Univers provient de son observation à l'aide de la lumière, les photons.
Les photons bénéficient de nombreux avantages comparés aux rayons cosmiques qui bombardent en permanence notre atmosphère : ils sont produits abondamment par de nombreux phénomènes, ils sont neutres et voyagent longtemps donc permettent de voir loin. Ils sont relativement faciles à détecter sur un grand domaine de longueur d'onde (c'est-à-dire d'énergie). Ils transportent des informations détaillées sur la façon dont ils ont été produits et permettent d'appréhender le fonctionnement des objets célestes.

Mais les photons s'échappent difficilement des régions denses et chaudes des étoiles, des noyaux actifs de galaxie et autres sources très énergétiques qui peuplent l'Univers. Ces régions ne peuvent donc être étudiées directement. Leurs propriétés ne peuvent être déduites que de façon indirecte. Par exemple, les photons qui nous proviennent du Soleil sont émis depuis les couches les plus externes, la photosphère, bien loin du cœur où se produisent les réactions de fusion de l'hydrogène en hélium.

En outre, les photons interagissent avec les autres photons qui baignent l'ensemble de l'Univers (fond cosmologique à 3K ou fond infrarouge). L'observation de l'Univers en photon à haute énergie (au-delà de 10 TeV, c'est-à-dire, 10000 milliards d'électron-volts) se limite aux distances inférieures à 100 Mpc (300 millions d'années lumières. La galaxie a une taille d'environ 100 000 années lumières, et l'Univers 12 à 15 milliards d'années lumières).

Pour observer l'intimité des objets astrophysiques lointains et obtenir une description de l'Univers sur de grandes distances, il faut utiliser un messager électriquement neutre (sa trajectoire n'est alors pas déviée par les champs magnétiques), stable (il ne se désintègre pas en cours de route) et qui interagisse faiblement (il peut sortir des régions denses et atteindre les détecteurs terrestres malgré les fonds diffus de photons).

Le seul candidat remplissant toutes ces conditions à la fois est le neutrino. L'observation de neutrinos de haute énergie offre un nouveau regard sur l'Univers. Mais détecter ces neutrinos est un nouveau défi à relever, car leur faible interaction avec la matière, leur principal avantage, les rend extrêmement difficiles à observer. C'est de ce défi qu'est née l'expérience Antarès, dont le détecteur doit être à la fois extrêmement puissant afin de capter un nombre maximal de neutrinos et immergé afin d'atténuer le flux des gerbes atmosphériques.

Site officiel

Thèmes/programmes

Objectifs

Les cryomodules sont des éléments de systèmes radio-fréquence (RF) destinés à l’accélération de particules. Dans le cas de la machine Soleil, ils compensent la perte d’énergie des électrons lorsque ceux-ci émettent du rayonnement synchrotron dans l’anneau de stockage. Dans sa version finale, le système RF de Soleil (352 MHz) comprendra deux cryomodules contenant chacun une paire de cavités supraconductrices, immergées dans un bain d’hélium liquide à 4,5 K. Les deux cryomodules devront générer, au total, une tension d’accélération crête de 4 MV avec une puissance délivrée au faisceau de 600 KW en continu.

Localisation

Synchrotron Soleil, à l'Orme des Merisiers

Le détecteur MUSETT a été conçu et réalisé par une collaboration de physiciens de l'IRFU (ex-DAPNIA) et du GANIL. L'IRFU avait la responsabilité de ce projet visant à construire un nouvel ensemble de détection pour l’étude de noyaux très exotiques.
Couplé avec le spectromètre magnétique VAMOS et avec le multidétecteur gamma EXOGAM, MUSETT (Mur de Silicium pour l’Etude des Transfermium par Tagging) permet de réaliser la spectroscopie de nouveaux noyaux exotiques lourds et superlourds (Z>100) jusqu'à présent inaccessibles.
Les performances de VAMOS et d’EXOGAM sont idéales et uniques pour de telles études, mais il est indispensable de disposer d’un outil de détection permettant d’utiliser la technique d’étiquetage par décroissance (Recoil Decay Tagging). De plus, ce détecteur, complété par une chambre d’ionisation et par une chambre à dérive, permettra également l’identification en charge et en masse de produits de réaction plus légers.
 

Objectif

L'objectif majeur de l'expérience était d'effectuer une étude complète de la violation de la symétrie CP (reliant les particules et antiparticules) dans le système des mésons B.

Plus généralement, l'expérience étudiait la physique des saveurs lourdes : les mésons et baryons contenant un quark b, les mésons et baryons contenant un quark c et le lepton tau.

Contexte

Les expériences ARGUS à Hambourg et CLEO à Cornell dans les années 1980 et 1990 furent les premières "usines à B", destinées à étudier la physique des mésons B. BABAR et l'expérience concurrente BELLE à KEK au Japon, qui ont fonctionné dans les années 2000, furent des "usines à B" de la seconde génération, capables d'étudier la violation de CP.

Généralités

Thématique et contexte du projet Dans le cadre du programme d'instrumentation du VLT, l'ESO a lancé en 1992 un appel d'offre auprès des laboratoires d'astronomie des pays membres, en vue de la pré-étude d'un instrument dans l'infrarouge thermique (longueur d'onde d'observations : 10 - 20 microns). Le STC (Scientific and Technical Committee) de l'ESO, réuni le 10 février 1995, a approuvé l'instrument Visir et a confié la suite du projet à un consortium franco-hollandais (Dapnia/Astron) dirigé par le CEA/DSM/Dapnia/SAp. Visir se place dans la continuité de l'activité infrarouge du SAp qui a pris son essor en 1985 lorsque le service a pris la maîtrise d'oeuvre de la camera Isocam du satellite ISO (1995-1998).


Localisation Visir est installé au foyer Cassegrain d'un des quatre télescopes du VLT sur le site de l'ESO du mont Cerro-Paranal dans le désert d'Acatama au Chili

Collaboration Visir est le fruit d'une collaboration internationale entre 2 instituts :
Astron, à travers son unité à Dwingeloo, et le CEA, à travers le Dapnia (SAp et SIS).
La contribution du Dapnia représente 66 % du projet.

Site officiel

Localisation L'expérience HAPPEx a lieu dans le hall A de l'accélérateur Cebaf, au Jeffferson Laboratory, en Virginie.
L'expérience E158 s'est déroulee au Stanford Linear Accelerator Center, en Californie.


Collaboration La collaboration HAPPEx regroupe une trentaine d'instituts et universités venant majoritairement des USA, France et Italie.
La collaboration E158 regroupe 11 universités et Institut Américains et le Dapnia.

Objectif:

 L’une des questions fondamentales de la physique actuelle concerne l’action de la gravité sur l’antimatière. D’un point de vue expérimental, aucune mesure directe n’a été réalisée sur des particules d’antimatière. Le CERN a donc lancé un programme auprès du Décélérateur d’Antiprotons (AD) qui permet d’envisager enfin une mesure de la gravité sur des atomes d’antihydrogène.

L'objectif premier de l’expérience GBAR est de déterminer comment l'antimatière se comporte sous l’effet de la gravitation. L’expérience cherchera d’abord à vérifier le signe de la gravité pour l’antimatière, une théorie lui laissant la possibilité d’être négative ce qui se traduirait par une élévation et non une chute d’un atome d’antimatière soumis à la seule force de la gravité terrestre. D’autres théories prédisant des déviations moins spectaculaires par rapport à la gravitation de la matière pourraient aussi être testées.

L’expérience GBAR initiée par le groupe de l’IRFU a été acceptée au Cern en mai 2012. Elle fait suite au programme de R&D de l'IRFU qui a consisté à démontrer la faisabilité d’un faisceau intense de positons « lents ». Ce faisceau permet la création d’une cible d'atomes de positronium (état lié électron-positon) permettant la production d'ions H⁺ lorsque l’on y fait interagir des antiprotons.

Pour cela plusieurs défis sont à relever, dont les suivants qui font l'objet de l'activité a l'IRFU:

• Créer une source de positons lents de haute intensité (10⁸/s) ; les sources radioactives utilisées pour fabriquer de l’antihydrogène sont limitées à 10⁶/s environ ;
• Créer des atomes de positronium en densité suffisante (10¹² cm^-2), en utilisant un substrat de silice mésoporeux ;
• Exploiter le positronium, en un temps extrêmement court (142 ns), comme cible pour des antiprotons

Il sera ensuite possible de créer de l'anti-hydrogène neutre H et sous forme d'ions positifs H⁺. Il est à noter que si on utilise des protons incidents au lieu d'antiprotons, on obtient de l'hydrogène et des ions H^-.

Expériences Concurrentes

ALPHA-g        (Antihydrogen Laser PHysics Apparatus)
AEGIS        (Antimatter Experiment: Gravity, Interferometry, Spectroscopy)
 

 Localisation

-

-L’expérience GBAR a commencé son installation au Cern en décembre 2016 ; elle doit être reliée à au nouvel anneau de décélération ELENA installé dans le hall du décélérateur d’antiprotons (AD) du Cern.

-Les projets SOPHI et SELMA sont situés sur le centre CEA de Saclay (ancien Hall Saturne). Le projet ANR SOPHI est le prototype de la source de positons que GBAR installe au Cern, et SELMA le petit accélérateur linéaire d’électrons qui l’alimente. Un autre projet ANR, ANTION, teste l’interaction entre des protons et le positronium. Il mesurera la production d’atomes d’hydrogène à Saclay, puis au Cern la production d’ions H^- puis celle d’antihydrogène et des ions H⁺

Contribution de l'IRFU

L'IRFU a initié ce projet.

Il a étudié et réalisé un faisceau de positons intense.

Il étudie la conversion des positons en positronium et l'interaction de protons/antiprotons avec ce positronium.

  Ampleur du projet

La collaboration GBAR rassemble 19 instituts de 9 pays.

GBAR /SOPHI est un des premiers projets ANR du département: cette expérience est financée par l'IRFU, l'ANR (pour SOPHI, POSITRAP et ANTION) et le département de l'Essonne (pour SELMA).

Le projet GBAR, de taille modeste à l’échelle des grandes expériences du CERN, est un projet hautement pluridisciplinaire, faisant appel à la physique des particules, physique atomique, physique des accélérateurs, lasers, etc. L'enjeu, ambitieux et complexe, est fondamental pour la physique, car toute déviation de la gravité de l’antimatière par rapport à celle de la matière conduirait à reconsidérer les modèles classiques au niveau le plus fondamental.

Contacts:

Patrice PEREZ

Yves SACQUIN

Laszlo LISZKAY

Objectif: 

ILC est un collisionneur électron-positron destiné à l'exploration physique du secteur de Higgs et des interactions fondamentales au delà du modèle standard, utilisant des accélérateurs linéaires à cavités supraconductrices en niobium massif avec des champs accélérateurs de 35 MV/m ou plus. Il doit compléter l'activité du LHC, immense collisionneur proton-proton, situé à Genève.

Les techniques d'accélération RF et de transport du faisceau mises en jeu sont testées sur le linac TTF (Tesla Test Facility) à Desy, sur l'ATF (Accelerator Test Facility) et STF (Superconducting Test Facility) à KEK, et prochainement sur l'ILCTA (ILC Test Accelerator) à FNAL.

Thèmes/Programmes

Aimants et accélérateurs/Les accélérateurs de particules

L’aimant Iseult de 11,75 T corps entier qui a été installé en 2017 est la pièce maîtresse d’un système d’imagerie par résonance magnétique (IRM) qui repoussera les limites de l'imagerie cérébrale. La réussite de ce projet franco-allemand passe par le développement de prototypes qui ont validé les points clés de ce projet ambitieux en dépassant les frontières technologiques actuelles.

Qu’est ce que le projet Iseult ?

L’imagerie par résonance magnétique est un outil de diagnostic et de recherche pour les neurosciences. Dans ce contexte, le centre Neurospin accueillera depuis 2017 un aimant pour un imageur par résonance magnétique IRM de 11,75 teslas avec une ouverture de 90 cm de diamètre permettant le passage du corps entier d’un patient, et garantissant la meilleure homogénéité du champ magnétique dans la zone d’intérêt.

L’aimant, tout comme l’antenne radiofréquence de transmission et de réception fait l’objet du programme de recherche Iseult en collaboration avec des industriels majeurs du secteur, Guerbet, Siemens et Alstom. Ce projet sollicite des équipes importantes dans les services DACM, DIS et Dédip de l’Irfu.

Les défis d’Iseult

L’aimant Iseult comporte un certain nombre de caractéristiques qui le distinguent des aimants d’IRM conventionnels. Le bobinage principal de l’aimant, pesant 45 tonnes, doit être positionné le plus précisément possible autour du cerveau (à quelques dixièmes de millimètres). Le bobinage est réalisé à partir de plusieurs milliers de kilomètres de fils supraconducteurs en niobium titane bobinés en doubles galettes et parcourus par un courant de 1400 A stable à 0,05 ppm/h. Ce supraconducteur est maintenu à très basse température (1,8 K au dessus du zéro absolu) à l’aide de plusieurs milliers de litres d’hélium superfluide protégés de la température extérieure par une série d’enceintes, telle une gigantesque bouteille thermos.
 

Le confinement du champ magnétique dans la salle d’examen est réalisé grâce à un bobinage qui génère un contre-champ et annule le champ du bobinage principal à l’extérieur de l’aimant. Pour apprendre à maîtriser ces difficultés, les solutions proposées réclament un plan de développement comprenant, entre autres, la réalisation de prototypes et de stations d’essais spécifiques.

Quant à l’antenne radiofréquence, elle doit permettre une excitation homogène dans une zone la plus grande possible tout en minimisant la puissance dissipée dans les tissus organiques.

Généralités

Thématique et contexte du projet L’utilisation de cavités supraconductrices pour accélérer des faisceaux de particules apporte de nombreux avantages, notamment en terme de rendement, et de compacité des structures pour les cycles utiles élevés. Les défis à relever sont l’obtention de gradients accélérateurs élevés (E/_acc > 40 MV/m) pour réduire la longueur totale des linacs, l’amélioration du coefficient de surtension (Q₀ > 10¹⁰) pour diminuer les dissipations thermiques, et d’une façon générale réduire les coûts de fabrication et de mise en œuvre. C’est un travail à la fois fondamental et technologique : mieux connaître l’origine physique des limitations du supraconducteur a permis d’améliorer régulièrement les performances des cavités supraconductrices. Une approche des autres verrous technologiques (techniques de fabrication, contraintes propres à une application donnée) est également faite. Localisation l'essentiel des recherches se font à Saclay

Collaboration France (CEA, CNRS), Italie (INFN), Cern, Desy (Allemagne), KEK (Japon) ; CEBAF, FNAL, LANL (USA)

Objectifs

Les cryomodules sont des éléments de systèmes radio-fréquence (RF) destinés à l’accélération de particules. Dans le cas de la machine Soleil, ils compensent la perte d’énergie des électrons lorsque ceux-ci émettent du rayonnement synchrotron dans l’anneau de stockage. Dans sa version finale, le système RF de Soleil (352 MHz) comprendra deux cryomodules contenant chacun une paire de cavités supraconductrices, immergées dans un bain d’hélium liquide à 4,5 K. Les deux cryomodules devront générer, au total, une tension d’accélération crête de 4 MV avec une puissance délivrée au faisceau de 600 KW en continu.

Localisation

Synchrotron Soleil, à l'Orme des Merisiers